riwayat bintang

Diposting oleh Unknown |

RIWAYAT BINTANG

Seperti halnya manusia, bintang juga mengalami tahapan “kehidupan” yang mirip dengan manusia, yaitu lahir, berkembang, dan akhirnya mati atau tak bersinar lagi. Proses lahir, berkembang, dan mati ini akhirnya disebut evolusi bintang. Berbeda dengan manusia, evolusi bintang memerlukan waktu jutaan bahkan milyaran tahun

Gambar.1: Galaksi Bima Sakti

Pembentukan bintang adalah suatu siklus yang terjadi secara terus-menerus di ruang angkasa. Bagaimana mekanisme pembentukan bintang tersebut? Jika kita amati, ruang antarbintang yang kita lihat saat ini sebenarnya bukanlah ruang yang kosong, tetapi mengandung gas dan debu dengan kerapatan yang sangat rendah yang dikenal dengan interstellar medium. Gumpalan awan tersebut mempunyai ukuran yang bervariasi, dari sangat kecil dengan penampang sekitar satu tahun cahaya dan memiliki massa beberapa kali massa matahari hingga ukuran raksasa yang memiliki penampang lintang 300 tahun cahaya dan massanya mencapai jutaan kali massa matahari. Satu tahun cahaya adalah jarak yang ditempuh cahaya dalam satu tahun, yaitu sekitar 3,09 x 10¹² km. Awan tersebut memiliki temperature sekitar 10 K dan merupakan objek langit terdingin. Hampir semua awan tersebut mengandung molekul-molekul hydrogen dengan kerapatan rata-rata 100 hingga 300 molekul per sentimeter kubik (cm³) dan memiliki usia hidup 10⁷ hingga 10⁸.

Struktur molekul awan raksasa tidak seragam dan sekitar 10% massa awan dikonstribusi oleh inti pekat yang memiliki kerapatan 10⁴ molekul hidrogen per cm³, dengan ukuran penampang berentang dari

hingga 15 tahun cahaya. Inti pekat tersebut dapat menimbulkan kontraksi atau kerutan akibat adanya perbedaan gaya internal dan eksternal. Gaya eksternal dapat berupa gelombang kejut dari ledakan supernova yang ada di sekitarnya dan gangguan gravitasi akibat interaksi bintang tetangga dengan awan molekul yang lain. Awan secara otomaatis melawan gaya gravitasi dengan gaya yang berasal dari gabungan antara magnetic yang dibangkitkan dengan gerak turbulen gas dalam awan. Mekanisme terjadinya gerak turbulen dalam awan hingga kini masih menjadi teka-teki.

Teori saat ini memperkirakan bahwa medan magnetik yang ada dapat berpendar secara perlahan-lahan yang dapat menyebabkan ketidakstabilan dan inti dapat runtuh akibat tarikan gravitasi. Awalnya proses ini terus berlangsung cepat sehingga bintang mulai terbentuk dan memakan waktu 10⁶ tahun. Pada fase awal ini embrio bintang yang telah terbentuk membangkitkan tekanan termal yang cukup untuk melawan penyusutan akibat gravitasi. Embrio bintang kemudian bertransformasi menjadi protobintang dan terus tumbuh serta ukurannya pun terus membesar karena dipicu banyaknya partikel-partikel yang jatuh dari awan itu. Materi-materi tersebut akhirnya membentuk piringan yang mengorbit protobintang dan piringan tersebut memipih seiring dengan waktu akibat tumbukan gas tersebut lambat laun kehilangan momentum anguler akibat gesekan. Gas partikel-partikel yang jatuh memanasi permukaan protobintang dan menegakibatkan hembusan angin bintang yang sangat kuat serta menyemburkan kembali hampir semua materi yang jatuh ke protobintang dalam arah paralel dengan sumbu rotasinya. Aliran hembusan tersebut adalah bipolar, keluar dari masing-masing kutub putaran protobintang. Ketika gas dalam piringan telah terhembuskan dan habis, debu-debu dalam piringan masih bertahan dan memiliki radius 100 hingga 1000 kali radius orbit bumi (1,496 x 10⁸ km). Debu-debu ini dimungkinkan bergabung membentuk planet dan memandu pembentukan tata surya lainnya.

