X-Rays Ungkap Bintang yang Membuat Orang Tua Terbaik di Stellar

Bintang-bintang berkilauan, bergolak, melotot, dan raksasa dari gas yang mendidih — mereka bercahaya, bola-bola plasma cemerlang yang disatukan oleh cengkeraman kuat gravitasi mereka sendiri. Ketika sebuah bintang lahir, ia dikelilingi oleh piringan berputar yang terdiri dari gas dan debu berputar-putar, disebut disk akresi protoplanet, dan cincin-cincin yang berputar-putar dan bermuatan gas ini mengandung bahan-bahan yang diperlukan dari mana sebuah keluarga planet-planet – dan benda-benda lain – dapat terbentuk. Memang, itu disk akresi protoplanet bintang-bintang bayi di sekitarnya mengandung sejumlah besar gas dan debu yang sangat bergizi yang berfungsi penting untuk memberi makan protoplanet baru yang tumbuh. Tapi bintang mana yang menjadi bintang-bintang terbaik bagi planet-planet bayi? Pada September 2017, sebuah studi baru dirilis yang menggunakan data yang berasal dari NASA Chandra X-ray Observatory dan European Space Agency's (ESA's) XMM-Newton, yang menunjukkan bahwa sinar-X yang dipancarkan oleh bintang induk planet dapat memberikan petunjuk penting betapa ramahnya sistem bintang tertentu. Sebuah tim astronom mengamati 24 bintang yang mirip dengan Matahari kita, masing-masing setidaknya satu miliar tahun, dan bagaimana kecerahan sinar-X mereka berubah seiring berjalannya waktu.

Sinar X Stellar mencerminkan aktivitas magnet bintang. Karena itu, pengamatan X-ray dapat mengungkapkan kepada para astronom informasi penting tentang lingkungan berenergi tinggi di sekitar bintang. Dalam studi baru, data X-ray berasal dari Chandra dan XMM-Newton mengungkapkan bahwa bintang-bintang yang mirip dengan Matahari kita, dan kerabat mereka yang bahkan lebih kecil, tenang dari turbulensi pemuda mereka yang liar dan menyala dengan cepat – dengan demikian menjadi orang tua bintang planet bayi yang sebenarnya pada usia yang relatif muda.

Tata Surya kita sendiri, serta sistem planet lain, melingkari bintang-bintang di luar Matahari kita, terbentuk ketika gumpalan yang sangat padat, tetapi relatif kecil yang tertanam dalam lipatan bergelombang dan bergelombang dari dingin yang sangat besar, gelap awan molekuler mengalami keruntuhan gravitasi sebagai akibat dari berat badannya yang besar dan kuat. Hantu, dingin awan molekuler adalah benda-benda indah yang menghantui Galaksi Bima Sakti kita dalam jumlah besar – dan awan-awan ini berfungsi sebagai buaian bayi-bayi bintang yang gemerlap. Awan molekuler terutama terdiri dari gas, tetapi mereka juga mengandung debu dalam jumlah yang lebih kecil. Sebagian besar gumpalan berbentuk gas dan berdebu terkumpul di pusat, dan akhirnya menyatu dengan api ganas sebagai hasil dari proses fusi nuklir–sehingga membentuk bintang baru (Protostar). Sisa dari gas dan debu, yang tidak masuk ke dalam formasi protobintang, akhirnya berkembang menjadi disk akresi protoplanet dari mana planet, bulan, asteroid, dan komet akhirnya muncul. Pada tahap awal perkembangannya, disk akresi protoplanet keduanya sangat besar dan membakar panas – dan mereka dapat berkeliaran di bintang muda selama sepuluh juta tahun.

