Evolusi najam (Jawi: ايۏولوسي نجم) atau evolusi bintang (Jawi: ايۏولوسي بينتڠ) ialah proses perubahan radikal yang dialami sepanjang hayat sebuah bintang. Hayat sebuah bintang bergantung kepada jisim bintang dan tempohnya boleh bertahan selama beberapa juta tahun bagi bintang yang jisimnya besar hingga ke trilion tahun buat bintang berjisim kecil. Tempoh ini (trilion tahun) lebih lama daripada umur alam semesta wujud. Semua bintang wujud daripada awan gas dan debu yang menguncup, yang sering kali digelar nebula atau awan molekul. Dalam tempoh berjuta tahun, keadaan protobintang ini menjadi seimbang dan protobintang menjadi apa yang digelar bintang jujukan utama.
Bintang mendapat tenaga daripada proses lakuran nuklear buat sebahagian besar hayatnya. Pada mulanya tenaga dijana melalui lakuran atom-atom hidrogen di teras bintang jujukan utama. Kemudian, apabila sebahagian besar atom teras menjadi helium, bintang seperti Suria mula melakurkan hidrogen sepanjang kelompang yang mengelilingi teras. Proses ini menyebabkan bintang mengembang, merentasi fasa subraksasa sehinggalah ia sampai ke fasa gergasi merah. Bintang-bintang yang mempunyai sekurang-kurangnya setengah daripada jisim Suria/Matahari juga boleh menjana tenaga melalui lakuran helium, sementara bintang yang berjisim lebih dapat melakurkan unsur yang lebih berat pada siri kelompang sepusatnya.
Sebaik sahaja bintang seperti Suria kehabisan bahan bakarnya, terasnya runtuh dan ia bertukar menjadi bintang kerdil putih yang tumpat, dan selaput luaran dikeluarkan sebagai nebula planet. Bintang-bintang yang saiznya sepuluh atau lebih kali ganda saiz Suria boleh meledak dalam sebuah supernova apabila teras besi lengainya runtuh, menjadi bintang neutron yang amat tumpat atau lohong hitam. Tidak dapat dipastikan bagaimana bintang kerdil merah menamatkan hayatnya oleh sebab jangka hayatnya yang amat lama, tetapi kebarangkalian mereka mati perlahan-lahan dengan envelop luaran diusir atau dibuang sedikit demi sedikit dengan peredaran masa.
Kajian berkaitan evolusi bintang tidak dilakukan terhadap jangka hayat sebuah bintang tertentu oleh sebab sebahagian besar pertukaran pada bintang berlaku dalam tempoh terlalu lama, ada masanya berabad, dan tidak dapat diperhatikan. Sebaliknya, ahli astrofizik memahami bagaimana evolusi bintang berlaku dengan memerhati bintang yang berada pada fasa-fasa kitaran hayat berlainan, dan dengan melakukan simulasi terhadap struktur najam dengan menggunakan model komputer.
Pembentukan bintang
Protobintang
Evolusi bintang bermula dengan keruntuhan graviti sebuah awan molekul gergasi (Giant molecular cloud, GMC). GMC yang tipikal berukuran 100 tahun cahaya (9.5×1014 km) lebar dan mengandungi sehingga 6,000,000 jisim suria. GMC berpecah menjadi serpihan kecil semasa ia runtuh. Di dalam setiap serpihan ini, gas yang menguncup melepaskan tenaga keupayaan graviti dalam bentuk haba. Apabila suhunya meningkat dan tekanan bertambah, sebuah serpihan itu memampat menjadi sfera gas panas super yang berputar, yang dikenali sebagai protobintang.[1]
Perkembangan lanjut bergantung pada jisim protobintang yang sedang berubah itu; dalam bahagian-bahagian berikut, jisim protobintang dibandingkan dengan jisim suria. 1 jisim suria (1 M☉) ialah lebih kurang dua nonillion (1 nonillion = 1×1030) kilogram.
Bintang kerdil perang dan objek subnajam
Protobintang dengan jisim kurang daripada lingkungan 0.08 jisim suria (1.6×1029 kg) tidak mencapai suhu yang cukup tinggi yang diperlukan untuk lakuran nuklear hidrogen. Objek-objek ini dikenali sebagai bintang kerdil perang. Definisi bintang kerdil perang Kesatuan Astronomi Antarabangsa (International Astronomical Union, IAU) ialah bintang yang mempunyai jisim mencukupi bagi melakur deuterium dalam hayat bintang tersebut (13 jisim Musytari, 2.5 × 1028 kg, atau 0.0125 jisim suria). Objek yang kecil daripada 13 jisim Musytari digolongkan sebagai planet.[4] Kedua-dua jenis bintang ini, sama ada jenis yang membakar deuterium atau tidak, mempunyai sinaran malap dan mati perlahan-lahan, beransur-ansur menjadi sejuk dalam tempoh berjuta-juta tahun.