Massa akhir protobintang tergantung pada kerapatan awal dan kuat medan magnet internal dalam awan atau inti gumpalan awan. Semakin besar dua kuantitas tersebut, semakin masif pula protobintang yang dihasilkan. Bintang masif seperti tipe O dan B membentuk kelompok sendiri secara eksklusif. Di pihak lain, bintang dengan massa rendah seperti matahari juga membentuk kelompok sendiri, bahkan terisolasi dari yang lain.

Protobintang membangkitkan energi akibat penyusutan karena pengaruh gravitasi dan memberi tambahan materi yang masuk ke dalam inti. Seiring dengan pertambahan massa protobintang, temperatur inti terus bertambah dan akhirnya dapat membangkitkan reaksi fusi dengan temperature sekitar 10⁷ Kelvin. Pada saat itu terjadi reaksi fusi hidrogen dan pengaruh gravitasi mulai melambat dan akhirnya berhenti. Saat itulah protobintang berubah menjadi bintang. Teori pembentukan bintang yang dikemukakan di atas hanya berlaku bagi pembentukan bintang tunggal. Namun, hampir setengah dari seluruh bintang terbentuk dalam system bintang multiple maupun biner. Proses pembentukan system bintang, baik multiple maupun biner, masih dalam penyelidikan.

TAHAP-TAHAP EVOLUSI BINTANG

Pembentukan bintang berawal dari awan gas dan debu antarbintang. Atom-atom dari awan antarbintang ini saling tarik-menarik akibat gaya gravitasi, dan membentuk apa yang disebut sebagai cikal-bakal bintang atau nebula (kabut) protobintang, yang mengerut, memanas, dan mulai bersinar. Pada saat awan tersebut mengerut, pusatnya mencapai temperatur beberapa deret utama akan menempuh tahap evolusi selanjutnya dan meninggalkan deret utama.

Bintang mengontrol reaksi termonuklir dan gaya gravitasi yang ditimbulkan akan tepat sama dengan tekanan yang dibangkitkan oleh reaksi nuklir yang terjadi pada bagian dalam bintang. Energi yang ditimbulkan pindah ke permukaan bintang, baik dengan cara radiasi maupun konveksi. Pada mulanya bintang memproduksi energi melalui reaksi nuklir yang beragam dengan mengambil 4 proton dan diubahnya menjadi inti helium. Proses ini dalam astrofisika dikenal dengan pembakaran hydrogen atau hydrogen burning. Reaksi nuklir tersebut terjadi pada temperatur 10 hingga 50 x 10⁵ Kelvin dan kerapatannya sekitar 150 g/cm³ (bandingkan dengan kerapatan air 1 g/cm³). Akibat reaksi nuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium, maka bintang terus-menerus berevolusi. Fase pembakaran hidrogen pada intinya adalah fase yang paling lama dalam sejarah hidup bintang. Pada saat bintang membakar hydrogen, bintang tersebut lambat laun menjadi cerah. Ketika semua hydrogen dalam inti bintang habis, terjadi pengerutan bagian inti bintang. Pada kondisi ini bagian luar bintang merespons kejadian dalam ini dengan memberi gaya lawan dan menjadi besar karena mengembang akibat gaya lawan yang ditimbulkannya dan suhunya menjadi dingin. Setelah semua hydrogen habis, fase selanjutnya adalah pembakaran helium di inti yang merupakan fase terpanjang kedua selama waktu hidup bintang. Ketika helium mulai terbakar di inti, bintang berhenti mengembang dan menjadi lebih panas. Saat helium dalam inti habis, pembakaran helium terjadi di sekitar kontraksi karbon-oksigen dalam inti dan bintang mulai mengembang lagi dan mendingin lagi secara perlahan-lahan dan mengembang menjadi maharaksasa. Pada saat ini bintang memuliki massa 9 kali massa bintang awal. Ketika bintang bertambah ukurannya, bintang tersebut akan kehilangan massanya karena bagian yang mendapat pengaruh gravitasi mulai berkurang dan lemah di bagian luarnya. Kehilangan massa menjadi semakin bertambah dadn massanya tereduksi menjadi 1,4 kali massa Matahari dan perlahan-lahan menuju massa akhir hidupnya menjadi bintang katai putih karbon-oksigen.

