Evolusi Bintang 1. 1. Evolusi Bintang Oleh; Maria B. Tukan BAB I PENDAHULUAN Pada teori evolusi bintang, pembagian bintang menjadi dua divisi populasi tidak mengimplikasikan bahwa dua group dasar masing-masing terbentuk pada masa yang spesifik. Population I pada umumnya adalah bintang muda sering diasosiasikan dengan nebula, sedangkan populasi II umumnya disebut bintang tua. Selama keberadaannya di alam semesta ini, sebuah bintang akan mengalami siklus hidup atau evolusi. Di alam evolusinya ini bintang mengalami kelahiran, tumbuh dan akhirnya tak bersinar lagi atau mati. Siklus hidup atau evolusi bintang ini memerlukan waktu jutaan bahkan milyaran tahun. Cahaya bintang yang kita lihat merupakan hasil dari reaksi fusi hidrogen helium dalam intinya. Bintang juga mengalami rotasi dan revolusi. Dalam perkembangannya ada pula yang dinamakan bintang-bintang tidak stabil, bintang kerdil putih, bintang kerdil merah sangat besar (red giant), super giant hingga yang dinamakan The Black Hole. Bagaimana evolusi atau siklus kehidupan bintang terjadi ? Bagaimana awal pembentukkan bintang hingga perkembangan akhirnya dan dalam tahapan-tahapan itu apa yang terbentuk. Hal-hal inilah yang akan kita bahas dalam makalah ini. 2. 2. BAB II PEMBAHASAN Evolusi bintang adalah perubahan struktur secara perlahan-lahan yang dialami sebuah bintang selama keberadaanya. Hal ini merupakan sebuah proses penuaan bintang. Keseluruhan galaksi kita dan juga galaksi yang lain merupakan awan yang sebagian besar terdiri dari gas hidrogen dan debu yang sangat luas. Debu kosmos dapat dilihat dengan memantulkan atau menghalangi sinar dari bintang-bintang tetangganya. Debu atau gas cosmos ini dapat dideteksi secara optik bila gas kosmos mengeluarkan cahaya atau melalui pengamatan radio bila keadaan gas kosmos gelap. Gas kosmos dapat mengeluarkan cahaya bila gas ini memantulkan cahaya dari bintang-bintang di dekatnya atau jika sinar ultraviolet dari bintang-bintang di dekatnya sangat panas sehingga menyebabkan gas ini berflouresensi. Peristiwa ini terjadi jika sinar ultraviolet dari bintang yang sangat panas mengeksitasi atom- atom dingin yang lain menaikkan elektron-elektron ke tingkat orbit yang lebih tinggi, yang kemudian turun lagi menghasilkan sinar fluorensi. Kebanyakkan gas di ruang angkasa adalah gas hidrogen dingin dalam keadaan energy terendah yang tak dapat dideteksi secara optic dari bumi. Gas hidrogen memancarkan gelombang radio dengan panjang gelombang 21 cm. Panjang gelombang ini sekitar 400.000 kali panjang daripada gelombang cahaya pada deret Balmer. Pancaran energi rendah ini terjadi bukan sebagai hasil lompatan orbit elektron tetapi elektron atom hidrogen dalam keadaan energi terendah mengubah arah spinnya. Sehingga energi terjadi perubahan sangat kecil pada energi total atom. Pengetahuan kita tentang penyebaran hidrogen dingin di ruang angkasa semakin banyak dengan mempelajari pancaran radionya. 3. 3. Gambar 10. 1 Nebula berbentuk kepala kuda pada susunan bintang orion. Ini merupakan nebula gelap, awan dan debu-debu antar bintang yang menghalangi cahaya bintang. Difoto dengan cahaya merah dengan teleskop 200 inchi (Observatorium Hole) Awan gas dan debu yang sangat luas seperti ini bergerak melewati ruang angkasa, materi-materi yang ada di dalamnya menjadi terdistribusi tidak merata dan membentuk bulatan-bulatan kecil padat. Bulatan-bulatan kecil ini jika cukup kepadatannya, terjadi daya tarik-menarik dan mulai mengkerut. Pada saat yang sama juga menarik lebih banyak materi- materi ke dalamnya. Hasilnya berupa bola gas dan debu yang terus mengkerut, mengubah energi potensial gravitasi menjadi energi panas dan terbentuknya protostar. Suhu dan tekanan dalam protostar bertambah hingga penyerapan materi terhenti karena tekanan dorongan luar. Keseimbangan terjadi dan terbentuk bintang yang stabil. Bintang yang baru terbentuk terus memperoleh energi dari konstraksi gaya tarik menarik. Energi