Penafian: Saya bukan astronom karier. Saya tidak punya teleskop. Saya tidak memiliki kredensial profesional. Tetapi saya menemukan hal ini menarik, dan saya mengkonsumsi semua film dokumenter astronomi yang saya bisa.
Jadi, saya telah menonton banyak film dokumenter yang menggambarkan evolusi bintang. Saya mengerti bahwa di bawah ambang batas tertentu, kematian bintang tidak melibatkan supernova. Saya mengerti bahwa di atas ambang batas itu, supernova dapat membuat bintang neutron, magnetar, atau (jika supernova memenuhi syarat sebagai hypernova) lubang hitam.
Namun, untuk waktu yang lama, saya ingin tahu mengapa bintang - bintang di bawah ambang batas supernova — seperti Matahari kita sendiri — menjadi Giants Merah.
Dari film dokumenter, saya telah diinstruksikan bahwa (untuk bintang di bawah ambang supernova), ketika fusi inti bintang tidak dapat melanjutkan ... fusi berhenti, dan bintang mulai runtuh karena gravitasi.
Ketika gravitasi menghancurkan bintang, saya mengerti bahwa bintang itu memanas ketika gravitasi menghancurkannya. Akibatnya, meskipun inti bintang tetap "mati" (tidak ada fusi terjadi), "shell" gas di sekitar inti bintang menjadi cukup panas untuk mulai melebur helium. Karena fusi terjadi sebagai "cangkang" di sekitar inti bintang, dorongan keluar dari fusi itulah yang mendorong lapisan luar bintang lebih jauh. Hasilnya adalah bintang itu tumbuh menjadi Raksasa Merah.
Pertanyaan saya adalah ini: Mengapa fusi berhenti pada intinya ?! Tampak bagi saya bahwa ketika gravitasi menghancurkan bintang, fusi bintang akan menyalakan kembali inti itu sendiri — bukan dalam bola di sekeliling inti. Mengapa inti bintang tetap "mati" sementara "cangkangnya" mulai menyatu ???
sumber
Untuk pemahaman yang lebih mendasar, akan sangat membantu untuk menyadari kesulitan menggabungkan He-4 ke C-12. Ini disebut proses Triple-Alpha.
Ketika dua inti He-4 (partikel alfa) memiliki energi yang cukup untuk diatasi pada penghalang Coulomb dan memiliki potongan melintangnya, itu menghasilkan Be-8. Inti Be-8 sangat tidak stabil (karena secara energik menguntungkan bagi nukleon subjek diatur dalam dua partikel alfa) sehingga memiliki waktu paruh sekitar 10 ^ -17 detik yang luar biasa singkat. Oleh karena itu, untuk menghasilkan C-12, tiga partikel alfa harus bersatu hampir secara instan, dua menghasilkan Be-8 dan dalam ambang paruh waktu, sepertiga berinteraksi.
Luangkan waktu sejenak untuk memikirkan betapa ekstrimnya kondisi inti harus memungkinkan probabilitas tiga partikel alfa untuk bersatu dan berhasil berinteraksi hampir secara instan dan agar terjadi cukup waktu untuk menghasilkan energi yang diperlukan untuk membawa inti keluar dari degenerasi . Fusi Helium membutuhkan sekitar 100 juta K untuk memulai sebagai lawan dari 15 juta K inti matahari (menjalani rantai proton-proton untuk sekitar 99% reaksi) pada saat ini. Temperatur ini disediakan baik oleh tekanan luar biasa dari inti yang merosot dan oleh energi tambahan yang dipasok oleh cangkang.
Shell fusion dimulai sebelum proses triple-alpha karena ketika inti berkontraksi dan menjadi merosot, ada begitu banyak energi yang dipancarkan dari inti sehingga memanaskan lapisan sekitarnya langsung ke titik di mana ia dapat mulai melebur H-to-He, sebenarnya sangat panas sehingga fusi shell adalah oleh siklus CNO.