Bintang menjadi lebih masif. Sementara massanya sebagian hilang, suhunya berangsur-angsur mencapai suhu yang lebih tinggi sehingga dapat membangkitkan reaksi nuklir tambahan. Inti bintang terus berkembang dan setiap akhir proses berikutnya. Proses berikutnya setelah pembakaran helium adalah pembakaran karbon, kemudian pembakaran neon yang diikuti pembakaran oksigen dan terakhir adalah pembakaran silicon dan meninggalkan besi dalam inti karena tidak mungkin untuk melakukan reaksi fusi terhadap besi dan memproduksi energi tambahan. Besi dalam inti mulai hancur ketika temperatur mencapai 10¹⁰ K dan kerapatannya menjadi 10¹⁰g/cm³. Hal ini menyebabkan inti menjadi hancur dan runtuh serta mendorong ledakan supernova dan pembentukan lubang hitam. Selama ledakan supernova, reaksi inti diyakini memproduksi semua unsur yang lebih berat daripada besi. Ledakan supernova menyemburkan semua massa bintang, termasuk semua material-material yang diproduksi melalui reaksi nuklir kembali ke ruang angkasa.

Proses pembentukan bintang dan evolusinya saling berhubungan satu sama lain, karena material yang berada pada bintang sebelumnya diolah lagi menjadi bintang baru. Keberadaan planet dan keberlangsungan kehidudpan sangat bergantung pada reaksi nuklir yang terjadi di bintang yang memproduksi hampir semua unsur-unsur yang lebih berat daripada helium.

BINTANG RAKSASA MERAH

Di kanan atas diagram H-R terletak kelompok bintang raksasa merah. Bintang ini disebut raksasa merah karena memiliki diameter yang besar tetapi temperatur efektifnya rendah.

gambar.2: Kelompok Bintang Raksasa

Gambar.3: Matahari

Bintang seperti Matahari, setelah sekitar 5 juta tahun, ber-evolusi manjadi lebih terang dan lebih merah sampai akhirnya mengembang. Dan amgkasa Matahari dapat menelan Merkurius dan Venus. Bila Matahari telah mengembang sampai mencapai orbit Bumi, tidak ada satu manusia pun yang dapat menyaksikan pemandangan yang luar biasa ini, bintang sangat tidak stabil,. Bintang akan berdenyut dengan denyutan yang makin kuat sehingga terjadi pelontaran massa oleh bintang itu. Bintang akan membubuskan materi bagian luarnya hingga tersingkaplah pusatnya yang panas itu.

KABUT PLANETARI

Astronom melihat adanya bintang panas yang dikelilingi oleh cincin gas yang mengembang, yang dinamakan Kabut Planetari (Planetary Nebulae). Waktu dilihat pertama kali dengan teleskop, objek tersebut tampak seperti planet Uranus dan Neptunus, walaupun tak ada hubungannya dengan planet tersebut. Jadi, penamaan ini karena alasan historis belaka. Kabut Planetari merupakan objek yang sangat indah.

Gambar 4 : Galaksi Andromeda

Pengamatan kabut planet ini menunjukkan bahwa cincin gas tersebut mengembang dan bintang pusatnya mengerut. Pusat bintang ini terus megerut sampai akhirnya menjadi bintang katai putih. Diduga Matahari kelak akan menempuh tahap evolusi seperti itu.

BINTANG KATAI PUTIH

Dalam setiap fase evolusi bintang, sebuah bintang akan melewati masa saat dirinya menjadi bintang katai putih. Bintang katai putih terletak pada daerah sebelah kiri bawah diagram H-R. Bintang ini merupakan bintang yang berada pada tahap akhir evolusi bintang. Tidak ada reaksi inti yang berlangsung di pusatnya. Chandrasekhar, seorang ilmuwan terkemuka dari India dan tinggal di Amerika, menemukan bahwa bintang-bintang dengan massa yang lebih besar. Di bawah batas “Chandrasekhar” ini bintang akan terus mengerut. Tetapi, saat bintang mencapai ukuran kira-kira sebesar Bumi, yaitu sekitar 100 kali lebih kecil daripada saat di deret utama, terdapat tekanan yang dapat memberikan tekanan balik yang dapat menghentikan pengerutan. Materi bintang katai putih dikatakan dalam keadaan terdegenerasi. Kondisi terdegenerasi ini adalah kondisi yang timbul sesuai dengan hukum-hukum tertentu dalam mekanika kuantum.