ini terbawa ke permukaan secara konveksi. Karena suhu pusat bertambah besar, suatu saat tercapai suhu yang memungkinkan terjadinya reaksi inti. Pada titik suhu ini, jika hidrogen bintang mulai berubah menjadi helium maka bintang ini menjadi bintang deret utama (main sequence). Diperlukan berjuta-juta tahun untuk mencapai peran ini. Sebagai perbandingan sebuah bintang matahari menempati deret utama dalam beberapa milyar tahun. Dengan demikian evolusi bintang berubah menjadi helium. Besarnya massa yang terkandung dalam bintang baru membedakan tempatnya dalam deret utama. Sebuah bintang yang paling berat akan menjadi bintang putih kebiru-biruan 4. 4. yang panas, sementara bintang yang massanya paling ringan akan menjadi bintang merah yang dingin. Perhitungan dan pengamatan menunjukkan bahwa perolehan energi sebuah bintang sebanding dengan massanya pangkat tiga. Sebuah bintang massanya 2 kali massa matahari akan mengahsilkan energi sekitar 8 kali energi matahari. Karena luas permukaan bintang tersebut tidak sampai 8 kali lebih luas dari permukaan matahari, maka energi lebih banyak dipancarkan tiap centimeter kuadrat sehingga suhu permukaan menjadi lebih tinggi (hokum Stefan). Jika sebuah bintang yang saat pertama kali tersusun pada deret utama massanya sama dengan 16 kali massa matahari, akan terjadi bintang. Gambar 10.2 Garis-garis evolusi sebuah bintang dengan massa kira-kira sebesar matahari. Diagram skema ini menunjukkan perubahan-perubahan dari deret utama menjadi tahap bintang kerdil putih, tetapi tidak menunjukkan garis-garis perjalanan yang dapat terjadi. Type B-biru, sementara yang massanya 1/3 kali massa matahari akan menjadi tipe M- merah. Sedangkan bintang yang massanya sama dengan matahari, akan menghasilkan klasifikasi spectral G2 pada deret utama. Semakin besar massa sebuah bintang semakin besar pula penggunaan bahan bakarnya. Semakin kecil massanya semakin sedikit pula penggunaan bahan bakarnya. Ini berarti semakin besar massa bintang akan melampui setiap tahap evolusi lebih cepat. Bintang dengan massa seperti matahari akan memadat kira-kira 50 juta tahun, bintang dengan massa 20 massa matahari akan memadat hanya dalam waktu juta tahun. Hal ini dikarenakan massa bintang yang lebih besar akan menghasilkan medan gravitasi yang lebih kuat, yaitu gas-gas yang masuk lebih cepat. Sebuah bintang akan tetap berada pada deret utama hanya beberapa juta 5. 5. tahun, namun matahari kita dan bintang-bintang yang serupa dengan matahari memerlukan sekitar beberapa milyar tahun dalam perkembangannya. Bintang yang massanya lebih kecil sinarnya lebih redup dan keberadaanya lebih dingin sehingga berada pada deret utama lebih lama daripada bintang dengan massa lebih besar bersinar terang dan keadaannya lebih panas. Sementara itu bintang-bintang yang berada pada deret utama bahan bakar hidrogennya secara konstan terbakar berubah menjadi helium melalui reaksi termonuklir. Proses ini sangat mendukung hidup bintang. Namun demikian, karena hanya 7/10 dari gas secara nyata diubah menjadi energy dalam proses ini, maka massa bintang relatif tetap. Hidrogen dalam inti paling dalam sebuah bintang digunakan pertama kali untuk reaksi nuklir karena suhunya sangat tinggi, sehingga hidrogen berkurang dan abu helium terkumpul. Perhitungan menunjukkan bahwa perubahan komposisi ini menyebabkan struktur bintang berubah, sehingga sinarnya bertambahn terang dan permukaannya dalam deret utama sedikit berkurang. Dalam perhitungan menunjukkan bahwa jika 10% hidrogen dari bintang menjadi helium dalam inti, lapisan-lapisan akan terbentuk dan kondisi berubah jika dalam inti habis, secepatnya bintang akan berubah posisinya. Sekarng inti yang semuanya terdiri dari helium mulai berkontraksi karena gravitasi dan karena keadaan seperti ini bintang itu tidak mempunyai sumber energy untuk mensuplai panas dan tekanan. Pada saat yang sama hydrogen disekitar inti dipanaskan dan mulai terbakar menjadi helium. Proses ini bagaikan lautan api yang membakar sekeliling tepi bidang terbakar, secara konstan bergerak keluar. Selanjutnya energi bintang berasal dari konstraksi inti dan pembakaran hidrogen pada tepi inti pusat ini. Bagian luar bintang menjadi menggelembung dan mengembang sangat besar, sehingga kerapatannya lebih kecil daripada inti yang memadat. Suhu permukaan bintang 6. 