www.wikidata.id-id.nina.az

Evolusi bintang adalah proses di mana bintang berubah dengan seiring waktu Perubahannya bergantung pada massa bintang ma

Evolusi bintang

Evolusi bintang adalah proses di mana bintang berubah dengan seiring waktu. Perubahannya bergantung pada massa bintang, masa hidup atau usianya bervariasi dari beberapa juta tahun untuk yang paling masif hingga triliunan tahun untuk yang paling rendah massanya, dan ada yang jauh lebih lama usianya dari alam semesta, Tabel tersebut menunjukkan masa hidup bintang sebagai fungsi dari massanya. Semua bintang terbentuk dari awan gas dan debu yang runtuh, yang sering disebut nebula atau awan molekul. Selama jutaan tahun, protobintang ini menetap dalam keadaan ekuilibrium, menjadi bintang yang dikenal sebagai deret utama.

Umur perwakilan bintang sebagai fungsi dari massa mereka.
Perubahan ukuran bintang dengan seiring waktu yang mirip matahari.
Gambaran seniman tentang siklus hidup bintang mirip Matahari, dimulai sebagai bintang deret utama di kiri bawah, lalu berkembang melalui fase subraksasa dan raksasa hingga selubung luarnya dikeluarkan dan membentuk nebula planet di kanan atas.
Representasi evolusi bintang.

Proses Fusi Nuklir mempengaruhi gerakan bintang. Awalnya, energi dihasilkan oleh fusi atom hidrogen di inti bintang deret utama. Kemudian, ketika atom yang lebih banyak di inti menjadi helium, bintang-bintang seperti Matahari mulai meleburkan hidrogen di sepanjang cangkang bola yang mengelilingi inti. Proses ini menyebabkan ukuran bintang secara bertahap membesar, melewati tahap subraksasa hingga mencapai tahap raksasa merah. Bintang dengan setidaknya setengah massa Matahari juga dapat mulai menghasilkan energi melalui fusi helium pada intinya, sedangkan bintang yang lebih masif dapat memadukan unsur-unsur yang lebih berat di sepanjang serangkaian cangkang konsentris. Begitu bintang seperti Matahari telah kehabisan bahan bakar nuklirnya, intinya akan runtuh menjadi katai putih padat dan lapisan luarnya dikeluarkan sebagai nebula planet. Bintang dengan massa sekitar sepuluh kali atau lebih dari Matahari dapat meledak dalam supernova karena inti besinya runtuh menjadi bintang neutron yang sangat padat atau lubang hitam. Meskipun alam semesta tidak cukup tua untuk semua katai merah terkecil untuk mencapai akhir hidupnya, model bintang menyarankan mereka perlahan-lahan akan menjadi lebih cerah dan lebih panas sebelum kehabisan bahan bakar hidrogen dan menjadi katai putih bermassa rendah.

Evolusi bintang tidak dipelajari dengan mengamati kehidupan suatu bintang, karena kebanyakan perubahan bintang terjadi terlalu lambat untuk dideteksi, bahkan selama berabad-abad. Alih-alih, ahli astrofisika memahami bagaimana bintang berevolusi dengan mengamati banyak bintang di berbagai titik dalam masa hidupnya, dan dengan mensimulasikan struktur bintang menggunakan model komputer.

Pembentukan bintang sunting

Representasi sederhana dari tahapan Evolusi bintang.
Skema Evolusi bintang.
Artikel utama: Pembentukan bintang

Protobintang sunting

Artikel utama: Protobintang

Evolusi bintang dimulai dengan keruntuhan gravitasi dari awan molekul raksasa. Awan molekul raksasa biasanya berukuran sekitar 100 tahun cahaya (9,5 × 1014 km) dan mengandung hingga 6.000.000 massa matahari (1.2 × 1037 kg ). Saat ia runtuh, awan molekul raksasa pecah menjadi potongan-potongan yang semakin kecil. Dalam setiap bagian ini, gas yang runtuh melepaskan energi potensial gravitasi sebagai panas. Saat suhu dan tekanannya meningkat, sebuah fragmen mengembun menjadi bola gas super panas yang berputar yang dikenal sebagai protobintang.

Protobintang terus tumbuh dengan pertambahan gas dan debu dari awan molekul, menjadi bintang urutan utama saat mencapai massa akhirnya. Perkembangan selanjutnya ditentukan oleh massanya. Massa biasanya dibandingkan dengan massa Matahari : 1,0 M ☉ (2,0 × 1030 kg) berarti 1 massa Matahari.

