Struktur najam

Bintang yang berlainan jisim dan umur memiliki struktur najam berlainan. Model struktur najam memerikan binaan dalaman sesebuah bintang dengan terperinci dan meneka kekilauan, warna dan perubahan masa hadapan bintang itu.

Pengangkutan tenaga

Setiap lapisan bintang yang berlainan mengangkut haba ke atas dan ke luar dengan pelbagai cara: cara utama ialah melalui konveksi (perolakan) dan pemindahan menyinar; namun demikian, pengkonduktan terma penting di dalam bintang kerdil putih.

Perolakan ataupun konveksi merupakan mod utama pemindahan tenaga apabila kecerunan suhu cukup curam bagi membolehkan kepulan gas di dalam bintang terus naik jikalau ia menaik sedikit melalui proses adiabatik (tanpa bantuan punca-punca pemanasan dan penyejukan dari luar)^[1]. Dalam hal sedemikian, kepulan yang menaik memiliki keapungan dan akan terus menaik jika ia lebih panas daripada gas sekeliling; sekiranya keadaan terbalik, ia akan turun ke tahap ketinggian asalnya. ^[2] Di dalam wilayah yang memiliki kecerunan suhu rendah dan juga kerendahan kelegapan yang mencukupi bagi memungkinkan pengangkutan tenaga melalui sinaran, maka sinaran menjadi mod pengangkutan utama.

Binaan dalaman bintang jujukan utama bergantung pada jisim bintang tersebut.

Bintang-bintang berjisim 0.3–1.5 jisim suria —termasuk Suria ataupun Matahari— lakuran hidrogen–helium berlaku melalui rantaian proton–proton yang tidak menimbulkan kecerunan suhu yang curam. Justeru sinaran menjadi utama di dalam bahagian dalam bintang-bintang yang sama jisim (1 jisim suria) dengan Matahari. Suju bahagian luaran bintang-bintang sejisim Suria cukup sejuk bagi memastikan hidrogen berkeadaan neutral dan dengan itu legap kepada foton ultraungu, justeru perolakan menjadi utama. Jadi, bintang-bintang sejisim dengan Suria memiliki teras yang menyinar dan kelompang ataupun envelop konveksi pada bahagian luarnya.

Di dalam bintang-bintang masif (lebih daripada lingkungan 1.5 jisim suria) pula, suhu teras melebihi lebih kuang 1.8×10⁷ K, jadi lakuran nuklear hidrogen kepada helium berlaku kebanyakannya melalui Kitaran CNO (kitaran karbon-nitrogen-oksigen). Dalam Kitaran CNO, penjanaan tenaga meningkat dengan mendadak (suhu meningkat sehingga dikuasakan 17) berbanding tenaga rantaian proton–proton yang hanya meningkat relatif sedikit (peningkatan suhu dikuasakan 4)^[3] Oleh sebab kepekaan kuat suhu Kitaran CNO, kecerunan suhu di bahagian dalam bintang cukup bagi membuat teras menjadi zon konveksi. Bagi bahagian luar bintang pula, kecerunan suhu kurang curam tetapi suhu masih cukup tinggi bagi menjadikan hidrogen terion yang membawa kepada bintang itu kekal menjadi lut sinar kepada sinaran ultraungu. Jadi, bintang-bintang masif memiliki envelop bersinar.

Bintang-bintang jujukan utama yang berjisim amat rendah tidak mempunyai zon menyinar; mekanisme utama pengangkutan tenaga seluruh bahagian bintang ialah perolakan, dan begitu juga halnya dengan bintang gergasi.^[4]

Rujukan

Rujukan am

• Kippenhahn, R.; Weigert, A. (1990), Stellar Structure and Evolution, Springer-Verlag
• Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors (ed. 2nd), Springer, ISBN 0-387-20089-4
• Kennedy, Dallas C.; Bludman, Sidney A. (1997), "Variational Principles for Stellar Structure", Astrophysical Journal, 484 (1): 329, arXiv:astro-ph/9610099, Bibcode:1997ApJ...484..329K, doi:10.1086/304333
• Weiss, Achim; Hillebrandt, Wolfgang; Thomas, Hans-Christoph; Ritter, H. (2004), Cox and Giuli's Principles of Stellar Structure, Cambridge Scientific Publishers
• Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (ed. 4th), Saunders College Publishing, ISBN 0-03-006228-4

Pautan luar

• OPAL opacity code Diarkibkan 2011-11-07 di Wayback Machine retrieved November 2009
• The Yellow CESAM code, stellar evolution and structure FORTRAN source code
• EZ to Evolve ZAMS Stars a FORTRAN 90 software derived from Eggleton's Stellar Evolution Code, a web-based interface can be found here [1] Diarkibkan 2008-03-11 di Wayback Machine.
• Geneva Grids of Stellar Evolution Models (some of them including rotational induced mixing)
• The BaSTI database of stellar evolution tracks