6. menurun (karena jumlah energy percentimeter kaudarat menurun) dan bintang bersinar lebih merah. Bintang ini akan keluar perlahan-lahan dari deret utama dan menjadi bintang merah yang sangat besar (red giant). Sebuah bintang merah sangat besar atau super besar (super giant) mempunyai suhu permukaan antara 30000 dan 70000 K. Cahayanya bisa mencapai 100 hingga 10.000 kali dibanding matahari. Ini dapat dicapai bila ukurannya 10 hingga 500 kali diameter matahari . Jika sebuah bintang berubah menjadi bintang merah superbesar, seperti Antares dengan massa 50 kali massa matahari, maka volume bintang itu akan menjadi 64 juta kali lebih besar dari matahari. Tetapi karena mengembang, rata-rata kerapatannya hanya 1/10.000.000 dibanding matahari. Sekitar 90 % hidup bintang sebelum menjadi bintang merah sangat besar (red giant) waktunya dihabiskan pada deret utama. Selebihnya waktu yang relatif singkat digunakan bintang bergerak dari deret utama ke red giant branch dan ini disebut Hertzprung gap. Sementara bintang dalam bentuk bintang yang sangat besar, inti helium terus memadat karena berat yang dimilikinya dan suhu pusat terus meningkat. Jika suhu mencapai sekitar 100 juta derajat, reaksi inti yang melibatkan helium mulai terjadi. Dari perhitungan menunjukkan permulanan pembakaran helium barangkali merupakan perkembangan sangat cepat, secepat namanya cahaya helium. Unsur-unsur yang lebih berat terbentuk melalui proses inti dan bintang kemudian menghasilkan energinya. Tahap reaksi inti yang sangat penting adalah pembentukkan inti karbon. Pada suhu yang sangat tinggi ini tiga inti helium dapat bergabung membentuk karbon (proses triple alpa). Tahap selanjutnya dari evolusi bintang adalah terbentukknya unsur-unsur yang lebih berat. 7. 7. Tahap berikutnya cahaya dan akibatnya jejak evolusi menjadi komplek. Beberapa hidrogen dari lapisan luar bergabung kembali dengan inti dan mungkin untuk sementara waktu bintang itu kembali pada deret utama. Selama hidupnya bintang kebanyakan bersinar dengan sinar konstan. Dalam usia tuanya diluar tahap, bintang sangat besar (red giant) perhitungan menunjukkan bahwa bintang bervariasi sinarnya sebagai akibat ketidakstabilan. Secara pasti terjadi dalam waktu yang lama ketika suplai helium berkurang. Bintang-bintang yang tidak stabil Ada banyak bentuk bintang yang tidak umum, masing-masing merupakan akibat ketidakstabilan selama garis edar evolusinya. Garis edar yang diberikan oleh bintang-bintang disekitar tahap bintang merah sangat besar ini tidak menentu. Beberapa bintang pada tahap ini secara periodik mengembang dan menyusut sehingga mengakibatkan pencahayaannya berubah-ubah (Gambar 10.3) Sebagai contoh adalah Cephelds yaitu sebuah bintang yang secara periodik mengembang dan menyusut berubah-ubah bantuk maupun cahayanya. Selain itu, terdapat bintang Lyrae yang ditemukan jauh dari galaxy dan dianggap berada di antara bintang- bintang yang paling tua. Gambar 10.3 Kurva cahaya beberapa jenis bintang 8. 8. Pada tiap akhir evolusinya bintang ini mengeluarkan bagian-bagian massanya ke ruang angkasa yang amsing-masing mangandung 4% hingga 1,0% massa aslinya. Salah satu yang terkenal adalah : cincin nebula dalam gugus bintang Lyrae (Gambar 10.4) Karena bintang-bintang yang tidak biasa itu pada dasarnya tidak stabil, pada tahap ini mereka cenderung relative lebih cepat terpantau. Pada diagram H-R bintang-bintang ini ditemukan dalam sebuah wilayah yang tidak ditempati oleh bintang-bintang. Gambar 10.5 Hubungan radius dan massa bintang kerdil putih semakin besar massanya semakin kecil radiusnya Pertama kali bintang mencapai tahap bintang kerdil putih, energinya berasal dari intinya. Karenanya tidak ada, energi yang dihasilkan dan perlahan-lahan menjadi dingin kemudian mejadi gelap total. Periode pendinginan ini jauh lebih lama dibandingkan dengan usia galaksi kita, oleh sebab itu tidak ada bintang kerdil hitam yang mungkin terdapat dalam Bimasakti. 