Jisim bintang
Jisim bintang (Jawi: جيسيم بينتڠ) ialah frasa yang digunakan oleh ahli astronomi untuk menerangkan jisim bintang. Ia biasanya dikira dari segi jisim Matahari sebagai perkadaran jisim suria (M☉). Oleh itu, bintang cerah Sirius mempunyai sekitar 2.02 M☉.[1] Jisim bintang akan berubah-ubah sepanjang hayatnya kerana jisim hilang bersama angin bintang atau dikeluarkan melalui tingkah denyutan, atau jika jisim tambahan tertokok, seperti daripada bintang pendamping.
Ciri-ciri
[sunting | sunting sumber]Bintang kadang kala dikumpulkan mengikut jisim berdasarkan tingkah laku evolusi mereka semasa mereka menghampiri penghujung hayat gabungan nuklear mereka.
Bintang berjisim sangat rendah dengan jisim di bawah 0.5 M☉ tidak memasuki cabang gergasi asimptot (AGB) tetapi berkembang terus menjadi kerdil putih. (Sekurang-kurangnya dalam teori; jangka hayat bintang sedemikian cukup lama-lebih lama daripada usia alam semesta sehingga kini-bahwa tiada satu pun yang mempunyai masa untuk berkembang ke tahap ini dan diperhatikan.)
Bintang berjisim rendah dengan jisim di bawah kira-kira 1.8–2.2 M☉ (bergantung kepada komposisi) memasuki AGB, iaitu ia membentuk teras helium yang merosot.
Bintang jisim pertengahan menjalani pelakuran helium dan membina teras karbon-oksigen yang terdegenerat.
Bintang masif atau besar mempunyai jisim minimum 5–10 M. Bintang-bintang ini mengalami gabungan karbon, dengan kehidupan mereka berakhir dengan letupan supernova yang runtuh teras.[2] Lohong hitam yang tercipta akibat keruntuhan bintang dipanggil lohong hitam berjisim bintang.
Gabungan jejari dan jisim bintang menentukan graviti permukaan. Bintang gergasi mempunyai graviti permukaan yang jauh lebih rendah daripada bintang jujukan utama, manakala sebaliknya adalah kes bagi bintang yang merosot dan padat seperti kerdil putih. Graviti permukaan boleh mempengaruhi penampilan spektrum bintang, dengan graviti yang lebih tinggi menyebabkan garis serapan meluas.[3]
Julat
[sunting | sunting sumber]Salah satu bintang paling besar yang diketahui ialah Eta Carinae,[4] dengan 100–200 M☉; jangka hayatnya sangat singkat—paling lama hanya beberapa juta tahun. Kajian Kelompok Arches mencadangkan bahawa 150 M☉ ialah had atas bintang dalam era alam semesta semasa.[5][6][7] Sebab untuk had ini tidak diketahui dengan tepat, tetapi sebahagiannya disebabkan oleh kekilauan Eddington yang mentakrifkan jumlah kecerahan maksimum yang boleh melalui atmosfera bintang tanpa mengeluarkan gas ke angkasa. Walau bagaimanapun, bintang bernama R136a1 dalam gugusan bintang RMC 136a telah diukur pada 215 M☉, meletakkan had ini menjadi persoalan.[8][9] Satu kajian telah menentukan bahawa bintang yang lebih besar daripada 150 M☉ dalam R136 telah dicipta melalui perlanggaran dan penggabungan bintang besar dalam sistem binari rapat, menyediakan cara untuk mengetepikan had 150 M☉.[10]
Bintang pertama yang terbentuk selepas Letupan Besar mungkin lebih besar, sehingga 300 M☉ atau lebih,[11] disebabkan ketiadaan unsur yang lebih berat daripada litium dalam komposisinya. Generasi bintang supermasif, populasi III ini telah lama pupus, bagaimanapun, dan pada masa ini hanya bersifat teori.
