High-Mass Stars: Supergiants and Core-Collapse Supernovae

Lintang Massa Dhuwur: Supergiants lan Supernovae Ambruk Inti

Kepiye bintang gedhe cepet ngobong bahan bakar nuklir lan njeblug, mengaruhi lingkungané

Nalika bintang massa cilik berkembang kanthi alus dadi raksasa abang lan katai putih, bintang gedhe (≥8 M⊙) ngetutake dalan sing beda banget lan luwih cekak. Dheweke cepet entek bahan bakar nuklir, ngembang dadi supergiant padhang, lan pungkasane ngalami supernova keruntuhan inti sing katastrofik, ngeculake energi gedhe. Ledakan padhang iki ora mung mungkasi urip bintang nanging uga ngreksa medium antar bintang (ISM) kanthi unsur abot lan gelombang kejut—mangkono nduweni peran penting ing evolusi kosmik. Ing artikel iki, kita bakal nglacak evolusi bintang gedhe iki saka urutan utama nganti fase supergiant, nganti ambruk inti sing njalari bintang neutron utawa bolongan ireng, lan mbahas carane kedadeyan iki nyebar liwat galaksi.

1. Nemtokake Bintang Massa Dhuwur

1.1 Rentang Massa lan Kondisi Awal

“Bintang massa dhuwur” biasane nuduhake sing duwe massa awal ≥8–10 M⊙. Bintang kaya ngene:

  • Urip luwih cekak ing urutan utama (sawetara yuta taun) amarga fusi hidrogen sing cepet ing inti.
  • Asring mbentuk ing kompleks awan molekuler raksasa, biasane minangka bagean saka klaster bintang.
  • Nuduhake angin bintang sing kuwat lan luminositas luwih dhuwur, kanthi drastis mengaruhi kondisi ISM lokal.

Ing kelas iki, bintang paling gedhe (tipe O, ≥20–40 M⊙) bisa kelangan massa gedhe liwat angin sadurunge ambruk pungkasan, bisa mbentuk bintang Wolf–Rayet ing tahap pungkasan.

1.2 Pembakaran Urutan Utama Cepet

Nalika lair, suhu inti bintang massa dhuwur munggah cukup dhuwur (~1.5×107 K) kanggo ngungguli siklus CNO tinimbang rantai proton-proton kanggo fusi hidrogen. Ketergantungan suhu sing kuwat saka siklus CNO njamin luminositas sing banget dhuwur, nyokong tekanan radiasi sing intens lan umur sing cekak ing urutan utama [1,2].

2. Sawise Urutan Utama: Dadi Supergiant

2.1 Kekosongan Hidrogen Inti

Sawise hidrogen inti entek, bintang ngalih metu saka urutan utama:

  1. Kontraksi Inti: Kanthi fusi ngalih menyang cangkang pembakaran hidrogen ing sekitar inti helium inert, inti helium nyusut lan dadi panas, nalika amplop ngembang.
  2. Fase Supergiant: Lapisan njaba bintang ngembang, kadhangkala nganti atusan kaping radius Srengenge, dadi supergiant abang (RSG) utawa, ing sawetara kondisi metalisitas / massa, supergiant biru (BSG).

Bintang bisa osilasi antara kahanan RSG lan BSG gumantung saka tingkat kehilangan massa, pencampuran internal, utawa episode pembakaran cangkang.

2.2 Tahap Pembakaran Lanjut

Lintang gedhé maju liwat fase pembakaran berturut-turut ing inti:

  • Pembakaran Helium: Ngasilake karbon lan oksigen (reaksi triple-alpha lan alpha-capture).
  • Pembakaran Karbon: Ngasilake neon, natrium, magnesium ing wektu sing luwih cendhak.
  • Pembakaran Neon: Ngasilake oksigen lan magnesium.
  • Pembakaran Oksigen: Ngasilake silikon, belerang, lan unsur intermediate liyane.
  • Pembakaran Silikon: Pungkasané mbentuk inti wesi (Fe).

Saben tahap lumaku luwih cepet tinimbang sadurunge, kadhangkala mung sawetara dina utawa minggu kanggo pembakaran silikon ing lintang paling gedhé. Progresi cepet iki amarga cahya lintang sing dhuwur lan kebutuhan energi [3,4].