9. 9. Ada banyak jenis bintang kerdil putih yang dikenal dan dipelajari. Bintang kerdil putih yang terkenal adalah Sirius B. Masih banyak lagi jenis bintang kerdil, namun karena cahayanya yang suram membuat sulit diamati. Nova Apabila sebuah bintang termasuk anggota sebuah sistem biner setelah dekat dengan tahap akhir evolusinya akan dipengaruhi oleh bintang pasangannya. Jika dua bintang memiliki massa yang lebih besar akan berkembang lebih cepat dan mencapai tahap bintang, kerdil putih lebih dulu. Ketika anggota yang kedua mengembang menjadi bintang merah besar, maka aliran materi dari atmosfers bintang pasangaanya yang kerdil putih menyebabkan ketidakstabilan permukaannya. Hal ini mengakibatkan perubahan energy dan semburan materi ke ruang angkasa. Gambar 10.6 Nova Hercules (difoto dari Observatorium Lick) Pencahayaan bintang kerdil putih naik secara cepat puluhan ribu kali. Inilah yang disebut Nova yang artinya bintang baru. Disebut demikian karena memang sebelumnya Nova dan pasangannya tidak dapat dilihat dengan mata telanjang. Setelah muncul, Nova akan bersinar selama periode waktu yang singkat. Gambar 10.3 menunjukkan kurva cahaya sebuah Nova. Pada saat paling terang magnitude mutlaknya adalah -6 sampai -9. Sebagai contoh Nova Hercules yaitu Nova yang dapat dilihat dengan mata telanjang (gambar 10.6) 10. 10. Supernova Istilah super tidak menyatakan perbedaan antara bintang-bintang ini, dengan nova. Keduanya mudah meledak akan tetapi ledakannya dapat dibandingkan dengan perbedaan antara letusan petasan kecil dari dentuman dinamit. Sebuah Supernova menyala terang ratusan juta kali disbanding dengan aslinya dan mencapai magnitude -14 sampai 18 atau bahkan lebih terang. Dan supernova terakhir yang terlihat dalam galaksi kita adalah Tycho&ahd : pada tahun 1972 dan bintang Kepler pada tahun 1604. Sejak itu tidak pernah terlihat lagi dalam galaksi kita, akan tetapi melalui pengamatan Supernova pada Observatorium comlitos di New Mexico banyak ditemukan Supernova di galaksi lain (gambar 10.6) Meskipun Supernova hanya terlihat dalam periode waktu yang singkat, sisanya masih selama berabad-abad. Nebula Tudung (Veil Nebula) dalam gugus bintang Cygnus diyakini sebagai sisa yang Nampak (gambar 10.8) antara letusan petasan kecil dan dentuman dinamit. Sebuah Supernova menyala terang ratusan juta kali disbanding dengan aslnya dan mencapai magnitude 14 sampai 18 atau bahkan lebih terang 11. 11. Hampir 10 tahun sebelum penemuan pulsar pertama, fisikawan dan ahli Astronomi telah menghipotesis keberadaan sebuah bintang neutron. Sebuah bintang yang partikelnya tersusun padat sehingga muatan electron dan protonnya terhenti bersama-sama. Akibatnya massa keseluruhannya hanya tersusun dari neutron. Bintang neutron ini dapat terbentuk dari Supernova. Terdapat bukti-bukti yang menyakinkan bahwa pulsar-pulsar adalah bintang- bintang neutron. Perhitungan menunjukkan bintang neutron berputar dengan kecepatan yang terus menerus berkurang. Gambar 10.9 Foto sebuah pulsar yang sebelumnya dianggap sebagai bintang biasa. Akan tetapi observasi menunjukkan bahwa benda tersebut sebenarnya berkedip terus menerus dalam pencahayaannya yang tepat. 12. 