Protobintang tersembunyi dalam debu, dan dengan demikian lebih mudah terlihat pada gelombang panjang inframerah. Pengamatan dari Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) sangat penting untuk mengungkap banyak protobintang di galaksi dan gugus bintang induknya.

Katai cokelat dan objek subbintang sunting

Artikel utama: Katai cokelat

Protobintang dengan massa kurang dari kira-kira 0,08 M☉ (1,6 × 1029 kg) tidak pernah mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulai fusi nuklir hidrogen. Ini dikenal sebagai katai cokelat. The International Astronomical Union mendefinisikan katai cokelat sebagai bintang yang cukup besar untuk sekering deuterium di beberapa titik dalam hidup mereka (13 massa Jupiter (MJ), 2,5 × 1028 kg, atau 0,0125 M☉). Objek yang lebih kecil dari 13 MJ diklasifikasikan sebagai katai subcokelat (tetapi jika mereka mengorbit di sekitar objek bintang lain, mereka diklasifikasikan sebagai planet). Kedua jenis, pembakaran deuterium dan litium, bersinar redup dan menghilang dengan perlahan, Dan mendingin secara bertahap selama ratusan juta tahun.

Bintang bintang padat di Sagittarius.

Deret utama sunting

Artikel utama: Deret utama

Untuk protobintang yang lebih masif, suhu inti pada akhirnya akan mencapai 10 juta kelvin, memulai reaksi berantai proton-proton dan memungkinkan hidrogen untuk berfusi, pertama ke deuterium dan kemudian ke helium. Dalam bintang dengan ukuran sedikit di atas 1 M☉ (2.0 × 1030 kg), reaksi fusi karbon-nitrogen-oksigen (siklus CNO) menyumbang sebagian besar pembangkit energi. Permulaan fusi nuklir relatif cepat mengarah pada kesetimbangan hidrostatik di mana energi yang dilepaskan oleh inti mempertahankan tekanan gas tinggi, menyeimbangkan berat materi bintang dan mencegah keruntuhan gravitasi lebih lanjut. Bintang dengan demikian berkembang pesat ke keadaan stabil, memulai fase deret utama dalam evolusinya.

Sebuah bintang baru akan berada di titik tertentu pada deret utama di diagram Hertzsprung – Russell, dengan tipe spektrum deret utama yang bergantung pada massa bintang. Katai merah bermassa kecil, relatif dingin, bermassa rendah memadukan hidrogen secara perlahan dan akan tetap berada di deret utama selama ratusan miliar tahun atau lebih, sedangkan bintang tipe-O yang masif dan panas akan meninggalkan tahap deret utama hanya dalam beberapa juta tahun. Bintang katai kuning berukuran sedang, seperti Matahari, akan tetap berada di deret utama selama sekitar 10 miliar tahun. Matahari diperkirakan berada di tengah rentang umur deret utamanya.

Lihat pula sunting

  • Pembentukan dan evolusi galaksi - Proses yang membentuk alam semesta heterogen dari awal yang homogen, pembentukan galaksi pertama, cara galaksi berubah seiring waktu.
  • Garis waktu alam - Peristiwa alam semesta sejak Big Bang 13,8 miliar tahun lalu.
  • Nukleosintesis - Proses yang menciptakan inti atom baru dari nukleon yang sudah ada sebelumnya, terutama proton dan neutron.

Model surya standar:

