Bintang
 | Rencana ini perlu dikemas kini. (April 2022) |
Bintang (Jawi: بينتڠ, kata sifat berkaitan: najam dari Arab: نَجم najm) merupakan bebola jisim gas yang terbentuk disebabkan tarikan graviti mereka sendiri. Cahaya bintang terhasil dari tindakbalas pelakuran nuklear di bahagian teras, di mana unsur hidrogen digabungkan untuk menghasilkan unsur helium, gelombang eletromagnetik, dan tenaga. Permulaan kelahiran bintang dipercayai daripada kepulan gas hidrogen dan debu angkasa yang membentuk Nebula.
Apabila debu dan gas berkumpul, daya gravitinya meningkat dan menarik lebih banyak debu dan gas daripada Nebula sehingga termampat dan membentuk bebola gas. Apabila bebola gas mempunyai daya tarikan graviti yang tinggi, tekanan meningkat menghasilkan suhu tinggi sehingga berlaku pelakuran nuklear gas hidrogen yang membebaskan helium, haba, dan cahaya.
Bintang terdekat dengan bumi adalah matahari pada jarak purata 149,680,000 kilometer, diikuti oleh Proxima Centauri dalam gugusan bintang Centaurus kira-kira 39.9 trilion kilometer atau 4.2 tahun cahaya. Bintang dikelaskan melalui melalui spektrum cahaya yang dihasilkan yang menentukan warna nyalaan bintang, suhu, kecerahan, saiz, jisim, ketumpatan, dan komposisi kimianya.
| Kotak pengguna |
|---|
|
Keterangan Warna: Suhu Permukaan: Contoh Biru > 25,000C Spica Putih-Biru 11,000C - 25,000C Rigel Putih 7,500C - 11,000C Sirius Putih-Kuning 6,000C - 7,500C Procyon A Kuning 5,000C - 6,000C Matahari Jingga 3,500C - 5,000C Arcturus Merah <3,500C Betelgeuse |
Kecerahan bintang dibahagi kepada 1 hingga 6, dimana satu ialah bintang paling cerah, dan 6 sebagai bintang paling malap. Terdapat juga kecerahan yang diukur secara mutlak yang dikenali sebagai magnitud mutlak antara +26.0 sehingga -26.5. Saiz bintang menurut turutan kecil ke besar adalah Neutron < Kerdil (0.01 saiz Matahari) < matahari < Gergasi < Super gergasi bersaiz 400 kali matahari). Ketumpatan bintang bergantung kepada saiz bintang yang memberi kesan kepada graviti bintang.
Kandungan kimia bintang dikenalpasti menggunakan peralatan spektroskop. Apabila kandungan hidrogen di teras bintang kehabisan, teras bintang mengecut dan membebaskan banyak haba dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan dikenali sebagai gergasi merah yang boleh mencapai 100 kali saiz matahari sebelum membentuk bintang kerdil putih. Sekiranya bintang tersebut bersaiz lebih besar daripada matahari, ia akan membentuk super gergasi merah. Super gergasi merah ini kemudiannya membentuk nova atau supernova lalu membentuk bintang neutron atau Lohong hitam.
Taburan
[sunting | sunting sumber]Bintang tidak bertaburan sekata di alam semesta, tapi biasanya bergugusan di dalam galaksi bersama-sama gas dan debu antara bintang. Galaksi tipikal mengandungi beratus-ratus bilion bintang, dan terdapat lebih daripada 100 bilion (1011) galaksi di dalam alam semesta yang dapat dilihat.[1] Sementara selalu dipercayai bahawa bintang hanya wujud di dalam galaksi, bintang antara galaksi telah ditemui.[2] Kiraan bilangan bintang pada tahun 2010 dianggarkan sebanyak 300 sextillion (3 × 1023) di dalam alam semesta yang dapat dilihat.[3]
Pembentukan
[sunting | sunting sumber]Bintang terbentuk melalui kondensasi jirim di kawasan ruang dengan kepadatan jirim relatif tinggi; kawasan tersebut kurang padat daripada ruang kebuk vakum. Kawasan-kawasan ini, iaitu awan molekul - kebanyakannya terdiri daripada hidrogen, dengan sekitar 23 hingga 28 peratus helium dan beberapa peratus unsur yang lebih berat. Salah satu contoh kawasan terbentuknya bintang ialah Nebula Belantik.[4] Sebilangan besar bintang terbentuk dalam kumpulan puluhan sehingga ratusan ribu bintang.[5] Bintang-bintang gergasi dalam kumpulan ini dapat menerangi awan itu dengan kuat lalu mengionkan atom-atom hidrogen, dan mewujudkan kawasan H II. Kesan seperti itu boleh mengganggu awan dan mengekang pembentukan bintang selanjutnya.[6]
Semua bintang menghabiskan sebahagian besar kewujudannya sebagai bintang "jujukan utama" yang didorong oleh pelakuran nukleus hidrogen ke helium di dalam teras bintang. Walau bagaimanapun, bintang yang berlainan jisim mempunyai sifat yang sangat berbeza pada pelbagai peringkat perkembangannya. Nasib utama bintang yang lebih besar adalah berbeza dengan bintang yang lebih kecil, seperti kecerahan dan impak terhadap persekitaran mereka. Oleh itu, ahli astronomi sering mengelaskan kumpulan bintang mengikut jisim.[7]
- Bintang berjisim sangat rendah, dengan jisim di bawah 0.5 M☉, dapat berolak sepenuhnya dan menyebarkan helium secara sekata ke seluruh bintang semasa dalam fasa jujukan utama. Oleh itu, mereka tidak pernah mengalami pembakaran lanjut dan tidak akan menjadi gergasi merah. Setelah menghabiskan gas hidrogen mereka, bintang-bintang ini menjadi kerdil putih helium dan perlahan-lahan menyejuk.[8] Oleh kerana jangka hayat bintang 0.5 M☉ lebih lama daripada usia alam semesta, belum ada bintang sebegini yang telah mencapai tahap kerdil putih.
