Kitaran Kehidupan Bintang Kecil

Kandungan

• Pembentukan Protostar
• The Spark of Life Thermonuclear
• Kitaran Hidup Bintang Kecil: Urutan Utama
• Urutan Selepas Pasca - Tahun Emas
• Bintang Berukuran Matahari Memperluas Menjadi Nebula Planet
• Whats Kiri Lebih Kerdil Putih
• Massa Mempengaruhi Siklus Hidup

Bintang-bintang benar-benar dilahirkan dari stardust, dan kerana bintang adalah kilang yang menghasilkan semua unsur berat, dunia kita dan segala yang ada di dalamnya juga berasal dari stardust.

Awan daripadanya, yang kebanyakannya terdiri daripada molekul gas hidrogen, terapung di dalam ruang sejuk yang tidak dapat dibayangkan sehingga graviti memaksa mereka untuk runtuh pada diri mereka dan membentuk bintang.

Semua bintang dicipta sama, tetapi seperti orang, mereka datang dalam banyak variasi. Penentu utama ciri bintang adalah jumlah stardust yang terlibat dalam pembentukannya.

Sesetengah bintang sangat besar, dan mereka mempunyai kehidupan yang pendek dan hebat, sementara yang lain sangat kecil sehingga mereka tidak mempunyai cukup massa untuk menjadi bintang di tempat pertama, dan ini mempunyai kehidupan yang sangat panjang. Kitaran hidup bintang, seperti NASA dan pihak berkuasa angkasa lain menjelaskan, sangat bergantung kepada jisim.

Bintang-bintang kira-kira saiz matahari kita dianggap bintang-bintang kecil, tetapi mereka menyentuh sekelompok orang kerdil merah, yang mempunyai massa kira-kira separuh daripada matahari dan hampir sebagai kekal sebagai bintang yang boleh mendapatkan.

Kitaran hidup bintang rendah seperti matahari, yang diklasifikasikan sebagai G-jenis, bintang urutan utama (atau kerdil kuning), berlangsung sekitar 10 bilion tahun. Walaupun bintang saiz ini tidak menjadi supernovae, mereka mengakhiri hidup mereka dengan cara dramatik.

Pembentukan Protostar

Graviti, bahawa kuasa misteri yang mengekalkan kaki kita terpaku ke tanah dan planet-planet berputar di orbit mereka, bertanggungjawab untuk pembentukan bintang. Di dalam awan gas dan habuk interstellar yang mengambang di sekeliling alam semesta, graviti menggabungkan molekul menjadi rumpun kecil, yang memecahkan awan ibu bapa mereka menjadi protostar. Kadang-kadang keruntuhan itu didahului oleh peristiwa kosmik, seperti supernova.

Oleh kerana jisim mereka meningkat, protostar mampu menarik lebih banyak stardust. Pemuliharaan momentum menyebabkan perkara runtuh membentuk cakera berputar, dan suhu meningkat kerana peningkatan tekanan dan tenaga kinetik yang dikeluarkan oleh molekul gas tertarik ke pusat.

Beberapa protostar dipercayai wujud di Orion Nebula, di antara tempat-tempat lain. Orang-orang yang sangat muda terlalu rambang dapat dilihat, tetapi akhirnya mereka menjadi legap ketika mereka bersatu. Kerana ini berlaku, pengumpulan bahan perangkap radiasi inframerah di inti, yang selanjutnya meningkatkan suhu dan tekanan, akhirnya menghalang lebih banyak perkara daripada jatuh ke inti.

Sampul bintang terus menarik perhatian dan berkembang, bagaimanapun, sehingga sesuatu yang luar biasa berlaku.

The Spark of Life Thermonuclear

Sukar untuk percaya bahawa graviti, yang merupakan kekuatan yang agak lemah, boleh menjejaskan rangkaian kejadian yang membawa kepada reaksi termonuklear, tetapi itulah yang berlaku. Memandangkan protostar terus menimbulkan masalah, tekanan pada inti menjadi begitu kuat sehingga hidrogen bermula bersambung ke helium, dan protostar menjadi bintang.

Munculnya aktiviti termonuklear mencipta angin sengit yang pulsa dari bintang sepanjang paksi putaran. Bahan yang beredar di sekitar perimeter bintang dikeluarkan dari angin ini. Ini adalah fasa T-Tauri pembentukan bintang, yang dicirikan oleh aktiviti permukaan yang kuat, termasuk suar dan letusan. Bintang ini boleh kehilangan sehingga 50 peratus daripada jisimnya semasa fasa ini, yang untuk bintang saiz matahari, berlangsung selama beberapa juta tahun.