Referensi sunting

  1. Bertulani, Carlos A.,. Nuclei in the Cosmos. Hackensack, NJ. ISBN 978-981-4417-67-9. OCLC 857769630. 
  2. Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997-06-10). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. doi:10.1086/304125. ISSN 0004-637X. 
  3. Prialnik, Dina (2000). Earth, Moon, and Planets. 89 (1/4): 27–52. doi:10.1023/a:1021577915502. ISSN 0167-9295 http://dx.doi.org/10.1023/a:1021577915502.  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan)
  4. Liu, Fengchuan; Irace, William; Wright, Edward L. (2011-03). "Development and operation of the Wide-Field Infrared Survey Explorer Mission". 2011 Aerospace Conference. IEEE. doi:10.1109/aero.2011.5747276. ISBN 978-1-4244-7350-2. 
  5. Majaess, D. (2012-11-28). "Discovering protostars and their host clusters via WISE". Astrophysics and Space Science. 344 (1): 175–186. doi:10.1007/s10509-012-1308-y. ISSN 0004-640X. 
wikipedia, wiki, buku, buku, perpustakaan, artikel, baca, unduh, gratis, unduh gratis, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, gambar, musik, lagu, film, buku, permainan, permainan.
Tanggal penerbitan:
Evolusi bintang adalah proses di mana bintang berubah dengan seiring waktu Perubahannya bergantung pada massa bintang masa hidup atau usianya bervariasi dari beberapa juta tahun untuk yang paling masif hingga triliunan tahun untuk yang paling rendah massanya dan ada yang jauh lebih lama usianya dari alam semesta Tabel tersebut menunjukkan masa hidup bintang sebagai fungsi dari massanya 1 Semua bintang terbentuk dari awan gas dan debu yang runtuh yang sering disebut nebula atau awan molekul Selama jutaan tahun protobintang ini menetap dalam keadaan ekuilibrium menjadi bintang yang dikenal sebagai deret utama Umur perwakilan bintang sebagai fungsi dari massa mereka source source source source source source source Perubahan ukuran bintang dengan seiring waktu yang mirip matahari Gambaran seniman tentang siklus hidup bintang mirip Matahari dimulai sebagai bintang deret utama di kiri bawah lalu berkembang melalui fase subraksasa dan raksasa hingga selubung luarnya dikeluarkan dan membentuk nebula planet di kanan atas Representasi evolusi bintang Proses Fusi Nuklir mempengaruhi gerakan bintang Awalnya energi dihasilkan oleh fusi atom hidrogen di inti bintang deret utama Kemudian ketika atom yang lebih banyak di inti menjadi helium bintang bintang seperti Matahari mulai meleburkan hidrogen di sepanjang cangkang bola yang mengelilingi inti Proses ini menyebabkan ukuran bintang secara bertahap membesar melewati tahap subraksasa hingga mencapai tahap raksasa merah Bintang dengan setidaknya setengah massa Matahari juga dapat mulai menghasilkan energi melalui fusi helium pada intinya sedangkan bintang yang lebih masif dapat memadukan unsur unsur yang lebih berat di sepanjang serangkaian cangkang konsentris Begitu bintang seperti Matahari telah kehabisan bahan bakar nuklirnya intinya akan runtuh menjadi katai putih padat dan lapisan luarnya dikeluarkan sebagai nebula planet Bintang dengan massa sekitar sepuluh kali atau lebih dari Matahari dapat meledak dalam supernova karena inti besinya runtuh menjadi bintang neutron yang sangat padat atau lubang hitam Meskipun alam semesta tidak cukup tua untuk semua katai merah terkecil untuk mencapai akhir hidupnya model bintang menyarankan mereka perlahan lahan akan menjadi lebih cerah dan lebih panas sebelum kehabisan bahan bakar hidrogen dan menjadi katai putih bermassa rendah 2 Evolusi bintang tidak dipelajari dengan mengamati kehidupan suatu bintang karena kebanyakan perubahan bintang terjadi terlalu lambat untuk dideteksi bahkan selama berabad abad Alih alih ahli astrofisika memahami bagaimana bintang berevolusi dengan mengamati banyak bintang di berbagai titik dalam masa hidupnya dan dengan mensimulasikan struktur bintang menggunakan model komputer Daftar isi 1 Pembentukan bintang 1 1 Protobintang 1 2 Katai cokelat dan objek subbintang 1 3 Deret utama 2 Lihat pula 3 ReferensiPembentukan bintang sunting nbsp Representasi sederhana dari tahapan Evolusi bintang nbsp Skema Evolusi bintang Artikel utama Pembentukan bintang Protobintang sunting Artikel utama Protobintang Evolusi bintang dimulai dengan keruntuhan gravitasi dari awan molekul raksasa Awan molekul raksasa biasanya berukuran sekitar 100 tahun cahaya 9 5 1014 km dan mengandung hingga 6 000 000 massa matahari 1 2 1037 kg Saat ia runtuh awan molekul raksasa pecah menjadi potongan potongan yang semakin kecil Dalam setiap bagian ini gas yang runtuh melepaskan