29
- August
2018
Posted By : admin
'Pertumbuhan Pertumbuhan' Seorang Bayi Stellar Yang Jauh

Bintang-bintang adalah bola raksasa yang membakar panas, mendidih, dan bergolak. Miliaran bintang berapi-api dan cemerlang yang tinggal di alam semesta yang teramati semuanya terdiri terutama dari hidrogen, dan lahir dalam lipatan yang aneh dan bergelombang dari sebuah relatif fragmen kecil, sangat padat, tertanam dalam salah satu dari banyak awan-awan dingin dan gelap yang menghantui alam semesta kita. Bintang muda seperti Sun mengalami "semburan pertumbuhan", dan pada Maret 2015 tim astronom internasional menggunakan data yang berasal dari observatorium yang mengorbit – termasuk NASA Spitzer Space Telescope (SST) –serta fasilitas berbasis darat, mengumumkan bahwa mereka telah menemukan ledakan dari bintang bayi yang dianggap berada di tahap awal perkembangannya. Letusan itu, para astronom mengatakan, mengungkapkan akumulasi gas dan debu yang cepat dan dramatis oleh bayi bintang yang jauh, disebut protobintang, bernama HOPS 383.

Awan molekuler yang gelap dan gelap terdiri dari gas dan debu, dan mereka berfungsi sebagai buaian bayi bintang yang aneh. Ketika kontrak cloud di bawah tekanan gravitasi yang tak henti-hentinya, wilayah pusatnya tumbuh semakin padat dan padat, lebih panas dan lebih panas. Pada akhir proses ini, gumpalan yang runtuh telah berubah menjadi pusat panas yang membakar protobintang dikelilingi oleh berputar disk akresi protoplanet, terdiri dari gas dan debu. Itu disket kira-kira sama dalam jumlah besar dengan bintang bayi. Astronom menyebut jenis bintang ini sebagai bayi a Protagonis "Kelas O".

"HOPS 383 adalah ledakan pertama yang pernah kami lihat dari Kelas O objek, dan tampaknya yang termuda, protostellar letusan pernah tercatat, "jelas Dr William Fischer pada 23 Maret 2015 NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) Press Release. Dr. Fischer adalah Program Pasca Sarjana Fellow di NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) di Greenbelt, Maryland. JPL ada di Pasadena, California.

Itu Kelas O tahap hanya untuk periode yang sangat singkat dalam kehidupan brilian seorang bintang muda. Fase ini berlangsung selama 150.000 tahun, dan dianggap sebagai fase perkembangan paling awal untuk bintang mirip Matahari.

Bayi protostars belum "hidup" cukup lama untuk memperoleh kemampuan menghasilkan energi dari bintang-bintang seperti Matahari yang lebih dewasa, yang memadukan hidrogen menjadi helium dalam hati mereka yang mendidih. Sebaliknya, seorang bayi protobintang bersinar sebagai hasil dari energi panas yang dibebaskan selama kontraksi, serta oleh pertambahan gas dan debu dari disk protoplanet berputar di sekitarnya. Ini akresi disk akhirnya dapat menimbulkan sistem planet, seperti Tata Surya kita sendiri, terdiri dari planet, bulan, asteroid, komet, dan bermacam-macam benda yang lebih kecil.

Karena bayi mirip Sun protostars diselimuti gas dan debu, cahaya yang terlihat tidak bisa bersinar melalui amplop buram mereka. Namun, cahaya ini menghangatkan debu yang mengelilingi bayi bintang, yang memancarkan kembali energi dalam bentuk panas yang dapat dideteksi oleh instrumen inframerah yang sensitif pada teleskop berbasis darat dan satelit yang mengorbit.

Siklus Hidup Bintang Seperti Matahari

Semua bintang menghidupi puncak "kehidupan" bintang mereka pada apa yang disebut urutan utama, ketika mereka membakar hidrogen menjadi helium di inti inti nuklir mereka. Hidrogen adalah unsur yang paling berlimpah dan paling ringan dari semua unsur atom – sementara helium adalah yang kedua-teringan. Semua unsur atom yang lebih berat daripada helium – seperti oksigen, karbon, silikon, neon, dan besi – diciptakan di hati panas yang memanas nuklir dari bintang-bintang. Unsur terberat dari semua unsur atom, seperti emas, diproduksi dalam ledakan supernova, ledakan menghebohkan yang menghantam bintang masif hingga hancur ketika pasokan bahan bakar nuklirnya yang diperlukan habis.

Proses fusi nuklir, di mana unsur-unsur atom yang lebih ringan menyatu untuk membentuk unsur atom yang lebih berat dan lebih berat (nukleosintesis bintang), menghasilkan tekanan radiasi. Di seluruh peleburan nuklir bintang yang normal, urutan utama hidup, ia mempertahankan keseimbangan yang sangat penting antara dua lawan yang bertarung secara kekal –tekanan radiasi dan gravitasi. Tekanan radiasi mencoba untuk mendorong material bintang di luar, sehingga menjaganya tetap halus dan melambung melawan tarikan yang tak henti-hentinya gravitasi yang mencoba menarik material bintang di.

Keseimbangan kritis ini antara tekanan radiasi dan gravitasi dipertahankan dari kelahiran bintang ke bintang-kematian – keseluruhan urutan utama "seumur hidup" dari bintang – sementara itu dengan bahagia membakar pasokan hidrogen menjadi hal-hal yang lebih berat. Dalam terminologi astronomi semua unsur yang lebih berat daripada helium adalah "logam."