Lakuran hidrogen
Bagi protobintang masif pula, suhu teras akan mencapai 10 juta kelvin (1 kelvin [K] = 1 [°C] + 273.15). Suhu ini dapat memulakan tindak balas rantai proton–proton dan membolehkan hidrogen melakur, mula-mula kepada deuterium, dan kemudiannya kepada helium. Kitaran karbon-nitrogen-oksigen (CNO Cycle) menjadi penyumbang penjanaan tenaga bagi bintang yang jisimnya sedikit melebihi 1 jisim suria (1 M☉ atau 2×1030 kg). Permulaan lakuran nuklear membawa kepada keseimbangan hidrostatik, di mana tenaga lepasan teras mengenakan "tekanan sinaran" yang mengimbang berat jirim bintang, dan dengan itu menghalang keruntuhan lanjut akibat tindakan graviti daripada berlaku. Jadi, dengan cara ini bintang berubah dengan pantas kepada keadaan stabil dan bermulalah fasa jujukan utama evolusinya.
Sebuah bintang baharu akan berada di titik khusus jujukan utama pada gambar rajah Hertzsprung-Russell atau Hertzsprung-Russell diagram (jenis spektrum bergantung pada jisim bintang). Bintang kerdil merah yang kecil, berjisim rendah dan relatif sejuk melakur hidrogen dengan perlahan dan akan berada di jujukan buat tempoh beratus bilion tahun atau lebih, sementara bintang super-raksasa yang amat besar dan panas akan meninggalakn jujukan utama selepas hanya beberapa juta tahun. Bintang saiz sederhana, seperti Matahari, akan berada di jujukan utama buat lebih kurang 10 bilion tahun. Difikirkan Suria sekarang sedang berada di pertengahan jangka hayatnya dan oleh sebab itu ia kini berada di jujukan utama.
Kematangan bintang
Teras bintang akan kehabisan bekalan hidrogennya dan akan bergerak keluar dari jujukan utama. Tanpa tekanan ke luar yang dijana oleh lakuran hidrogen yang dapat mengimbang kuasa graviti, bintang itu akan menguncup sehinggalah timbul keadaan di mana kemerosotan elektron cukup bagi mengangani graviti atau teras menjadi cukup panas (sekitar 100 megakelvin) bagi memulakan lakuran helium. Yang mana satu berlaku bergantung pada jisim bintang.
Bintang jisim rendah
Apa yang berlaku selepas bintang berjisim rendah berhenti menjana tenaga tidak dapt diketahui secara langsung: dianggarkan umur alam semesta sekitar 13.7 bilion tahun dan tempoh ini kurang daripada tempoh yang diperlukan bagi pemberhentian lakuran dalam bintang-bintang tersebut.
Ada bintang yang akan melakur helim dalam titik panas teras, menyebabkan tindak balas berantai yang tidak stabil dan tidak sama, dan sekaligus mewujudkan angin najam. Dalam kes ini bintang tidak akan membentuk nebula planet tetapi akan sejat dan meninggalkan hanya bintang kerdil perang.
Bintang yang kurang daripada sekitar 0.5 jisim suria tidak akan dapat melakur helium mahupun selepas terasnya berhenti melakur hidrogen. Tidak terdapat envelop bintang yang mempunyai jisim mencukupi bagi mengenakan tekanan terhadap teras. Objek-objek ini, seperti Proxima Centauri, merupakan bintang kerdil merah dan sebahagian daripada objek-objek ini akan wujud beribu tahun lebih lama daripada Suria. Model-model astrofizik mutakhir menggambarkan bahawa kerdil merah berjisim 0.1 jisim suria mungkin akan berada di jujukan utama selama enam hingga dua belas trilion tahun, dan mengambil masa tambahan beratus bilion tahun lagi bagi menguncup menjadi bintang kerdil putih. [5][6]
Sekiranya teras bintang itu menjadi genang (seperti yang difikirkan dalam kes Suria), ia masih akan memiliki lapisan hidrogen yang dapat digunakannya. Namun, sekiranya bintang itu berolak sepenuhnya (seperti yang difikirkan berlaku pada bintang kurang daripada 0.25 jisim suria) ia tidak akan memiliki lapisan hidrogen tersebut. Jika ada, ia akan menjadi gergasi merah seperti yang diperikan bagi bintang saiz sederhana di bawah, tetapi ia tidak akan melakur helium seperti yang berlaku dengan bintang saiz sederhana. Jika sebaliknya, ia akan menguncup sehingga kemerosotan elektron menghentikan keruntuhannya dan ia akan bertukar menjadi sebuah bintang kerdil biru dan seterusnya sebuah bintang kerdil putih.