Pada saat seorang bayi bintang yang gemetar, bergolak, membakar panas telah mencapai apa yang disebut T Tauri fase perkembangannya, piringan sekitarnya yang panas dan masif telah tumbuh jauh lebih dingin dan lebih tipis. SEBUAH T Tauri bintang adalah jumlah total dengan standar bintang – bintang Sun yang sangat muda dan variabel yang sangat aktif pada usia muda yang hanya sepuluh juta tahun. Anak-anak bintang olahraga ini berdiameter besar yang mengesankan yang beberapa kali lebih besar daripada Matahari kita hari ini. Namun, T Tauri bintang-bintang masih dalam proses menyusut. Ini karena bintang-bintang muda seperti Matahari, tidak seperti anak-anak manusia, menyusut ketika mereka tumbuh dewasa. Pada saat bintang muda berapi-api telah mencapai tahap perkembangannya, bahan yang kurang mudah menguap mulai mengembun di dekat pusat cakram yang melingkar, menciptakan partikel debu yang sangat lengket dan halus. Debu disk tidak menyerupai debu yang sering kita sapu di Bumi. Sebaliknya, debu kosmik ini menyerupai awan kepulan asap yang mengepul. Motif debu yang sangat halus dan rapuh juga membawa kristal silikat.

Karena akresi disk lingkungan penuh sesak, sangat kecil, gerakan lengket dari debu bertemu satu sama lain sering, dan bergabung sebagai hasilnya. Pada akhirnya, benda yang lebih besar dan lebih besar tumbuh – dari ukuran kerikil, ukuran batu, ukuran gunung, ukuran asteroid – dan akhirnya, ke ukuran planet. Objek yang berkembang ini berevolusi menjadi planetesimal, yang merupakan blok bangunan planet primordial. Asteroid dan komet yang mengisi Tata Surya kita masih ada planetesimal. Asteroid menyerupai blok bangunan padat berbatu yang membangun kuartet planet-planet dalam: Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars. Sebaliknya, komet beku dan dingin adalah blok bangunan relik dari empat planet raksasa, planet luar: Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus. Asteroid dan komet dari keluarga Sun kami menunjukkan bahwa primordial yang tersisa planetesimal masih bisa bertahan di sekitar miliaran bintang induk mereka bertahun-tahun setelah sistem planet yang dewasa telah berkembang.

Star Light, Star Bright

Untuk tahun-tahun yang aktif dan muda dalam hidupnya, bintang bersinar dengan cemerlang sebagai hasil dari proses fusi termonuklir hidrogen menjadi helium di intinya. Reaksi ini menyebabkan bintang melepaskan energi yang bergerak melalui interior bintang dan kemudian memancar keluar ke ruang antar bintang. Hampir semua elemen atom alami yang lebih berat daripada helium terbentuk melalui proses ini – disebut nukleosintesis bintang–selama "masa hidup" bintang. Namun, beberapa unsur atom terberat dari semua ditempa di tungku mati bintang masif ketika mereka pergi supernova. Unsur-unsur atom terberat – seperti emas dan uranium – terbentuk sebagai hasil dari ledakan supernova terakhir yang mematikan dari bintang masif yang dikutuk. Ketika sebuah bintang mendekati akhir dari jalan bintang yang panjang itu, ia juga bisa mengandung materi yang merosot.

Astronom menentukan usia, massa, dan metallicity dari bintang dengan mempelajari gerakannya melalui ruang, spektrumnya, dan luminositasnya. Dalam astronomi, semua elemen atom lebih berat daripada helium disebut logam, dan jadi istilah itu tidak membawa arti yang sama bagi para astronom yang dilakukannya untuk ahli kimia. Itu metallicity dari sebuah bintang mengacu pada persentase logam ini mengandung yang bertentangan dengan hidrogen – unsur atom yang paling ringan dan paling melimpah. Namun, all bintang, terlepas dari mereka logam konten, sebagian besar terdiri dari hidrogen. Sementara hidrogen, helium, dan jumlah jejak lithium dan berilium terbentuk dalam kelahiran Big Bang of the Universe sekitar 13,8 miliar tahun yang lalu, semua logam diciptakan di peleburan nuklir tungku bintang – atau dalam ledakan supernova yang menandai akhir tragis mereka.

Total massa bintang adalah apa yang menentukan bagaimana ia akan berevolusi dan akhirnya binasa. Atribut lain dari bintang, termasuk suhu dan diameter, berevolusi seiring berjalannya waktu – sementara lingkungan bintang mempengaruhi pergerakan dan rotasi. Plot suhu sejumlah bintang yang bertentangan dengan luminositas mereka dicatat dalam plot yang dikenal sebagai Diagram Hertzspring-Russell dari Stellar Evolution (diagram H-R). Memetakan bintang tertentu pada diagram itu memungkinkan para astronom menentukan usia dan status evolusi bintang itu.