Bintang tidak abadi. Akhirnya, seorang bintang harus memenuhi nasibnya ketika telah membakar pasokan bahan bakar nuklirnya yang diperlukan, dan gravitasi memenangkan pertempuran kuno melawan musuh bebuyutannya, tekanan radiasi. Pada titik yang fatal ini, inti bintang yang terkutuk itu runtuh di bawah tekanan berat gravitasnya sendiri, dan bintang itu "mati." Bintang-bintang kecil seperti Matahari mati dengan kedamaian yang relatif dan keindahan yang luar biasa, melemparkan lapisan gas luarnya yang bermacam-macam ke dalam ruang gelap yang dingin di antara bintang-bintang. Bintang yang lebih besar dan lebih berat sedikit lebih berisik ketika mereka bertemu nasib mereka, dan penghuni besar populasi bintang ini meledak – meledakkan diri mereka sendiri ke serpihan-serpihan keras dan malapetaka dari supernova. Ukuran bintang, oleh karena itu, adalah apa yang menentukan bagaimana ia akan "mati".

HOPS 383

HOPS 383 terletak di dekat nebula, dijuluki NGC 1977, di konstelasi Orion. Terletak sekitar 1.400 tahun cahaya dari Bumi, wilayah ini mewakili "pabrik bintang" terdekat yang paling aktif, dan itu berisi peti harta karun yang penuh dengan bintang-bintang bayi yang menyala dan cemerlang yang masih diselipkan dalam awan kelahiran mereka.

Sebuah tim astronom yang dipimpin oleh Dr. Thomas Megeath dari University of Toledo di Ohio digunakan SST untuk mendeteksi lebih dari 300 kilau protostars dibuai dalam Orion kompleks. Sebuah proyek lanjutan memanfaatkannya Observatorium Antariksa Herschel Ruang Angkasa Eropa (ESA), disebut Herschel Orion Protostar Survey (HOPS), dan mempelajari banyak objek bintang secara lebih rinci. Pengelolaan JPL NASA SST dan, sementara Herschel masih aktif, mengelola komponen AS dari misi itu juga. Herschel aktif dari 2009 hingga 2013.

Letupan erupsi dari bintang bayi HOPS 383 awalnya terdeteksi pada tahun 2014 oleh astronom Emily Safron segera setelah lulus dari Universitas Toledo. Sementara di bawah pengawasan Dr. Megeath dan Dr. Fischer, ia baru saja menyelesaikan tesis seniornya yang membandingkan selama satu dekade SST Orion survei dengan 2010 pengamatan berasal dari NASA Explorer Survei Inframerah Lapangan Lebar (WISE) satelit, yang juga dikelola oleh JPL. Meskipun Safron dengan hati-hati mempelajari data beberapa kali tanpa menemukan sesuatu yang baru, ketika dia telah menyelesaikan tesisnya – dan telah menempatkan kelulusannya di belakangnya – dia memutuskan untuk mengambil waktu ekstra untuk membandingkan gambar dari "benda-benda lucu" dengan mata .

Saat itulah dia ditemukan HOPS 383 perubahan mendadak. "Ledakan indah ini bersembunyi di sampel kami sepanjang waktu," Safron berkomentar pada 23 Maret 2015 Siaran Press JPL.

Daftar observasi Safron juga termasuk data yang berasal dari SST pada panjang gelombang 3,6, 4,5 dan 24 mikron, serta BIJAKSANA data pada 3,4, 4,6 dan 22 mikron. HOPS 383 begitu banyak diselimuti oleh kain kafan yang menutupi debu yang tidak terdeteksi sama sekali sebelum mengamuk pada yang terpendek SST panjang gelombangdan pengawasan dalam versi katalog yang dibuat sebelum studi Safron menutupi peningkatan pada panjang gelombang terpanjang. Akibatnya, perangkat lunaknya mengungkapkan kecerahan yang meroket hanya dalam satu panjang gelombang dari ketiganya. Ini gagal memenuhi kriteria Safron untuk perubahan yang dia harapkan untuk dideteksi.

Setelah tim astronom menyadari apa yang telah terjadi, Safron, Fischer dan rekan-rekan mereka mengumpulkan lebih banyak lagi SST data, Herschel pengamatan, dan gambar yang berasal dari teleskop inframerah berbasis darat di Observatorium Nasional Kitt Peak di Arizona dan Percobaan Atacama Pathfinder di Chile. Penelitian mereka diterbitkan dalam edisi 10 Februari 2015 The Astrophysical Journal.

Petunjuk pertama tentang pencerahan terungkap di dalamnya SST data mulai tahun 2006. Tahun 2008, para astronom menulis, HOPS 383 kecerahan pada panjang gelombang 24 mikron telah meningkat 35 kali. Menurut data terbaru yang tersedia – dari tahun 2012 – protostar tantrum erupsi tidak menunjukkan tanda-tanda berhenti.

"Ledakan yang berlangsung lama ini mengesampingkan banyak kemungkinan, dan kami berpikir HOPS 383 paling baik dijelaskan oleh peningkatan tiba-tiba dalam jumlah gas protobintang sedang bertambah dari disket di sekitarnya, "Dr. Fischer menjelaskan pada 23 Maret 2015 Siaran Press JPL.

Astronom berpikir bahwa ketidakstabilan dalam disket dapat mengakibatkan episode di mana sejumlah besar material jungkir ke bawah ke pusat protobintang. Bintang itu kemudian membentuk titik panas yang ekstrim di wilayah dampak, yang pada gilirannya memanas disk – menyebabkan kedua bintang dan disk mencerahkan secara dramatis!

Para astronom terus mengamati HOPS 383, dan mereka telah meminta pengamatan baru menggunakan NASA Observatorium Stratosfir untuk Astronomi Inframerah (SOFIA), yang merupakan teleskop langit-terbang terbesar yang ada!

Leave a Reply