BINTANG NETRON

Bintang yang bermassa lebih besar dari massa Matahari, karena suatu reaksi inti yang berlangsung di pusat bintang, pada suatu saat akan mengalami ledakan nuklir yang dikenal sebagai ledakan supernova. Akibat ledakan supernova, materi yang tinggal di pusat bintang akan runtuh, menjadi benda yang sangat mampat sedangkan bagian luarnya terlontar dengan kecepatan puluhan ribu kilometer per detik. Bila massa bintang sisa ledakan supernova ini kurang dari 2 sampai 3 massa Matahari dalam evolusi selanjutnya, bintang ini menjadi natron. Bintang netron ini sangat terdegenerasi karena rapat massanya yang besar sekali (semilyar ton dalam setiap sentimeter kubik).

Gambar .5: Supernova 1987A Yang Terjadi Di Awan Magellan Besar. Tanda Panah Di Bagian Kanan Menunjukkan Bintang Sebelum Meledak

Gambar,6: Ledakan Supernova

Seperti halnya bintang katai putih, tekanan netron terdegenerasi ini akan memberikan tekanan balik yang menghentikan pengerutan bintang. Bintang akan mantap dengan jari-jari sekitar 10 kilometer saja, namun massanya menyerupai massa Matahari yang jari-jarinya 700.000 kilometer. Selain itu juga bintang netron mempunyai medan magnet yang sangat kuat akibat pengerutan intinya. Sebenarnya teori bahwa bintang netron berasal dari sisa ledakan supernova telah diusulkan pada tahun 1934, yaitu oleh Baade dan Zwicky. Tetapi bintang netron sendiri baru ditemukan pada tahun 1967 oleh kelompok astronom radio, Hewish dan Bell, di Cambridge, Inggris. Pada saat itu mereka menemukan objek berdenyut yang dinamakan pulsar singkatan dari pulsating radio sources. Kemudian diketahui bahwa pulsar adalah bintang netron yang berputar dengan sangat cepat. Penemuan pulsar di Nebula Kepiting, yaitu nebula yang merupakan hasil ledakan supernova yang terjadi pada tahun 1054, merupakan bukti yang meyakinkan bagi teori Baade dan Zwicky bahwa bintang netron dapat dihasilkan dari ledakan supernova.

Supernova adalah ledakan dari suatu bintang di galaksi yang memancarkan energi lebih banyak dari nova. Peristiwa supernova ini menandai berakhirnya riwayat suatu bintang. Bintang yang mengalami supernova akan tampak sangat cemerlang dan bahkan kecemerlangannya bisa mencapai ratusan juta kali cahaya bintang tersebut semula, beberapa minggu atau bulan sebelum suatu bintang mengalami supernova bintang tersebut akan melepaskan energi setara dengan energi matahari yang dilepaskan matahari seumur hidupnya, ledakan ini meruntuhkan sebagian besar material bintang pada kecepatan 30.000 km/s (10% kecepatan cahaya) dan melepaskan gelombang kejut yang mampu memusnahkan medium antarbintang.

Ada beberapa jenis Supernova. Tipe I dan II bisa dipicu dengan satu dari dua cara, baik menghentikan atau mengaktifkan produksi energi melalui fusi nuklir. Setelah inti bintang yang sudah tua berhenti menghasilkan energi, maka bintang tersebut akan mengalami keruntuhan gravitasi secara tiba-tiba menjadi lubang hitam atau bintang neutron, dan melepaskan energi potensial gravitasi yang memanaskan dan menghancurkan lapisan terluar bintang.