Bintang saiz sederhana
Bintang-bintang jisim 0.5–10 jisim suria menjadi gergasi merah: bintang besar kelas K atau M yang tidak berada dalam jujukan utama. Gergasi merah terletak pada pinggir kanan gambar rajah Hertzsprung-Russell oleh sebab kemerahan warna dan luminositi (kekilauan) tinggi. Contoh-contoh bintang sedemikian termasuk Aldebaran dalam buruj Taurus dan Arcturus dalam buruj Boötes. Kesemua gergasi merah mempunyai teras lengai dan kelompang yang membakar hidrogen: lapisan sepusat mengelilingi teras yang masih melakur hidrogen menjadi helium.
Bintang saiz sederhana menjadi gergasi merah dalam dua fasa berlainan evolusi pasca-jujukan utama mereka: bintang cabang gergasi merah (red giant branch, RGB) mempunyai teras lengai daripada helium, dan cabang gergasi asimptot (lengkung yang hujungnya tak terhingga, menghampiri paksi tetapi tidak memotong paksi)[7] (asymptotic giant branch, AGB), yang teras lengainya terdiri daripada karbon.
Bintang-bintang AGB memiliki kelompang yang membakar helium di dalam kelompang yang membakar hidrogen, sementara bintang RGB hanya memiliki kelompang yang membakar hidrogen sahaja.[8] Dalam kedua-dua jenis bintang, lakuran yang dipercepatkan dalam kelompang pembakar hidrogen yang paling berdekatan teras menyebabkan bintang itu mengembang. Fenomenon ini mengangkat dan menggerakkan lapisan luar dari teras dan ini pula mengurangkan tarikan graviti terhadap mereka. Justeru, mereka mengembang dengan lebih pantas daripada peningkatan penjanaan tenaga. Ini kemudianya menyebabkan lapisan luaran menyejuk dan penyejukan ini meyebabkan bintang menjadi lebih merah daripada masa ia berada dalam jujukan utama.
Bintang masif
Teras bintang-bintang masif cukup besar bagi membolehkan pencucuhan helium sebelum tekanan kemerosotan elektron menjadi meluas. Justeru, apabila bintang ini mengembang dan menyejuk, ia tida menjadi secerah bintang yang berjisim rendah; namun, bintang masif ini dari mula lagi memang lebih cerah daripada bintang kecil, dan oleh hal demikian, bintang masif lebih cerah daripada gergasi merah yang terbentuk daripada bintang kecil. Bintang-bintang masif tidak mungkin kekal sebagai superraksasa dan sebaliknya akan musnah sebagai supernova jenis II.
Bintang yang amat masif (lebih daripada sekitar 40 jisim suria), yang lebih berkilauan dan seterusnya memiliki angin najam yang deras, kehilangan jisim dengan begitu pantas akibat tekanan sinaran sehinggakan bintang ini lazim mengupas envelop mereka sebelum sempat mengembang menjadi superraksasa merah. Kerana itu, bintang masif ini mengekalkan suhu ekstrem di permukaannya (dan warna biru-putih) bermula dengan masa ia berada dalam jujukan utama. Bintang-bintang tidak boleh besar daripada 120 jisim suria (had Eddington) oleh sebab lapisan luaran akan dibuang akibat sinaran ekstrem. Walaupun bintang berjisim rendah lazimnya tidak membakar lapisan luarannya dengan sedemikian pantas, ia dapat juga mengelak daripada menjadi superraksasa merah sekiranya berada dalam sistem dedua yang cukup rapat sehingga membolehkan bintang pendamping mengupas envelop semasa ia mengembang, atau jika ia berputar dengan cukup deras sehinggakan perolakan meluas dari teras hingga ke permukaan bintang dan menyebabkan kehilangan lapisan teras dengan envelop yang disebabkan percampuran betul-betul kedua-duanya.[9]
Teras menjadi bertambah panas dan mampat seiring dengan penambahan bahan akibat lakuran hidrogen di lapisan dasar envelop. Di dalam semua bintang masif, tekanan kemerosotan elektron tidak mencukupi bagi memberhentikan keruntuhan, jadi semasa setiap unsur utama digunakan di bahagian pusat, unsur yang lebih berat mula tercucur dan ini dapat menghentikan keruntuhan untuk beberpa ketika. Jikalau teras bintang tidak begitu masif (kurang daripada 1.4 jisim suria, selepas mengambil kira kehilangan jisim yang telahpun berlaku pada masa itu) ada kemungkinan ia akan membentuk kerdil putih (berkemungkinan diselubingi oelh nebula planet) seperti yang berlaku dengan bintang yang kuran masif; bezanya ialah dalam kes ini kerdil putih terdiri daripada oksigen, neon dan magnesium.