12. Gambar 10.10 Perbandingan ukuran bumi, bintang neutron dan bintang kerdil putih mempunyai jari-jari yang sama dengan bumi kira-kira 6000 km. Perhitungan juga menunjukkan bahwa bintang-bintang super padat ini memiliki medan magnet jauh melebihi medan magnet benda lain. Matahari memiliki medan magnet sebesar 10 juta hingga 100 juta Gauss dan sebuah bintang neutron dapat memiliki medan magnet sebesar milyaran Giuss. Sebagai perbandingan medan magnet bumi yang menggerakkan kompas adalah hanya sekitar 1 Gauss. Lubang hitam Perhitungan menunjukkan bahwa pada kondisi tertentu, bintang-bintang yang massanya besar pada akhir evolusinya mengalami keruntuhan pada pusatnya dan menjadi bintang neutron yang dapat diamati sebagai pulsar. Bintang pun semakin mampat dan medan gravitasi permukaan semakin besar. Dengan demikian kelengkungan ruang waktu disekitar bintang pun makin besar. Maka ada materi atau cahaya yang keluar dari bintang tersebut sehingga bintang ini menjadi lubang hitam (The Black Hole) 13. 13. BAB III KESIMPULAN Bintang mengalami suatu perubahan struktur secara perlahan-lahan selama keberadaanya, yang biasa disebut dengan evolusi bintang atau daur hidup bintang. Bintang- bintang tersusun dari awal gas Nebula yang terdiri dari hidrogen dan debu. Evolusi bintang terjadi melalui tahap-tahap sebagai berikut, pada awalnya pembentukkan protostar yang terbentuk dari nebula yang mengalami pemadatan. Evolusi pada deret warna, ditandai dengan adanya reaksi inti. Pada saat ini hidrogen bintang mulai diubah menjadi helium. Evolusi sesudah deret utama ditandai dengan temperatur permukaan bintang mengalami penurunan dan bintang menjadi lebih merah dan inti karbon terbentuk. Perhitungan menunjukkan bahwa pada kondisi tertentu, bintang-bintang yang massanya besar pada akhir evolusinya mengalami keruntuhan pada pusatnya dan menjadi bintang neutron yang dapat diamati sebagai pulsar. Bintang pun semakin mampat dan medan gravitasi permukaanya emakin besar. Dengan demikian kelengkungan ruang waktu disekitar bintang pun makin besar. Maka ada materi atau cahaya yang keluar dari bintang tersebut sehingga bintang ini menjadi lubang hitam (The Black Hole). *Disadur dari berbagai sumber.

My Astronomy Tata Surya Sample WidgetEvolusi BintangBintang-bintang generasi pertama dilahirkan sekitar 13 miliar tahun lalu, ketika galaksi kita mulai memadat dari proses pemuaian jagat raya. Sebagian besar diantaranya masih terbuat dari hidrogen dan helium. Kedua unsur ini memang merupakan satu-satunya elemen yang terbentuk dalam jumlah besar selama proses dentuman besar (big bang) yang diyakini menandai awal terciptanya alam semesta. Bintang-bintang seperti halnya Matahari lahir secara berkelompok dalam kompleks-kompleks awan besar yang termampatkan yang disebut nebula. Salah satu nebula yang terkenal yang menjadi tempat kelahiran banyak bintang adalah sebuah bercak samar di rasi Orion yang dikenal sebagai Nebula Orion. Dilihat dari luar, sebuah nebula nampak gelap dan suram, namun di bagian dalamnya mereka teriluminasi dengan cemerlang oleh bintang-bintang yang baru lahir. Setelah itu, bintang-bintang muda itu akan melanglang keluar dari tempat kelahirannya di galaksi induknya. Gambar 1: Nebula Orion Ke arah bintang Deneb di rasi Cygnus ada suatu gelembung super yang sangat besar dari gas yang sangat panas yang mungkin dihasilkan oleh ledakan sebuah supernova di dekat pusat gelembung itu. Pada tepiannya, materi antar bintang dimampatkan oleh gelombang supernova dan memicu keruntuhan awan dan pembentukan bintang. Dari segi ini, sebagaimana kehidupan manusia, bintang juga memiliki orangtua. Dan seperti yang kadang-kadang kita alami, orangtua juga dapat mengalami kematian ketika melahirkan anaknya. Dalam periode remajanya, sebuah bintang biasanya masih diselubungi oleh berkas nebula gas yang berpendar, sisa-sisa dari proses pembentukan yang secara gravitasional masih melekat padanya. Contoh bintang semacam ini bisa kita lihat pada bintang-bintang di rasi Pleiades. Mirip seperti yang dialami manusia, bintang-bintang yang beranjak dewasa berkelana jauh dari rumah, dan saudara-saudara sekandung jarang saling bertemu. Bisa jadi di suatu tempat di galaksi Bimasakti ada bintang-bintang, mungkin lusinan jumlahnya, yang merupakan saudara sekandung dari Matahari kita. Mereka