2.3 Kehilangan Massa lan Angin

Sajrone fase superraksasa, angin lintang sing kuwat nyopot massa saka lintang, utamane yen lintang iku panas lan padhang. Kanggo lintang sing banget gedhé, kehilangan massa bisa ngurangi massa inti pungkasan kanthi drastis, ngowahi asil supernova utawa potensi pembentukan bolongan ireng. Ing sawetara kasus, lintang ngalih menyang tahap Wolf–Rayet, mbukak lapisan sing wis diproses kimia (kaya helium utawa karbon) sawisé ngilangi lapisan hidrogen njaba.

3. Inti Wesi lan Ambruk Inti

3.1 Nyedhaki Pungkasan: Pembentukan Inti Wesi

Nalika pembakaran silikon nglumpukake unsur puncak wesi ing inti, ora ana fusi eksotermik luwih lanjut sing bisa kedadeyan—fusi wesi ora ngeculake energi netto. Tanpa sumber energi anyar kanggo nentang gravitasi:

  1. Inti Wesi Inert: Tumbuh massa saka pembakaran cangkang.
  2. Inti Ngliwati Batas Chandrasekhar (~1.4 M⊙), tekanan degenerasi elektron gagal.
  3. Ambruk Cepet: Inti ambruk ing wektu milidetik, nyurung kerapatan nganti tingkat nuklir [5,6].

3.2 Pantulan Inti lan Ombak Kejut

Nalika inti ambruk dadi materi sugih neutron, gaya nuklir sing tolak lan aliran neutrino nyurung metu, nggawe ombak kejut. Kejut bisa mandheg sakwisé ing njero lintang, nanging pemanasan neutrino (lan mekanisme liyane) bisa nguripake maneh, nyebabake amplop gedhé lintang mabur ing supernova ambruk inti (Tipe II, Ib, utawa Ic gumantung komposisi permukaan). Ledakan iki bisa ngluwihi cahya galaksi sakabehe sajrone wektu sing cendhak.

3.3 Sisa Lintang Neutron utawa Bolongan Ireng

Inti sing ambruk sing tetep sawisé supernova dadi:

  • Lintang Neutron (~1.2–2.2 M⊙) yen massa inti ana ing rentang stabil lintang neutron.
  • Bolongan Ireng Stellar yen massa inti ngluwihi wates maksimum lintang neutron.

Mula, lintang massah dhuwur ora ngasilaké white dwarf nanging ngasilaké obyek kompak eksotik—lintang neutron utawa bolongan ireng—gumantung kondisi inti pungkasan [7].

4. Ledakan Supernova lan Pengaruhé

4.1 Luminositas lan Sintesis Unsur

Supernova ambruk inti bisa ngasilaké energi sakwisé sawetara minggu sing padha karo energi Srengéngé sajrone uripé. Ledakan uga ngasilaké unsur luwih abot (luwih abot tinimbang wesi, sebagian liwat lingkungan sugih neutron ing gelombang kejut), nambah metalisitas medium antar bintang sawisé ejecta nyebar. Unsur kaya oksigen, silikon, kalsium, lan wesi utamané akeh ing sisa supernova Tipe II, nyambungaké pati lintang gedhé karo pengayaan kimia kosmik.

4.2 Gelombang Kejut lan Pengayaan ISM

Gelombang ledakan supernova nyebar metu, ngepres lan nggodhok gas sakupenge, asring nyebabaké pambentukan lintang anyar utawa mbentuk struktur lengkungan spiral utawa cangkang galaksi. Hasil kimia saka saben supernova nyebar benih lintang generasi sabanjure karo unsur luwih abot sing penting kanggo pambentukan planet lan kimia urip [8].

4.3 Tipe Observasi (II, Ib, Ic)

Supernova ambruk inti diklasifikasikaké miturut spektrum optik:

  • Tipe II: Garis hidrogen ana ing spektrum, khas saka progenitor supergiant abang sing njaga amplop hidrogennya.
  • Tipe Ib: Kekurangan hidrogen nanging garis helium ana, asring lintang Wolf–Rayet sing wis ilang amplop hidrogen.
  • Tipe Ic: Hidrogen lan helium loro-lorone wis dikuliti, ninggalaké inti karbon-oksigen sing polos.

Bedane iki nggambarake carane ilang massa utawa interaksi biner mengaruhi lapisan njaba lintang sadurunge ambruk.