Pada tahap yang mengatasi jisim tertentu (dianggarkan lebih kurang 2.5 jisim suria dan progenitor bintang lebih kurang 10 jisim suria), kepanasan teras akan mencapai suhu (lebih kurang 1.1 gigakelvin) pada mana neon mengurai menjadi oksigen dan helium. Helium yang dibentuk ini kemudiannya melakur dengan neon yang masih terdapat menjadi magnesium. Kemudian oksigen melakur dan membentuk belerang, silikon, dan sedikit unsur-unsur lain. Akhirnya suhu menjadi cukup panas sehingga apa jua nukleus terurai separa, lazimnya melepaskan zarah alfa (nukleus helium) yang dengan segera melakur dengan nukleus lain supaya beberapa nukleus diatur semula dalam kelompok aturan nukleus yang lebih berat. Proses ini melepaskan tenaga kerana penambahan serpihan nukleus kepada nukleus melebihi tenaga yang diperlukan bagi menyerpihkan nukleus induk.
Sebuah bintang yang terasnya terlalu besar bagi membentuk kerdil putih, tetapi tidak cukup besar bagi menampung perubahan neon kepada oksigen dan magnesium secara berpanjangan, akan menjalani keruntuhan teras sebelum unsur-unsur beratnya melakur.[10] Kedua-dua pemanasan dan penyejukan akibat penangkapan elektron pada unsur juzuk kecil (seperti aluminium dan sodium) sebelum keruntuhan mungkin mempengaruhi penjanaan tenaga tuntas di dalam bintang sejurus sebelum keruntuhan.[11] Ini mungkin mempengaruhi jumlah unsur dan isotop yang dibuang dalam supernova berikutan keruntuhan.
Rujukan
- ^ Dina Prialnik (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. m/s. chapter 10. ISBN 0-521-65065-8. Unknown parameter
|nopp=ignored (bantuan) - ^ 2013 Astronomical Constants http://asa.usno.navy.mil/SecK/2013/Astronomical_Constants_2013.pdf
- ^ NIST CODATA http://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?bg
- ^ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 2003-02-28. Dicapai pada 2012-05-30.
- ^ "Why the Smallest Stars Stay Small". Sky & Telescope (22). 1997. Unknown parameter
|month=ignored (bantuan) - ^ Adams, F. C. (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440. Unknown parameter
|coauthors=ignored (|author=suggested) (bantuan)[pautan mati kekal] - ^ Takrif DBP
- ^ Hansen, Kawaler & Trimble (2004, pp. 55–56)
- ^ D. Vanbeveren; De Loore, C.; Van Rensbergen, W. (1998). "Massive stars" (PDF). The Astronomy and Astrophysics Review. 9 (1–2): 63–152. Bibcode:1998A&ARv...9...63V. doi:10.1007/s001590050015. Diarkibkan (PDF) daripada yang asal pada 2009-03-27. Dicapai pada 2012-10-07. line feed character in
|title=at position 9 (bantuan) - ^ Ken'ichi Nomoto (1987). "Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core". Astrophysical Journal. 322. Part 1: 206–214. Bibcode:1987ApJ...322..206N. doi:10.1086/165716.
- ^ Claudio Ritossa; dll. (1999). "On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out,
URCA Cooling, and Other Properties of an 11 M_solar Population I Model Star". The Astrophysical Journal. 515 (1): 381–397. Bibcode:1999ApJ...515..381R. doi:10.1086/307017. line feed character in
|title=at position 177 (bantuan); Explicit use of et al. in:|author=(bantuan)
Bacaan lanjut
- Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
- Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
- Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (ed. 2nd), Springer-Verlag, ISBN 0-387-20089-4