terbentuk dari nebula yang sama sekitar 5 milyar tahun lalu. Tapi kita tidak tahu bintang yang manakah itu. Mereka bisa saja berada di sisi lain dari galaksi kita, atau mungkin menjadi salah satu dari bintang kecil tak berarti yang kita lihat berkelap-kelip di langit malam. Dalam proses kelahiran sebuah bintang, tumbukan molekul gas dalam interior awan memanaskannya hingga pada akhirnya tiba ke titik dimana atom-atom hidrogen mulai bergabung menjadi helium: empat atom hidrogen bersatu untuk membentuk satu inti helium. Proses ini diikuti dengan pelepasan foton sinar gamma. Foton tersebut mengalami alternasi emisi dan absorpsi oleh materi yang terhampar, yang secara berangsur-angsur berupaya mencapai permukaan bintang. Dalam perjalanannya, foton terus menerus mengalami kehilangan energi. Butuh waktu hingga sejuta tahun bagi foton untuk mencapai permukaan bintang dan dipancarkan ke ruang. Sang bintang kini telah menyala. Keruntuhan gravitasional awan pra-bintang telah terhenti. Beban lapisan-lapisan terluar bintang sekarang didukung oleh suhu dan tekanan tinggi yang dihasilkan di bagian interior reaksi inti. Matahari berada pada kondisi stabil seperti itu selama 5 milyar tahun terakhir. Reaksi termonuklir seperti yang terjadi pada bom hidrogen memberikan tenaga kepada matahari dalam ledakan yang kontinyu dan berwadah, mengubah sekitar 4 juta ton hidrogen tiap detiknya. Ketika kita menengadahi langit malam dan memandang kelap-kelip bintang, semua yang kita lihat bercahaya karena adanya penggabungan inti hidrogen di kejauhan. Akhir Hidup Bintang Proses fusi dalam bintang-bintang ini terus mengubah hidrogen menjadi helium. Ketika persediaan hidrogen habis, maka helium mulai terbakar untuk membentuk elemen yang lebih berat. Reaksi penyatuan ini akan terus berlangsung untuk memberi tenaga kepada bintang sampai seluruh intinya berubah menjadi besi. Besi tidak dapat melewati proses fusi untuk membentuk elemen yang lebih berat sehingga bahan bakar nuklir di bintang itu pun habislah. Kecepatan bintang membakar persediaan nuklir tergantung pada massanya. Sebagai bintang bermassa sedang, Matahari kita masih belum sampai separuh jalan dalam fase pertama evolusi bintang. Matahari telah membakar hidrogen selama 5 milyar tahun dan masih akan berpijar mantap hingga 5 milyar tahun berikutnya. Sebaliknya, bintang-bintang bermassa besar (sekitar 10 kali massa matahari) akan membakar persediaan hidrogennya dengan kecepatan hingga 1000 kali kecepatan proses serupa pada bintang sekelas Matahari. Bintang semacam ini akan menghabiskan bahan bakarnya dalam tempo kurang dari 100 juta tahun. Nasib yang disediakan bagi masing-masing tipe bintang ini di akhir hidupnya juga berbeda. Bintang sekelas Matahari akan mengakhiri hidupnya dalam sebuah proses evolusi yang lambat. Ketika persediaan hidrogennya mulai berkurang, teras bintang akan menyusut. Penyusutan itu akan menghasilkan lebih banyak energi yang menyebabkan terhentinya penyusutan, dan bintang bersangkutan akan mulai mengembang. Bintang itu akan terus membengkak hingga menjadi sebuah bintang raksasa merah (red giant). Helium yang terbentuk dalam proses fusi bintang itu semasa hidupnya akan membeku dan membuatnya lebih mengembang. Menjelang habisnya helium, bintang tersebut akan menjadi labil. Ia akan melepas lapisan luarnya dan sisanya akan runtuh kedalam. Bintang itu akan mulai berkontraksi dan menjelma menjadi bintang kerdil putih (white dwarfs), yang berukuran kira-kira sebesar Bumi namun dengan kerapatan yang sangat tinggi. Bintang tersebut akan mengalami tahapan ini sampai suatu saat produksi energi benar-benar terhenti dan bintang itu akan menemui ajalnya sebagai sebuah bintang mati yang dingin dan gelap. Bintang-bintang bermassa besar akan mengakhiri hidupnya secepat ia membakar persediaan hidrogennya.Dalam tempo beberapa detik setelah bahan bakar nuklirnya habis, sebuah reaksi nuklir yang lebih eksotik segera berlangsung