Massa menentukan segalanya
Bintang adalah bola gas yang disatukan oleh gravitasinya sendiri dan dicegah runtuh oleh tekanan bagian dalamnya yang panas. Panasnya berasal dari fusi nuklir di inti. Massa bintang saat terbentuk, bersama sedikit pengaruh komposisinya, menentukan seberapa panas intinya, seberapa terang ia bersinar, berapa lama ia hidup, dan bagaimana ia mati.
Diagram Hertzsprung–Russell
Sekitar tahun 1910 Ejnar Hertzsprung dan Henry Norris Russell memplot bintang menurut kecerlangan terhadap warna. Pada versi sekarang luminositas berada di sumbu tegak, dalam skala logaritmik dengan Matahari bernilai 1, dan suhu permukaan di sumbu mendatar, yang terpanas di kiri. Luminositas, jari-jari, dan suhu bintang terkait lewat
L = 4πR²σT⁴, atau L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5.772 K)⁴
jadi bintang di kanan atas dingin tetapi terang, artinya sangat besar (raksasa dan maharaksasa), dan bintang di kiri bawah panas tetapi redup, artinya sangat kecil (katai putih). Sekitar 90% bintang berada di pita diagonal, yaitu deret utama.
Deret utama
Bintang di deret utama memfusikan hidrogen menjadi helium di intinya. Ini tahap terpanjang dalam hidupnya, dan letaknya di pita bergantung pada massanya: bintang bermassa besar panas, biru, dan terang; bintang kecil dingin, merah, dan redup. Luminositas naik tajam dengan massa, kira-kira L ≈ M^3,5 untuk bintang seperti Matahari dan yang lebih berat. Bahan bakar bintang sebanding dengan massanya, jadi umurnya kira-kira
t ≈ 10¹⁰ tahun × M ÷ L
dengan M dan L dalam satuan Matahari: bintang berat punya lebih banyak bahan bakar tetapi membakarnya jauh lebih cepat.
Bintang seperti Matahari
- Subraksasa dan raksasa merah: saat hidrogen di inti habis, fusi pindah ke kulit di sekeliling inti. Inti menyusut dan memanas, sementara lapisan luar mengembang dan mendingin. Bintang naik ke cabang raksasa merah, membesar sampai seratus kali jari-jari Matahari atau lebih dan beberapa ribu kali luminositasnya.
- Pembakaran helium: pada sekitar 100 juta K inti mulai memfusikan helium menjadi karbon dan oksigen, secara tiba-tiba pada bintang di bawah sekitar 2 massa Matahari (kilatan helium). Bintang menyusut menjadi raksasa yang lebih kecil dan lebih stabil selama sekitar seratus juta tahun.
- Cabang raksasa asimptotik: saat helium di inti habis, helium dan hidrogen terbakar di dua kulit. Bintang makin mengembang dan kehilangan massa lewat angin yang kuat.
- Nebula planeter: lapisan luar melayang pergi sebagai selubung bercahaya, diterangi inti panas yang tersingkap, selama beberapa puluh ribu tahun.
- Katai putih: intinya, kira-kira seukuran Bumi dan tanpa fusi lagi, perlahan mendingin selama miliaran tahun. Tidak ada katai putih yang bisa lebih berat dari batas Chandrasekhar, sekitar 1,4 massa Matahari.
Bintang bermassa besar
Bintang di atas sekitar 8 massa Matahari terus memfusikan unsur yang lebih berat, karbon, neon, oksigen, dan silikon, dalam lapisan-lapisan seperti bawang, sebagai maharaksasa merah atau biru. Setiap tahap lebih singkat dari sebelumnya: silikon terbakar dalam sekitar satu hari. Fusi berhenti di besi, yang tidak menghasilkan energi saat difusikan. Inti besi runtuh dalam waktu kurang dari satu detik menjadi bintang neutron berdiameter sekitar 20 km, dan pantulan serta banjir neutrino meledakkan sisa bintang dalam supernova keruntuhan inti, untuk sementara seterang semiliar matahari. Di atas sekitar 20 sampai 25 massa Matahari, inti bisa runtuh lebih jauh menjadi lubang hitam. Bintang yang paling masif kehilangan lapisan luarnya lebih dulu lewat angin dan menjadi bintang Wolf–Rayet yang panas.
Bintang kecil
Katai merah di bawah sekitar 0,35 massa Matahari berkonveksi di seluruh tubuhnya, jadi mereka terus mencampurkan hidrogen segar ke inti dan membakar hampir semuanya. Mereka hidup triliunan tahun. Belum ada satu pun yang sempat meninggalkan deret utama dalam 13,8 miliar tahun sejak Dentuman Besar; model meramalkan mereka akan memanas menjadi "katai biru" lalu meredup sebagai katai putih helium.
Contoh perhitungan
- Bintang 10 massa Matahari: L ≈ 10^3,5 ≈ 3.200 L☉, jadi t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3.200 ≈ 3 × 10⁷ tahun. Model bintang yang lengkap memberi sekitar 2 × 10⁷: aturan kasar ini benar orde besarnya.
- Raksasa merah: bintang dengan L = 2.500 L☉ dan T = 4.200 K memiliki R = √2.500 ÷ (4.200 ÷ 5.772)² = 50 ÷ 0,53 ≈ 94 R☉, mendekati ukuran orbit Bumi, yang 215 R☉.
- Katai putih: Matahari akan meninggalkan katai putih sekitar 0,109 × 1 + 0,394 ≈ 0,5 massa Matahari, sekitar 1,4% jari-jarinya sekarang, kira-kira satu setengah kali ukuran Bumi.
- Aturannya gagal untuk katai merah: untuk 0,1 massa Matahari, L ≈ 0,0012 L☉ dan aturan itu memberi sekitar 9 × 10¹¹ tahun; model memberi beberapa triliun, karena aturan itu mengandaikan hanya hidrogen di inti yang terbakar.
Memakai simulasi
Di Simulator Evolusi Bintang dan Diagram Hertzsprung–Russell, coba hal-hal berikut:
- Ikuti Matahari: naik ke cabang raksasa merah, turun ke pembakaran helium, naik ke cabang raksasa asimptotik, menyeberang ke nebula planeter, dan turun ke katai putih.
- Bandingkan waktu di deret utama untuk 0,5, 1, 2, dan 10 massa Matahari.
- Pilih 15 massa Matahari: maharaksasa merah, supernova, dan bintang neutron. Lalu 40: bintang Wolf–Rayet dan lubang hitam.
- Pilih 0,1: hasilnya mencatat bahwa setiap bintang sekecil ini masih berada di deret utama.
- Lihat katai putih mendingin dan meredup turun di diagram, lalu baca umurnya.
Asumsi model
- Bintang tunggal dengan komposisi Matahari, tanpa rotasi dan tanpa pasangan.
- Jalur disederhanakan: setiap tahap adalah garis lurus di diagram di antara titik-titik yang didasarkan pada model yang telah diterbitkan; jalur sebenarnya berkelok, membentuk lengkung, dan berbalik arah.
- Umur di deret utama diambil dari tabel yang didasarkan pada model bintang; luminositas di deret utama mengikuti hubungan massa–luminositas yang dibagi per rentang.
- Massa katai putih mengikuti kecocokan empiris, 0,109M + 0,394 massa Matahari, dan mendingin menurut hukum sederhana Mestel.
- Batas tetap: di bawah 0,5 massa Matahari katai putih helium, sampai 8 katai putih, sampai 25 bintang neutron, di atas 25 lubang hitam.
- Bintang neutron dan lubang hitam tidak ditempatkan di diagram: keduanya terlalu kecil dan, pada awalnya, terlalu panas untuk muat.
Kasus batas
- 0,1 massa Matahari: bintang ini hidup ratusan kali lebih lama daripada umur alam semesta sejauh ini; tahap-tahap berikutnya adalah ramalan yang belum pernah diamati.
- Dekat 8 massa Matahari: bintang bisa berakhir sebagai katai putih oksigen-neon yang berat atau dalam supernova tangkapan elektron yang lebih lemah; simulasi berganti di garis yang tegas.
- Sekitar 20 sampai 25 massa Matahari: belum pasti apakah inti membentuk bintang neutron atau lubang hitam, dan sebagian bintang mungkin runtuh dengan sedikit atau tanpa ledakan.
- 40 massa Matahari: massa lubang hitam bergantung pada seberapa banyak massa yang hilang lewat angin, di sini diperkirakan seperempat massa awalnya.
- Tahap supernova: bintangnya tidak ditampilkan; selama beberapa minggu ia seterang semiliar matahari.
Di mana model tidak lagi berlaku
- Bintang ganda. Sekitar separuh bintang mirip Matahari, dan kebanyakan bintang bermassa besar, punya pasangan. Perpindahan massa mengupas sebagian bintang dan memberi makan bintang lain, dan katai putih yang mendapat massa dari pasangannya bisa meledak sebagai supernova tipe Ia, nasib yang tidak bisa ditunjukkan model bintang tunggal.
- Kehilangan massa dan rotasi. Seberapa banyak massa yang hilang lewat angin, dan seberapa cepat bintang berputar, belum pasti dan sangat mengubah jalur dan nasib bintang bermassa besar.
- Komposisi. Bintang yang miskin unsur berat, seperti bintang di alam semesta awal, lebih panas, kehilangan lebih sedikit massa, dan meninggalkan lubang hitam yang lebih besar.
- Jalur sebenarnya. Kilatan helium, lengkung biru bintang bermassa menengah, dan denyut termal di cabang raksasa asimptotik dihaluskan di sini.
- Bintang yang sangat masif. Bintang sekitar 130 sampai 250 massa Matahari, bila mempertahankan sebagian besar massanya, bisa hancur sepenuhnya dalam supernova ketidakstabilan pasangan tanpa meninggalkan apa pun.
- Pendinginan katai putih makin lambat saat bagian dalamnya mengkristal; hukum Mestel mengabaikan hal ini.
Alat terkait
Warna bintang berasal dari suhunya, seperti yang ditunjukkan Simulator Radiasi Benda Hitam; Cara Kerja Efek Rumah Kaca mengikuti cahaya Matahari sampai ke Bumi. Simulator Orbit menunjukkan planet dan bintang yang bergerak di bawah gravitasi, Konverter Notasi Ilmiah menangani angka-angka raksasa, dan Konverter suhu mengonversi kelvin.