Setelah bintang telah lahir sebagai hasil dari keruntuhan gravitasi gumpalan, padat gas dalam kelahirannya awan molekuler, dan intinya telah menjadi cukup padat, pasokan hidrogen bintang terus diubah menjadi helium melalui proses fusi nuklir. Helium adalah unsur atom teringan kedua setelah hidrogen, dan ini fusi reaksi melepaskan energi. Sisa interior bintang membawa energi jauh dari inti melalui kombinasi proses perpindahan panas radiasi dan konvektif. Tekanan internal bintang adalah apa yang mencegahnya runtuh lebih jauh sebagai hasil dari dorongan tak henti-hentinya dari tekanan gravitasi kuatnya sendiri. Bintang dengan massa lebih besar dari 0.4 kali Matahari kita akan meluas menjadi raksasa merah ketika telah kehabisan pasokan yang diperlukan bahan bakar hidrogen di intinya. Dalam beberapa kasus, bintang akan memadukan unsur atom yang lebih berat – logam– di intinya atau dalam cangkang yang mengelilingi intinya. Ketika bintang terus melebar, ia melemparkan persentase massanya, diperkaya dengan yang baru dipalsukan logam, keluar ke ruang antara bintang-bintang. Yang baru dibuat logam kemudian berjalan melalui ruang antar bintang, di mana mereka akhirnya dapat dimasukkan ke dalam raksasa cloud– molekulhanya untuk didaur ulang nanti dalam produksi bintang bayi baru dan berkilau. Sementara itu, inti bintang berubah menjadi bintang bintang – a katai putih, bintang neutron, atau – jika sangat besar – a lubang hitam massa bintang.

Biner dan beberapa sistem bintang terdiri dari dua atau lebih bintang saudara yang terikat satu sama lain secara gravitasi, dan umumnya melakukan perjalanan satu sama lain dalam orbit yang stabil. Ketika duo bintang saudara seperti itu memiliki orbit yang relatif dekat, tarian gravitasi mereka dapat menghasilkan dampak dramatis pada evolusi mereka. Sebagian besar bintang diamati sebagai anggota sistem biner, dan karakteristiknya binari hasil dari kondisi di mana duo terbentuk. Awan gas harus kehilangan momentum sudutnya untuk runtuh dan membentuk bintang bayi. Fragmentasi awan menjadi beberapa bintang menyebar sebagian dari momentum sudut itu.

Bintang menghabiskan sekitar 90% dari kehidupan bintang mereka yang menggabungkan hidrogen menjadi helium dalam reaksi suhu tinggi dan tekanan tinggi di dekat mereka peleburan nuklir core. Bintang-bintang seperti dikatakan berada di urutan utama dari Diagram H-R. Waktu yang dihabiskan oleh seorang bintang urutan utama tergantung pada berapa banyak bahan bakar itu dan tingkat di mana itu sekering saya t. Sebagai contoh, Matahari kita yang berusia 4,56 miliar tahun memiliki harapan "hidup" 10 miliar tahun – dan ia masih dianggap sebagai bintang paruh baya yang aktif, meskipun sudah sangat tenang sejak miliaran pemuda menyala tahun lalu. Bintang yang jauh lebih besar dari matahari kita membakar bahan bakar mereka sangat, sangat cepat – dengan standar bintang – dan jangan "hidup" pada pembakaran hidrogen urutan utama sangat panjang. Bintang besar hidup cepat, dan mati muda – hidup hanya jutaan, dibandingkan dengan miliaran tahun. Beruntung bintang bermassa rendah, di sisi lain, mengambil waktu mereka membakar suplai bahan bakar, dan "hidup" di urutan utama untuk waktu yang sangat lama. Bintang yang kurang masif dari 0,25 massa matahari, disebut kurcaci merah, mampu memadukan hampir semua massa mereka sementara bintang-bintang sekitar massa Matahari kita yang agak besar dan kuat hanya dapat menyatukan sekitar 10% dari massa mereka. Kombinasi dari suplai bahan bakar mereka yang relatif berlimpah dan konsumsi bahan bakar mereka yang malas memungkinkan bintang bermassa rendah untuk "hidup" di urutan utama untuk satu triliun tahun. Katai merah menjadi lebih panas, dan lebih panas, dan lebih panas saat mereka mengumpulkan lebih banyak helium. Ketika mereka akhirnya mengkonsumsi pasokan hidrogen yang diperlukan, mereka mengerut dan mengalami perubahan laut menjadi katai putih–dan tumbuh lebih dingin, dan lebih sejuk, dan lebih dingin. Namun, karena "harapan hidup" bintang-bintang kecil seperti itu jauh lebih besar daripada usia sekarang dari Umur kita yang berusia 13,8 miliar tahun, tidak ada bintang dari massa sekecil itu yang memiliki cukup waktu untuk mati. Katai merah juga merupakan bintang paling melimpah di Galaksi Bima Sakti kita.