energi potensial gravitasi sebagai panas Saat suhu dan tekanannya meningkat sebuah fragmen mengembun menjadi bola gas super panas yang berputar yang dikenal sebagai protobintang 3 Protobintang terus tumbuh dengan pertambahan gas dan debu dari awan molekul menjadi bintang urutan utama saat mencapai massa akhirnya Perkembangan selanjutnya ditentukan oleh massanya Massa biasanya dibandingkan dengan massa Matahari 1 0 M 2 0 1030 kg berarti 1 massa Matahari Protobintang tersembunyi dalam debu dan dengan demikian lebih mudah terlihat pada gelombang panjang inframerah Pengamatan dari Wide field Infrared Survey Explorer WISE sangat penting untuk mengungkap banyak protobintang di galaksi dan gugus bintang induknya 4 5 Katai cokelat dan objek subbintang sunting Artikel utama Katai cokelat Protobintang dengan massa kurang dari kira kira 0 08 M 1 6 1029 kg tidak pernah mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulai fusi nuklir hidrogen Ini dikenal sebagai katai cokelat The International Astronomical Union mendefinisikan katai cokelat sebagai bintang yang cukup besar untuk sekering deuterium di beberapa titik dalam hidup mereka 13 massa Jupiter MJ 2 5 1028 kg atau 0 0125 M Objek yang lebih kecil dari 13 MJ diklasifikasikan sebagai katai subcokelat tetapi jika mereka mengorbit di sekitar objek bintang lain mereka diklasifikasikan sebagai planet Kedua jenis pembakaran deuterium dan litium bersinar redup dan menghilang dengan perlahan Dan mendingin secara bertahap selama ratusan juta tahun nbsp Bintang bintang padat di Sagittarius Deret utama sunting Artikel utama Deret utama Untuk protobintang yang lebih masif suhu inti pada akhirnya akan mencapai 10 juta kelvin memulai reaksi berantai proton proton dan memungkinkan hidrogen untuk berfusi pertama ke deuterium dan kemudian ke helium Dalam bintang dengan ukuran sedikit di atas 1 M 2 0 1030 kg reaksi fusi karbon nitrogen oksigen siklus CNO menyumbang sebagian besar pembangkit energi Permulaan fusi nuklir relatif cepat mengarah pada kesetimbangan hidrostatik di mana energi yang dilepaskan oleh inti mempertahankan tekanan gas tinggi menyeimbangkan berat materi bintang dan mencegah keruntuhan gravitasi lebih lanjut Bintang dengan demikian berkembang pesat ke keadaan stabil memulai fase deret utama dalam evolusinya Sebuah bintang baru akan berada di titik tertentu pada deret utama di diagram Hertzsprung Russell dengan tipe spektrum deret utama yang bergantung pada massa bintang Katai merah bermassa kecil relatif dingin bermassa rendah memadukan hidrogen secara perlahan dan akan tetap berada di deret utama selama ratusan miliar tahun atau lebih sedangkan bintang tipe O yang masif dan panas akan meninggalkan tahap deret utama hanya dalam beberapa juta tahun Bintang katai kuning berukuran sedang seperti Matahari akan tetap berada di deret utama selama sekitar 10 miliar tahun Matahari diperkirakan berada di tengah rentang umur deret utamanya Lihat pula suntingPembentukan dan evolusi galaksi Proses yang membentuk alam semesta heterogen dari awal yang homogen pembentukan galaksi pertama cara galaksi berubah seiring waktu Garis waktu alam Peristiwa alam semesta sejak Big Bang 13 8 miliar tahun lalu Nukleosintesis Proses yang menciptakan inti atom baru dari nukleon yang sudah ada sebelumnya terutama proton dan neutron Model surya standar Bintang Populasi Pengelompokan bintang menurut seberapa kadar kelogaman di dalam bintang sifat logam Rotasi bintang Setelah pembentukan Rotasi lambat seiring bertambahnya usia bintang Garis waktu astronomi bintang Referensi sunting Bertulani Carlos A Nuclei in the Cosmos Hackensack NJ ISBN 978 981 4417 67 9 OCLC 857769630 Pemeliharaan CS1 Banyak nama authors list link Laughlin Gregory Bodenheimer Peter Adams Fred C 1997 06 10 The End of the Main Sequence The Astrophysical Journal 482 1 420 432 doi 10 1086 304125 ISSN 0004 637X Prialnik Dina 2000 Earth Moon and Planets 89 1 4 27 52 doi 10 1023 a 1021577915502 ISSN 0167 9295 http dx doi org 10 1023 a 1021577915502 Tidak memiliki atau tanpa title bantuan Liu Fengchuan Irace William Wright Edward L 2011 03 Development and operation of the Wide Field Infrared Survey Explorer Mission 2011 Aerospace Conference IEEE doi 10 1109 aero 2011 5747276 ISBN 978 1 4244 7350 2 Periksa nilai tanggal di date bantuan Majaess D 2012 11 28 Discovering protostars and their host clusters via WISE Astrophysics and Space Science 344 1 175 186 doi 10 1007 s10509 012 1308 y ISSN 0004 640X Diperoleh dari https id wikipedia org w index php title Evolusi bintang amp oldid 23666245