Akhirnya, bahan di sekeliling bintang perimeter mula menghilang, dan apa yang tersisa beralih ke planet. Angin suria berkurangan, dan bintang itu memasuki tempoh kestabilan pada urutan utama. Dalam tempoh ini, daya luar yang dijana oleh tindak balas gabungan hidrogen ke helium yang berlaku di teras mengimbangi tarik graviti ke dalam, dan bintang tidak kehilangan atau keuntungan.

Kitaran Hidup Bintang Kecil: Urutan Utama

Kebanyakan bintang di langit malam adalah bintang urutan utama, kerana tempoh ini adalah yang paling lama dalam jangka hayat mana-mana bintang. Semasa di urutan utama, bintang memusnahkan hidrogen ke dalam helium, dan terus melakukannya sehingga bahan api hidrogennya habis.

Reaksi fusi berlaku lebih cepat pada bintang-bintang besar daripada yang lebih kecil, sehingga bintang-bintang besar-besaran membakar lebih panas, dengan cahaya putih atau biru, dan mereka membakar untuk masa yang lebih singkat. Manakala bintang saiz matahari akan bertahan selama 10 bilion tahun, gergasi biru super besar mungkin hanya bertahan selama 20 juta.

Secara umum, dua jenis tindak balas termonuklear berlaku di bintang urutan utama, tetapi pada bintang yang lebih kecil, seperti matahari, hanya satu jenis: rantai proton-proton.

Proton adalah nukleus hidrogen, dan dalam teras bintang, mereka bergerak dengan pantas untuk mengatasi penolakan elektrostatik dan bertembung untuk membentuk nukleus helium-2, melepaskan v-neutrino dan positron dalam prosesnya. Apabila proton lain bertembung dengan helium-2 yang baru terbentuk nukleus, mereka menyusun helium-3 dan melepaskan foton gamma. Akhirnya, dua helium-3 nuclei bertabrakan untuk menghasilkan satu helium-4 nukleus dan dua lagi proton, yang seterusnya meneruskan tindak balas rantai, jadi, semua reaksi proton-proton menggunakan empat proton.

Satu sub-rantaian yang berlaku dalam reaksi utama menghasilkan berilium-7 dan litium-7, tetapi ini adalah unsur-unsur peralihan yang bergabung, selepas perlanggaran dengan positron, untuk mewujudkan dua helium-4 nukleus. Satu lagi sub-rantaian menghasilkan berilium-8, yang tidak stabil dan secara spontan berpecah kepada dua helium-4 nukleus. Sub proses ini menyumbang kira-kira 15 peratus daripada jumlah pengeluaran tenaga.

Urutan Selepas Pasca - Tahun Emas

Tahun-tahun keemasan dalam kitar hayat manusia ialah tenaga di mana tenaga mula berkurang, dan yang sama berlaku untuk bintang. Tahun-tahun keemasan untuk bintang massa yang rendah berlaku apabila bintang telah memakan semua bahan api hidrogen dalam terasnya, dan tempoh ini juga dikenali sebagai urutan pasca-utama. Reaksi fusi di teras terhenti, dan kulit helium luar runtuh, menghasilkan tenaga haba sebagai tenaga yang berpotensi dalam shell runtuh ditukar kepada tenaga kinetik.

Haba tambahan menyebabkan hidrogen di dalam shell untuk mula bersatu lagi, tetapi kali ini, reaksi menghasilkan lebih banyak haba daripada yang dilakukan apabila ia hanya berlaku di teras.

Fusion lapisan hidrogen shell menolak tepi bintang ke luar, dan suasana luar mengembang dan menyejukkan, menjadikan bintang menjadi gergasi merah. Apabila ini terjadi pada matahari kira-kira 5 bilion tahun, ia akan mengembangkan separuh jarak ke Bumi.

Pengembangan ini diiringi oleh peningkatan suhu pada inti apabila lebih banyak helium dibuang oleh tindak balas hidrogen yang terjadi di dalam cangkang. Ia menjadi sangat panas yang fusion helium bermula di inti, menghasilkan berilium, karbon dan oksigen, dan apabila reaksi ini (dipanggil helium flash) bermula, ia menyebar dengan cepat.

Selepas helium di dalam hosnya habis, teras bintang kecil tidak dapat menghasilkan haba yang memadai untuk menggabungkan unsur-unsur yang lebih berat yang telah dicipta, dan kulit di sekeliling inti runtuh lagi. Keruntuhan ini menghasilkan sejumlah besar haba - cukup untuk memulakan peleburan helium dalam shell - dan reaksi baru memulakan tempoh pengembangan baru di mana radius bintang meningkat sebanyak 100 kali radius asalnya.

Apabila matahari kita mencapai tahap ini, ia akan berkembang di luar orbit Marikh.