- Bintang berjisim rendah (termasuk Matahari), dengan jisim antara 0.5 M☉ ke 1.8-2.5 M☉, bergantung pada komposisi, menjadi gergasi merah setelah kandungan hidrogen habis dan mula membakar helium di teras dalam proses kilat helium; ini mengembangkan teras karbon-oksigen merosot, dan akhirnya meletupkan bahagian luarnya sebagai nebula planet dan meninggalkan teras mereka dalam bentuk kerdil putih.
- Bintang jisim sederhana, antara 1.8-2.5 M☉ ke 5–10 M☉, melewati tahap perkembangan yang serupa dengan bintang jisim rendah, tetapi setelah tempoh yang agak singkat dalam cabang raksasa merah, bintang-bintang menyalakan helium tanpa fasa kilat dan menghabiskan masa yang lama dalam fasa rumpun merah sebelum membentuk teras karbon-oksigen yang merosot.
- Bintang besar biasanya berjisim minimum 7–10 M☉ (mungkin serendah 5–6 M☉). Setelah menghabiskan hidrogen di teras, bintang-bintang ini menjadi raksasa super dan membentuk unsur yang lebih berat daripada helium. Bintang-bintang ini mengakhiri hidup mereka apabila teras mereka runtuh lalu meletup dalam fenomena supernova.
Unit ukuran
[sunting | sunting sumber]Walaupun parameter bintang dapat dinyatakan dalam unit SI atau unit Gauss, selalunya lebih mudah untuk menyatakan jisim, kekilauan dan jejari sesebuah bintang dalam unit suria yang berasaskan darjat ciri-ciri pada Matahari. Pada tahun 2015, IAU menentukan nilai sekumpulan unit suria nominal (ditakrifkan sebagai pemalar SI tanpa ketidakpastian) yang boleh digunakan untuk menghuraikan parameter bintang:
kekilauan suria nominal: L⊙ = 3.828 × 1026 W [9] jejari suria nominal: R⊙ = 6.957 × 108 m[9]
Jisim suria, M⊙ tidak ditentukan secara jelas oleh IAU oleh kerana julat ketidakpastian relatif yang besar (10−4) berdasarkan pemalar graviti Newton, G. Oleh kerana hasil darab jisim suria dan pemalar graviti Newton (GM⊙) telah ditentukan dengan ketepatan yang lebih baik, IAU menentukan parameter jisim suria nominal sebagai:
pemalar jisim suria nominal: GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m3 s−2 [9]
Parameter jisim suria nominal boleh digabungkan dengan anggaran CODATA terbaharu (2014) bagi pemalar graviti Newton untuk memperoleh jisim suria sekitar 1.9885 × 1030 kg. Walaupun nilai tepat untuk kekilauan, jejari, parameter jisim, dan jisim mungkin sedikit berbeza pada masa akan datang berikutan ketidakpastian dalam pemerhatian, pemalar nominal IAU 2015 akan tetap menjadi nilai SI kerana ia tetap menjadi berguna untuk menghuraikan parameter bintang.
Nilai panjang yang besar, seperti jejari bintang gergasi sering dinyatakan dalam bentuk unit astronomi - jarak purata antara Bumi dengan Matahari (150 juta km atau lebih kurang 93 juta batu). Pada tahun 2012, IAU menetapkan pemalar astronomi sebagai panjang bernilai tepat dalam meter: 149,597,870,700 m.[9]
Rujukan
[sunting | sunting sumber]- ^ "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. Diarkibkan daripada yang asal pada 10 Oktober 2007. Dicapai pada 18 Julai 2006.
- ^ "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. 14 Januari 1997. Dicapai pada 6 November 2006.
- ^ "Starry Starry Starry Night: Star Count May Triple". NPR. Associated Press. 1 Disember 2010. Diarkibkan daripada yang asal pada 6 Disember 2010. Dicapai pada 7 Disember 2010.
- ^ Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16 (1): 555–584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
- ^ Lada, C. J.; Lada, E. A. (2003). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. S2CID 16752089.
- ^ Murray, Norman (2011). "Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way". The Astrophysical Journal. 729 (2): 133. arXiv:1007.3270. Bibcode:2011ApJ...729..133M. doi:10.1088/0004-637X/729/2/133. S2CID 118627665.
- ^ Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. 33. Cambridge University Press. m/s. 103–104. ISBN 978-0-521-62313-1.
- ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J.M.. "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. m/s. 46–49. http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf. Diperolehi 2008-06-24.
- ^ a b c d Prsa, A.; Harmanec, P.; Torres, G.; Mamajek, E.; dll. (2016). "Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3". Astronomical Journal. 152 (2): 41. arXiv:1605.09788. Bibcode:2016AJ....152...41P. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41. S2CID 55319250.
Pautan luar
[sunting | sunting sumber]
Media berkenaan Bintang di Wikimedia Commons