Lapisan terluar bintang berkembang pesat karena ada sejumlah besar energi yang terpancar dari cangkang ini, yang melebur pada suhu yang jauh lebih panas daripada inti saat ini.
sumber
Saya pikir Anda seperti saya dan membutuhkan lebih banyak jawaban awam. Jika Anda menginginkan penjelasan yang baik, mudah dimengerti tentang apa yang terjadi lihatlah "Formasi dan Evolusi Tata Surya" di Wikipedia, lalu klik 5.3 (Matahari dan lingkungan planet). Matahari sebenarnya akan mengembang dua kali: Suatu ketika ketika inti menjadi sangat panas dari percepatan hidrogen yang dipercepat (ketika inti matahari semakin panas hidrogen membakar lebih cepat) bahwa hidrogen dalam kulit di sekitar inti mulai melebur (fusi hidrogen dalam shell ini adalah apa yang mendorong lapisan luar ke sekitar 1AU). Kemudian setelah sekitar 2 milyar tahun. Inti mencapai kerapatan / suhu kritis (karena meningkatnya jumlah helium) yang mulai melebur menjadi karbon. Pada titik ini, ada helium "flash" dan matahari menyusut kembali ke sekitar 11 kali ukuran aslinya. Helium di inti melebur menjadi karbon selama sekitar 100 juta tahun sampai hal yang sama terjadi (kecuali kali ini hidrogen dan helium di dalam shell di sekitar inti mulai melebur menyebabkan lapisan luar mengembang lagi. Ini setelah helium mulai digunakan naik (atau "tercemar" dengan karbon yang cukup untuk menghentikan proses fusi) dan tidak ada cukup massa untuk memulai fusi karbon sehingga nebula planet dikeluarkan dan bintang mulai "mati".
sumber
Saya sarankan Anda untuk membaca artikel ini di http://www.space.com/ .
Mengutip dari itu:
EDIT: Wikipedia memberikan beberapa wawasan lebih lanjut:
sumber
Matahari kita sekitar setengah dari "urutan utama" atau tahap peleburan hidrogen. Fusi dalam inti bintang adalah bagian dari keseimbangan dinamisnya .
Medan gravitasi bintang (dihasilkan oleh massanya) cenderung memampatkan massanya ke arah inti. Semakin terkompresi masalah, semakin panas jadinya.
Pelepasan energi yang dihasilkan oleh perpaduan unsur-unsur pada inti cenderung membubarkan materi dari inti. Dispersi materi dari inti cenderung mengurangi suhunya.
Ukuran bintang disebabkan karena itu, setidaknya sebagian, oleh keseimbangan dinamis yang terbentuk di mana gaya tekan gravitasi sama dengan gaya ekspansif yang dihasilkan fusi. Ini disebut keseimbangan hidrostatik bintang .
Jumlah energi yang dilepaskan berdasarkan per-massa menurun karena elemen yang lebih berat menyatu. Sebagian besar energi dilepaskan untuk hidrogen fusi, lebih sedikit dilepaskan oleh fusi helium, dan sebagainya. Akhirnya, suatu titik tercapai (fusi besi) di mana jumlah energi yang dibutuhkan untuk memadukan unsur-unsur lebih besar daripada energi yang dilepaskan oleh reaksi fusi. Inti besi dari bintang-bintang tersebut dianggap "non-sekering" karena jika inti dipanaskan pada suhu yang memungkinkan fusi besi, energi yang tidak mencukupi akan dilepaskan dari reaksi untuk menjaga suhu.
Pada titik ini, bintang menjadi semakin tidak mampu mempertahankan keseimbangan hidrostatiknya, bahkan ketika massanya mengembun. Apa yang terjadi selanjutnya tergantung pada seberapa besar bintang itu dan apakah medan gravitasinya cukup kuat untuk melampaui tekanan degenerasi elektron dari massanya.
sumber