Bintang Berukuran Matahari Memperluas Menjadi Nebula Planet

Apa-apa kisah kitaran hidup bintang bagi kanak-kanak perlu mengandungi penjelasan tentang nebula planet, kerana ia adalah beberapa fenomena yang paling menarik di alam semesta. Nebula planet istilah adalah salah faham, kerana ia tidak ada kaitan dengan planet.

Fenomena ini bertanggungjawab terhadap imej-imej dramatik Mata Tuhan (Helix Nebula) dan imej-imej lain yang mengisi internet. Jauh dari segi planet, nebula planet adalah tandatangan bintang-bintang yang kecil.

Apabila bintang itu berkembang menjadi fasa merah gergasi kedua, teras serentak itu jatuh ke dalam kerdil putih yang sangat panas, yang merupakan sisa pepejal yang mempunyai sebahagian besar jisim bintang asli yang dibungkus ke dalam sfera bersaiz Bumi. Kerdil putih memancarkan sinaran ultraviolet yang mengionkan gas dalam shell yang berkembang, menghasilkan warna dan bentuk dramatik.

Whats Kiri Lebih Kerdil Putih

Nebula planet tidak tahan lama, menghilang dalam kira-kira 20,000 tahun. Bintang kerdil putih yang kekal setelah nebula planet telah hilang, bagaimanapun, sangat tahan lama. Ia pada dasarnya adalah sekumpulan karbon dan oksigen yang dicampur dengan elektron yang dibungkus dengan ketat sehingga dikatakan merosot. Menurut undang-undang mekanik kuantum, mereka tidak boleh dimampatkan lebih jauh. Bintang itu adalah sejuta kali lebih padat daripada air.

Tiada tindak balas tindak balas berlaku di dalam kerdil putih, tetapi ia tetap panas berdasarkan kawasan permukaannya yang kecil, yang menghadkan jumlah tenaga yang dipancarkannya. Ia akhirnya akan menjadi sejuk, menjadi benjolan karbon dan elektron yang lemah, tetapi ini akan mengambil masa 10 hingga 100 bilion tahun. Alam semesta tidak cukup lama untuk ini telah berlaku lagi.

Massa Mempengaruhi Siklus Hidup

Bintang bintang saiz matahari akan menjadi kerdil putih apabila menggunakan bahan api hidrogennya, tetapi satu dengan jisim dalam terasnya sebanyak 1.4 kali saiz matahari mengalami nasib yang berbeza.

Bintang-bintang dengan jisim ini, yang dikenali sebagai batas Chandrasekhar, terus runtuh, kerana daya tarik graviti sudah cukup untuk mengatasi rintangan luar kemerosotan elektron. Daripada menjadi kerdil putih, mereka menjadi bintang neutron.

Memandangkan batas jisim Chandrasekhar berlaku pada teras selepas bintang itu memancarkan banyak jisimnya, dan sejak jisim yang hilang itu agak besar, bintang mesti mempunyai lapan kali jisim matahari sebelum ia memasuki fasa raksasa merah untuk menjadi bintang neutron.

Bintang kerdil merah adalah mereka yang mempunyai massa antara separuh hingga tiga perempat daripada massa matahari. Mereka adalah yang paling keren dari semua bintang dan tidak mengumpul sebanyak helium dalam teras mereka. Akibatnya, mereka tidak berkembang menjadi gergasi merah ketika mereka habis bahan api nuklear mereka. Sebaliknya, mereka mengikat secara langsung ke dalam kerdil putih tanpa pengeluaran nebula planet. Kerana bintang-bintang ini terbakar dengan perlahan, walaupun, ia akan menjadi masa yang lama - mungkin sebanyak 100 bilion tahun - sebelum salah satu daripada mereka menjalani proses ini.

Bintang dengan jisim yang kurang daripada 0.5 jisim suria dikenali sebagai kerdil coklat. Mereka tidak benar-benar bintang, kerana apabila mereka terbentuk, mereka tidak mempunyai massa yang mencukupi untuk memulakan gabungan hidrogen. Daya mampatan graviti menghasilkan tenaga yang cukup untuk bintang-bintang tersebut untuk memancarkan, tetapi dengan cahaya yang hampir tidak dapat dilihat pada ujung spektrum yang jauh merah.

Oleh kerana tidak ada penggunaan bahan bakar, tidak ada apa-apa untuk menghalang bintang semacam itu daripada tetap tepat seperti yang selama alam semesta berlangsung. Mungkin terdapat satu atau banyak daripada mereka dalam kejiranan langsung sistem suria, dan kerana mereka bersinar begitu gelap, berkahwin tidak pernah tahu mereka berada di sana.