Selama bintang-bintang "hidup" yang membakar hidrogen, membebani lebih dari 9 kali massa Matahari kita, pertama-tama berkembang menjadi morf menjadi biru supergiant dan, setelah itu, a supergiant merah. Bintang yang sangat masif dapat berevolusi menjadi Bintang Wolf-Rayet, yang menunjukkan spektrum yang didominasi oleh garis emisi unsur yang lebih berat daripada hidrogen. Unsur-unsur atom yang lebih berat ini telah mencapai permukaan bintang sebagai akibat dari kehilangan massa yang intens dan konveksi yang kuat.

Ketika helium bintang masif telah habis digunakan, inti-intinya mengerut dan suhu dan tekanan meningkat cukup untuk menyebabkan bintang terkutuk itu mulai menyatukan karbon. Tahapan berturut-turut fusi nuklir menghasilkan neon, oksigen, dan silikon. Proses berlanjut sampai bintang itu berakhir dengan inti besi-nikel – dan menjadi supernova.

X-rays Ungkap Bintang Yang Membuat Orang Tua Terbaik di Stellar

Sinar-X dapat memberikan informasi berharga tentang apakah sistem bintang akan ramah terhadap kehidupan yang muncul di planet-planetnya. Ini karena cahaya bintang bercahaya aktivitas magnetik, yang dapat menghasilkan radiasi dan letusan energik yang dapat mempengaruhi planet induk bintang. Para ilmuwan digunakan Chandra dan XMM-Newton untuk mengamati 24 bintang seperti Matahari kita yang berusia setidaknya satu miliar tahun. Pengamatan terbaru menunjukkan bahwa bintang-bintang seperti Matahari yang lebih tua tenang relatif cepat. Ini mendorong kehidupan untuk muncul dan berevolusi di planet-planet yang ada di sekitar mereka.

Untuk mendapatkan pemahaman baru tentang seberapa cepat tingkat aktivitas magnetik bintang berubah seiring berjalannya waktu, para astronom membutuhkan usia yang akurat untuk berbagai bintang yang berbeda. Ini bukan tugas yang mudah, tetapi perkiraan usia tepat terbaru sekarang telah tersedia berkat studi tentang cara bintang berdenyut menggunakan NASA Kepler Space Telescope dan CoRoT ESA misi. Perkiraan usia baru-baru ini digunakan untuk sebagian besar dari 24 bintang yang diamati dalam penelitian ini.

Astronom tahu bahwa kebanyakan bintang sangat aktif secara magnet ketika mereka masih muda. Ini karena bintang-bintang muda berputar dengan cepat. Ketika bintang muda berputar mulai kehilangan energi seiring waktu, bintang mulai berputar lebih lambat dan tingkat aktivitas magnetik, bersama dengan emisi sinar-X terkait, merosot.

Meskipun belum ditentukan mengapa bintang-bintang yang lebih tua menetap relatif cepat, para astronom memiliki beberapa ide yang sedang mereka eksplorasi. Satu teori menunjukkan bahwa penurunan spin rate bintang yang lebih tua terjadi lebih cepat daripada yang terjadi pada bintang yang lebih muda. Saran kedua adalah bahwa kecerahan sinar-X menurun lebih cepat seiring waktu untuk bintang berputar yang lebih lambat dan lebih lambat daripada bintang muda.

Sebuah makalah yang menjelaskan hasil baru ini telah diterima untuk publikasi di Pemberitahuan Bulanan Royal Astronomical Society (UK). Penulis lain dari makalah ini adalah Dr. Victor Silva Aguirre dari Aarhus University di Denmark dan Dr. Scot Wolk dari Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics (CfA) di Cambridge, Massachusetts.

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *