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.^[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.

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.

1. ^ Bertulani, Carlos A.,. Nuclei in the Cosmos. Hackensack, NJ. ISBN 978-981-4417-67-9. OCLC 857769630. Pemeliharaan CS1: Banyak nama: authors list (link)
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.