Rata-rata supernova terjadi setiap 50 tahun sekali di galaksi seukuran galaksi Bima Sakti. Supernova memiliki peran dalam memperkaya medium antarbintang dengan elemen-elemen massa yang lebih besar. Selanjutnya gelombang kejut dari ledakan supernova mampu membentuk formasi bintang baru

1. Jenis-jenis Supernova

Gambar.7: Supernova

a. Supernova Keples

Berdasarkan pada garis spektrum pada supernova, maka didapatkan beberapa jenis supernova :

· Supernova Tipe Ia

Pada supernova ini, tidak ditemukan adanya garis spektrum Hidrogen saat pengamatan.

· Supernova Tipe Ib/c

Pada supernova ini, tidak ditemukan adanya garis spektrum Hidrogen ataupun Helium saat pengamatan.

· Supernova Tipe II

Pada supernova ini, ditemukan adanya garis spektrum Hidrogen saat pengamatan.

b. Hipernova

Supernova tipe ini melepaskan energi yang amat besar saat meledak. Energi ini jauh lebih besar dibandingkan energi saat supernova tipe yang lain terjadi.

Berdasarkan pada sumber energi supernova, maka didapatkan jenis supernova sebagai berikut.

o Supernova Termonuklir (Thermonuclear Supernovae)

• Berasal dari bintang yang memiliki massa yang kecil

• Berasal dari bintang yang telah berevolusi lanjut

• Bintang yang meledak merupakan anggota dari sistem bintang ganda.

• Ledakan menghancurkan bintang tanpa sisa

• Energi ledakan berasal dari pembakaran Karbon (C) dan Oksigen (O)

o Supernova Runtuh-inti (Core-collapse Supernovae)

ü Berasal dari bintang yang memiliki massa besar

ü Berasal dari bintang yang memiliki selubung bintang yang besar dan masih membakar Hidrogen di dalamnya.

ü Bintang yang meledak merupakan bintang tunggal (seperti Supernova Tipe II), dan bintang ganda (seperti supernova Tipe Ib/c)

ü Ledakan bintang menghasilkan objek mampat berupa bintang neutron ataupun lubang hitam (black hole).

ü Energi ledakan berasal dari tekanan

Tahapan terjadinya Supernova

Suatu bintang yang telah habis masa hidupnya, biasanya akan melakukan supernova. Urutan kejadian terjadinya supernova adalah sebagai berikut.

• Pembengkakan

Bintang membengkak karena mengirimkan inti Helium di dalamnya ke permukaan. Sehingga bintang akan menjadi sebuah bintang raksasa yang amat besar, dan berwarna merah. Di bagian dalamnya, inti bintang akan semakin meyusut. Dikarenakan penyusutan ini, maka bintang semakin panas dan padat.

• Inti Besi

Saat semua bagian inti bintang telah hilang, dan yang tertinggal di dalam hanyalah unsur besi, maka kurang dari satu detik kemudian suatu bintang memasuki tahap akhir dari kehancurannya. Ini dikarenakan struktur nuklir besi tidak memungkinkan atom-atom dalam bintang untuk melakukan reaksi fusi untuk menjadi elemen yang lebih berat.

• Peledakan

Pada tahap ini, suhu pada inti bintang semakin bertambah hingga mencapai 100 miliar derajat celcius. Kemudian energi dari inti ini ditransfer menyelimuti bintang yang kemudian meledak dan menyebarkan gelombang kejut. Saat gelombang ini menerpa material pada lapisan luar bintang, maka material tersebut menjadi panas. Pada suhu tertentu, material ini berfusi dan menjadi elemen-elemen baru dan isotop-isotop radioaktif.

• Pelontaran

Gelombang kejut akan melontarkan material-material bintang ke ruang angkasa

Dampak dari Supernova

Supernova memiliki dampak bagi kehidupan di luar bintang tersebut, di antaranya:

• Menghasilkan Logam

Pada inti bintang, terjadi reaksi fusi nuklir. Pada reaksi ini dilahirkan unsur-unsur yang lebih berat dari Hidrogen dan Helium. Saat supernova terjadi, unsur-unsur ini dilontarkan keluar bintang dan memperkaya awan antar bintang di sekitarnya dengan unsur-unsur berat.