untuk mengantarkannya sebagai sebuah supernova. Supernova Proses terbentuknya supernova biasanya berawal dari pembangkitan pusat besi yang masif oleh fusi silikon. Dibawah tekanan yang sangat tinggi, elektron bebas didalam interior bintang dipaksa untuk menyatu dengan proton inti besi, dimana muatan listrik yang sama dan berlawanan saling meniadakan. Bagian dalam inti bintang akan berubah menjadi suatu nukleus atom raksasa tunggal, mengisi volume yang jauh lebih kecil daripada elektron dari inti besi sebelumnya. Pusat itu meledak ke dalam dengan kuatnya, bagian eksterior menyatu kembali dan suatu ledakan supernova dihasilkan. Supernova dapat lebih cemerlang daripada keseluruhan cahaya yang dihasilkan oleh semua bintang lain dalam galaksi dimana supernova terbentuk. Terbentuknya supernova temasuk fenomena yang jarang terjadi. Pada umumnya, terjadinya supernova dalam sebuah galaksi adalah berkisar sekali dalam satu abad. Sepanjang hidup sebuah galaksi -- sekitar 10 milyar tahun -- 100 juta bintang akan meledak. Ini jumlah yang sangat banyak, tetapi itu baru berarti hanya satu diantara 1000 bintang yang akan berakhir sebagai sebuah supernova. Salah satu supernova yang terkenal dicatat oleh para astronom China pada 4 Juli 1054. Dalam catatan itu disebutkan bahwa sebuah bintang baru -- mereka menyebutnya "bintang tamu" -- yang sebelumnya tidak pernah terlihat mendadak muncul di rasi Taurus dan bersinar dengan sangat terang. Konon sinarnya begitu terang sehingga dapat terlihat di siang hari, sementara di malam hari orang bisa membaca hanya dengan mengandalkan sinarnya. Objek ini terlihat hingga tiga bulan sebelum akhirnya lenyap begitu saja. Sisa-sisa peristiwa itu masih dapat kita lihat saat ini melalui teleskop sebagai sebuah nebula yang dikenal sebagai Nebula Kepiting (Crab Nebula). Gambar 2: Nebula Kepiting, sisa ledakan supernova tahun 1054 Astronom lain dari beberapa kebudayaan, termasuk diantaranya astronom Arab, juga mencatat kejadian ini. Satu hal yang menarik bahwa peristiwa ini tidak tercatat pada semua kronik Eropa barat masa itu. Hal ini mungkin bisa dipahami mengingat dogma gereja masa itu menyatakan bahwa langit bersifat kekal dan tidak pernah berubah. Karenanya, bagi astronom Eropa masa itu melaporkan hal-hal yang bertentangan dengan pandangan gereja mengandung resiko dikenakan tuduhan bidah yang diancam dengan hukuman berat. Baru pada 1572, Tycho Brahe, seorang astronom Eropa melaporkan adanya sebuah supernova lain. Ia menyebutnya nova stella, yang artinya "bintang baru". Supernova lainnya tercatat pada 1604 oleh Johannes Kepler. Sayangnya, tidak ada supernova yang teramati di galaksi kita sejak penemuan teleskop, dan selama berabad-abad para astronom dibuat penasaran oleh pencarian terhadap objek ini. Nova Dua buah bintang dengan massa yang hampir sama akan berevolusi hampir secara sejajar. Tetapi bintang yang lebih masif akan lebih cepat menghabiskan bahan bakar nuklirnya, lebih cepat menjadi raksasa merah, dan menjadi yang pertama mencapai kemunduran akhir kerdil putih. Karenanya, seharusnya ada banyak (dan kenyataannya memang demikian) kasus bintang ganda dimana satu komponennya adalah bintang raksasa merah, dan pasangannya berupa kerdil putih. Sejumlah pasangan semacam itu sedemikian dekatnya hingga bersentuhan. Sebagian atmosfer mengalir dari bintang raksasa merah yang bengkak ke kerdil putih yang masif lewat suatu daerah tertentu dari permukaan kerdil putih. Hidrogen menumpuk menekan hingga tekanan dan suhunya terus meninggi karena gravitasi yang kuat dari kerdil putih. Demikian seterusnya hingga sejumlah atmosfer yang "dicuri" dari raksasa merah mengalami reaksi termonuklir, dan kerdil putih meletup sesaat menjadi lebih cemerlang. Bintang ganda semacam itu biasa disebut sebagai nova. Secara umum, nova memiliki asal-usul yang berbeda dari supernova. Nova hanya terdapat pada sistem bintang ganda dan dimotori oleh fusi hidrogen, sedangkan supernova