Dengan jisim hanya 93 kali ganda Musytari (MJ), atau 0.09 M☉, AB Doradus C, pendamping AB Doradus A, ialah bintang terkecil yang diketahui mengalami pelakuran nuklear dalam terasnya.[12] Bagi bintang yang mempunyai kelogaman yang serupa dengan Matahari, jisim minimum teori yang boleh dimiliki bintang itu, dan masih menjalani pelakuran pada teras, dianggarkan kira-kira 75 MJ.[13][14] Walau bagaimanapun, apabila kelogaman sangat rendah, kajian terbaru mengenai bintang paling samar mendapati saiz bintang minimum kelihatan kira-kira 8.3% daripada jisim suria, atau kira-kira 87 MJ.[14][15] Jasad yang lebih kecil dipanggil kerdil perang, yang menduduki kawasan kelabu yang kurang jelas antara bintang dan gergasi gas.[16]
Perubahan
[sunting | sunting sumber]Matahari kehilangan jisim daripada pancaran tenaga elektromagnet dan oleh lemparan bahan dengan angin suria. Ia mengeluarkan kira-kira (2–3)×10−14 M☉ setahun.[17] Kadar kehilangan jisim akan meningkat apabila Matahari memasuki peringkat gergasi merah, naik ke (7–9)×10−14 M☉ y−1 apabila sampai ke hujung cabang gergasi merah. Ini akan meningkat kepada (2–3)×10−14 M☉ y−1 pada cabang gergasi asimptot, sebelum memuncak pada kadar 10 −5 hingga 10−4 M☉ y −1 semasa Matahari menjana nebula planet. Pada masa Matahari menjadi kerdil putih yang terdegenerat, ia akan kehilangan 46% daripada jisim permulaannya.
Rujukan
[sunting | sunting sumber]- ^ Liebert, James; Young, Patrick A.; Arnett, David; Holberg, Jay B.; Williams, Kurtis A. (2005). "The Age and Progenitor Mass of Sirius B". The Astrophysical Journal. 630 (1): L69–L72. arXiv:astro-ph/0507523. Bibcode:2005ApJ...630L..69L. doi:10.1086/462419. S2CID 8792889.
- ^ Kwok, Sun (2000), The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge astrophysics series, 33, Cambridge University Press, m/s. 103–104, ISBN 0-521-62313-8.
- ^ Unsöld, Albrecht (2001), The New Cosmos (ed. 5th), New York: Springer, m/s. 180–185, 215–216, ISBN 3540678778.
- ^ Smith, Nathan (1998), "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender", Mercury Magazine, Astronomical Society of the Pacific, 27: 20, dicapai pada 2006-08-13.
- ^ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy", NASA News, March 3, 2005, dicapai pada 2006-08-04.
- ^ Kroupa, P. (2005). "Stellar mass limited". Nature. 434 (7030): 148–149. doi:10.1038/434148a.
- ^ Figer, D.F. (2005). "An upper limit to the masses of stars". Nature. 434 (7030): 192–194. arXiv:astro-ph/0503193. doi:10.1038/nature03293.
- ^ Stars Just Got Bigger, Balai Cerap Selatan Eropah, July 21, 2010, dicapai pada 2010-07-24.
- ^ Bestenlehner, Joachim M.; Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, Saida M.; Schneider, Fabian R. N.; Simon-Diaz, Sergio; Brands, Sarah A.; de Koter, Alex; Graefener, Goetz; Herrero, Artemio (2020-10-17). "The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. II. Physical properties of the most massive stars in R136". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 499 (2): 1918–1936. arXiv:2009.05136. doi:10.1093/mnras/staa2801. ISSN 0035-8711.
- ^ LiveScience.com, "Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash", Natalie Wolchover, 7 August 2012
- ^ Ferreting Out The First Stars, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, September 22, 2005, dicapai pada 2006-09-05.
- ^ Weighing the Smallest Stars, ESO, January 1, 2005, dicapai pada 2006-08-13.
- ^ Boss, Alan (April 3, 2001), Are They Planets or What?, Carnegie Institution of Washington, diarkibkan daripada yang asal pada 2006-09-28, dicapai pada 2006-06-08.
- ^ a b Shiga, David (August 17, 2006), "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed", New Scientist, diarkibkan daripada yang asal pada 2006-11-14, dicapai pada 2006-08-23.
- ^ Hubble glimpses faintest stars, BBC, August 18, 2006, dicapai pada 2006-08-22.
- ^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008), "Distant future of the Sun and Earth revisited", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386 (1): 155–163, arXiv:0801.4031, Bibcode:2008MNRAS.386..155S, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x
- ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1995), An Introduction to Modern Astrophysics (ed. revised 2nd), Benjamin Cummings, m/s. 409, ISBN 0201547309.