5. Peran Massa lan Metalisitas

5.1 Massa Nemtokaké Umur lan Energi Ledakan

  • Massah Dhuwur Banget (≥30–40 M⊙): Ilang massa sing ekstrim bisa nyuda massa pungkasan lintang, ngasilaké supernova Tipe Ib/c utawa ambruk langsung dadi bolongan ireng yen lintang wis cukup dikuliti.
  • Massah Dhuwur Sedheng (8–20 M⊙): Asring mbentuk supergiant abang, ngalami supernova Tipe II, ninggalaké lintang neutron.
  • Massah Dhuwur Sing Luwih Endhek (~8–9 M⊙): Bisa ngasilaké supernova tangkapan elektron utawa asil pinggiran, kadhangkala mbentuk white dwarf massah dhuwur yen inti ora ambruk sakabehe [9].

5.2 Efek Metalisitas

Lintang kang sugih logam nduwèni angin sing luwih kuwat amarga radiasi, dadi ilang massa luwih akèh. Lintang gedhé sing kurang logam (asring ditemokaké ing alam semesta awal) bisa njaga massa luwih suwe nganti ambruk, sing bisa nyebabaké bolongan ireng sing luwih gedhé utawa kedadeyan hypernova. Sawetara supergiant sing kurang logam malah bisa ngasilaké supernova pair-instability yen banget gedhé (>~140 M⊙), sanajan bukti observasi iki arang banget.

6. Bukti Observasi lan Fenomena

6.1 Supergiant Abang Kondhang

Lintang kaya Betelgeuse (Orion) lan Antares (Scorpius) minangka conto supergiant abang, gedhé nganti yen dilebokake ing panggonan Srengéngé, bisa nyedhot planet njero. Pulsasi, episode kehilangan massa, lan amplop debu sing dawa nuduhake kolaps inti sing bakal teka.

6.2 Acara Supernova

Supernova padhang sejarah kaya SN 1987A ing Large Magellanic Cloud, utawa SN 1993J sing luwih adoh, nuduhake carane acara Tipe II lan IIb asalé saka progenitor supergiant. Astronom nglacak kurva cahya, spektra, lan komposisi massa sing metu, nyocogake karo model teoretis pembakaran maju lan struktur amplop.

6.3 Gelombang Gravitasi?

Sanajan deteksi gelombang gravitasi langsung saka supernova core-collapse isih hipotesis, teori nyaranake yen asimetri ing ledakan utawa formasi lintang neutron bisa ngasilake gelombang burst. Detektor gelombang gravitasi maju mbesuk bisa nangkep sinyal kaya ngono, nambah pangerten kita babagan asimetri mesin supernova.

7. Sawisé: Lintang Neutron utawa Lubang Ireng

7.1 Lintang Neutron lan Pulsar

Lintang kanthi massa awal nganti watara 20–25 M⊙ biasane ninggalake lintang neutron—inti superpadhet neutron sing didhukung dening tekanan degenerasi neutron. Yen muter lan magnetik, katon minangka pulsar, ngirim sinyal radio utawa emisi elektromagnetik liyane saka kutub magnetik.

7.2 Lubang Ireng

Kanggo progenitor sing luwih gedhe utawa kolaps tartamtu, inti ngluwihi wates degenerasi neutron, kolaps dadi lubang ireng massa lintang. Sawetara skenario kolaps langsung bisa ora ngasilake supernova padhang utawa ngasilake ledakan sing padhang cilik yen energi neutrino ora cukup kanggo ngluncurake kejut sing kuat. Pengamatan biner X-ray lubang ireng negesake titik pungkasan iki kanggo sawetara sisa lintang massa dhuwur [10].

8. Pentingé Kosmologis lan Evolusioner

8.1 Umpan Balik Formasi Lintang

Umpan balik lintang gedhe—angin lintang, radiasi ionisasi, lan kejut supernova—dhasar mbentuk formasi lintang ing awan molekuler cedhak. Nglairake utawa ngendhegake formasi lintang ing skala lokal, proses iki penting kanggo evolusi morfologis lan kimia galaksi.

8.2 Pengayaan Kimia Galaksi

Supernova core-collapse ngasilake mayoritas oksigen, magnesium, silikon, lan unsur alfa sing luwih abot. Pengamatan babagan kelimpahan unsur iki ing lintang lan nebula negesake peran utama evolusi lintang massa dhuwur ing mbentuk keragaman kimia kosmik.