• Menciptakan Kehidupan di Alam Semesta

Supernova melontarkan unsur-unsur tertentu ke ruang angkasa. Unsur-unsur ini kemudian berpindah ke bagian-bagian lain yang jauh dari bintang yang meledak tersebut. Diasumsikan bahwa unsur atau materi tersebut kemudian bergabung membentuk suatu bintang baru atau bahkan planet di alam semesta

Peristiwa Supernova yang teramati

Gambar .8: Supernova 1994D

Ada satu bintang yang melakukan supernova di ruang angkasa tiap satu detik kehidupan di bumi. Hanya saja, untuk menemukan bintang yang akan melakukan supernova tersebut amatlah sulit. Banyak faktor yang memengaruhi dalam pengamatan supernova. Walaupun begitu, ada beberapa peristiwa supernova yang telah teramati oleh manusia, di antaranya:

• Supernova 1994D

Dahulu kala, sebuah bintang meledak di tempat yang amat jauh dari bumi. Ledakan itu tampak seperti sebuah titik terang. Ini terjadi di bagian luar dari galaksi NGC 4526, dan dinamakan Supernova 1994D. Sinar yang dipancarkannya selama beberapa minggu setelah ledakan tersebut menunjukkan bahwa supernova tersebut merupakan Supernova Tipe Ia.

LUBANG HITAM

Gambar: Planet Nebula

Pada bintang-bintang bermassa sangat besar, bila pusat bintang mengalami keruntuhan gravitasi maka bagian luar bintang terlontar keluar dengan menghamburkan unsur berat yang dihasilkan oleh reaksi inti di dalam bintang. Bila massa bintang yang runtuh itu lebih dari 3 massa Matahari maka tekanan degenerasi electron dan netron tak akan mampu menghentikan keruntuhan gravitasi bintang. Bintang menjadi makin mampat, madan gravitasi permukaannya menjadi semakin kuat. Menurut teori Einstein, makin besar massa suatu benda dan makin dekat ke benda itu, maka makin besar kelengkungan ruang waktu di situ. Hal yang sama berlaku juga untuk gerak cahaya. Gerak cahaya juga mengikuti kelengkungan ruang waktu sehingga gerak cahaya di sekitar suatu benda tidak lurus lagi melainkan dibelokkan. Dengan demikian kelengkungan ruang waktu di sekitar bintang pun semakin besar. Bila jari-jari bintang mencapai suatu jari-jari yang disebut jejari Schwarzschild maka kelengkungan ruang waktu sudah sedemikian besarnya hingga cahaya pun tak dapat lepas dari permukaan bintang tersebut. Bintang ini seolah-olah menutup dirinya dari alam semesta yang terbuka ini. Kita sebut bintang ini sebagai lubang hitam. Bagaimana kita dapat mengetahui adanya lubang hitam sedangkan kita tidak dapat mengemati cahayanya?

Lubang hitam akan menarik materi yang ada di sekitarnya. Sebagian materi akan tersedot ke dalam lubang hitam, dan sebagian lagi mengorbit lubang hitam dengan kecepatan tinggi.

Gesekan yang terjadi antara gas di sekeliling lubang hitam menimbulkan suhu yang sangat tinggi sehingga dapat diamati dalam spectrum sinar –X. Jadi, walaupun kita tidak dapat mengamati lubang hitam secara langsung, kita dapat berharap untuk mengamati sinar-X dari gas yang berada di sekelilingnya. Melalui pencarian sumber-sumber sinar-X yang intensif sejak tahun 1970, ditemukan sumber sinar-X, Cygnus X-1, sebuah lubang hitam yang berpasangan dengan sebuah bintang maharaksasa biru. Gaya gravitasi lubang hitam yang sangat kuat akan menarik materi dari bintang maharaksasa ini. Aliran materi akan membentuk piringan gas yang mengorbit lubang hitam dan memancarkan radiasi dalam sinar-X.

DAFTAR PUSTAKA

Perjalanan Mengenal Astronomi

http://id.wikipedia.org

http://modupload.com/images/fgocto6gik7c6r21iyub_thumb.png

http://members.tripod.com/.../riwayat-semesta.htm/ 4059-NEBULA-NGC7027