8.3 Jagad Awal lan Reionisasi

Generasi pisanan bintang gedhe (Populasi III) ing jagad awal kamungkinan rampung kanthi supernova spektakuler utawa malah hypernova, ngreionisasi wilayah lokal lan nyebarake logam menyang gas murni. Ngerti carane bintang gedhe kuna iki mati penting kanggo model fase formasi galaksi paling awal.

9. Panaliten lan Arah Observasi Mangsa Ngarep

  1. Transient Surveys: Panelusuran supernova generasi sabanjure (contone, karo Vera C. Rubin Observatory, teleskop gedhe banget) bakal nemokake ewu supernova ambruk inti, nyaring wates massa progenitor lan mekanisme ledakan.
  2. Multi-Messenger Astronomy: Detektor neutrino lan observatorium gelombang gravitasi bisa nangkep sinyal saka ambruk inti sing cedhak, menehi wawasan langsung babagan mesin supernova.
  3. Modeling Atmosfer Bintang Resolusi Dhuwur: Studi rinci profil garis spektral supergiant lan struktur angin bisa nambah perkiraan tingkat kehilangan massa, penting kanggo prediksi nasib pungkasan.
  4. Saluran Penggabungan Bintang: Akeh bintang gedhe ana ing biner utawa luwih, bisa gabung sadurunge ambruk pungkasan utawa nransfer massa, ngowahi asil supernova utawa jalur pembentukan bolongan ireng.

10. Kesimpulan

Kanggo high-mass stars, dalan saka urutan utama menyang pungkasan sing katastropik lumaku kanthi cepet lan kenceng. Bintang-bintang iki ngonsumsi hidrogen (lan unsur luwih abot) kanthi kacepetan dhuwur, ngembang dadi supergiant sing padhang lan nggawe produk fusi maju nganti wesi ing inti. Amarga ora ana potensi fusi eksotermik luwih lanjut ing tahap wesi, inti ambruk kanthi supernova sing ganas, mbuwang bahan sing sugih lan nglairake bintang neutron utawa sisa bolongan ireng. Proses iki dadi inti saka pengayaan kosmik, umpan balik formasi bintang, lan nggawe sawetara obyek paling eksotik—bintang neutron, pulsar, magnetar, lan bolongan ireng—ing jagad raya. Observasi kurva cahya supernova, tandha spektroskopik, lan sisa-sisa sing isih ana terus mbukak kompleksitas ing balik tumindak pungkasan sing energetik iki, nyambungake nasib bintang gedhe karo crita evolusi galaksi sing terus lumaku.

Referensi lan Wacanane Luwih Jero

  1. Maeder, A., & Meynet, G. (2000). “Evolusi bintang kanthi rotasi lan medan magnet. I. Sajarah garis lair bintang gedhe.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 143–190.
  2. Chiosi, C., & Maeder, A. (1986). “Evolusi bintang lan populasi bintang.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24, 329–375.
  3. Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). “Evolusi lan Ledakan Bintang Gedhe. II. Hidrodinamika Ledakan lan Nukleosintesis.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181–235.
  4. Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., et al. (2003). “Kepiye Lintang Tunggal Masif Nglampahi Pungkasan Uripé.” The Astrophysical Journal, 591, 288–300.
  5. Bethe, H. A. (1990). “Mekanisme Supernova.” Reviews of Modern Physics, 62, 801–866.
  6. Janka, H.-T. (2012). “Mekanisme Ledakan Supernova Kolaps Inti.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451.
  7. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “Babagan Inti Neutron Masif.” Physical Review, 55, 374–381.
  8. Smartt, S. J. (2009). “Progenitor Supernova Kolaps Inti.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 63–106.
  9. Nomoto, K. (1984). “Evolusi lintang massa 8-10 solar menyang supernova tangkapan elektron. I - Formasi inti O + NE + MG sing electron-degenerate.” The Astrophysical Journal, 277, 791–805.
  10. Fryer, C. L., & Kalogera, V. (2001). “Distribusi Massa Bolongan Ireng Teoretis.” The Astrophysical Journal, 554, 548–560.

 

← Artikel sadurunge                    Artikel sabanjure →

 

 

Bali menyang ndhuwur

Bali menyang Blog