terjadi pada bintang tunggal dan dimotori oleh peleburan silikon. Kembali ke Asal Sepintas supernova merupakan tahap akhir dari kehidupan sebuah bintang. Namun, kita tidak boleh lupa bahwa bintang-bintang dan planet pengiringnya juga dilahirkan dari keruntuhan gravitasional awan gas dan debu antar bintang. Dengan demikian, supernova selain merupakan akhir dari riwayat sebuah bintang, di sisi lain juga merupakan pemicu tahapan evolusi bintang yang melahirkan bintang-bintang baru. Banyak dari elemen-elemen berat yang dihasilkan selama hidup sebuah bintang atau setelah meledak menjadi sebuah supernova tersebar di ruang antar bintang. Sebagian dari "debu bintang" ini bergabung dengan gas yang runtuh dan membentuk bintang lain di suatu tempat. Miliaran tahun kemudian, generasi bintang-bintang berikutnya pun terlahir. Masing-masing bintang bisa dikelilingi oleh lingkaran gas dan debu yang dapat menyatu dan membentuk planet berisi elemen-elemen berat seperti kalsium, karbon, dan besi. Adalah kenyataan yang menakjubkan bahwa kita semua tersusun dari elemen-elemen itu. Nitrogen dalam DNA kita, kalsium dalam tulang dan gigi kita, dan besi dalam darah kita, semua atom yang membentuk tubuh kita, terbentuk milyaran tahun yang lalu di perapian yang berasal dari keruntuhan sebuah bintang. Kita semua terbuat dari materi bintang. http://dhani.singcat.com/astro/ Posted by yosua | di 21.42 0 komentar: Poskan Komentar Posting Lama Beranda Langganan: Poskan Komentar (Atom) You can replace this text by going to "Layout" and then "Page Elements" section. Edit " About " earth clock Blogger templates Blogger news Beranda soal Diberdayakan oleh Blogger. Daftar isi Artikel - New !! 10 Cara mencegah globalwarming - New !! Bagaimana Bintang Misterius Vampir Tiriskan Hidup dari Tetangga Evolusi Bintang - New !! Nasa Temukan Tata Surya Baru - New !! Planet terpanas - New !! Teori Astronot Kuno info 10 Planet baru yang ada di Tatasurya Kita - New !! Mungkin Saja Manusia Bisa Tinggal di Bintang Nantikan Purnama Jupiter Besok Malam Para Astronom menemukan 18 planet baru - New !! Tersisa dari kelahiran Bumi Kita - New !! soal - New !! hukum Keppler modulus jarak - New !! soal paralaks Tips Blog Followers About Me Foto Saya yosua Lihat profil lengkapku Blog Archive 2011 (29) Desember (6) Evolusi Bintang Para Astronom menemukan 18 planet baru modulus jarak Planet terpanas Nasa Temukan Tata Surya Baru 10 Cara mencegah globalwarming November (6) Oktober (13) September (4) Translator English French German Spain Italian Dutch Russian Portuguese Japanese Korean Arabic Chinese Simplified Flag Counter free counters Free counters Labels Artikel (7) info (5) soal (4) Popular Posts Dimakah letak pusat gravitasi Bumi ? Pernahkah anda mengamati buah apel yang jatuh ke permukaan tanah , sedangkan Bulan tidak pernah jatuh ke Bumi kita ? Apakah penyebab dari pe... Spektrum Bintang Spektrum Bintang intang memancarkan cahaya sendiri karena ada peristiwa pembangkitan energi di pusatnya... Evolusi Bintang Bintang-bintang generasi pertama dilahirkan sekitar 13 miliar tahun lalu, ketika galaksi kita mulai memadat dari proses pemuaian jagat ra... Teori Astronot Kuno Teori Astronot Kuno Teori Astronot kuno adalah suatu teori yang menyatakan bahwa bumi kita ini dulu telah dikunjungi makhluk luar angkasa... soal paralaks Jika Anda senang dengan ilmu Astronomi pastinya dapat menyelesaikan soal berikut ini 1. Paralaks bintang Sirius yang diukur dari Bumi besa... Pengertian ilmu astronomi Astronomi ialah cabang ilmu alam yang melibatkan pengamatan benda-benda langit (seperti halnya bintang , planet , komet , nebula , gu... modulus jarak magnitudo semu(m) dan Magnitudo mutlak (M) sebuah bintang dihubungkan dengan jarak (d) dalam parsek oleh persamaan : m-M=-5 + 5 log d ; kwan... Mengapa Satelit Jerman Jatuh ke Bumi Hari ini ? Mengapa Satelit Jerman Jatuh ke Bumi Hari Ini? thebestonlinestuff.com Para ilmuwan mengeluark... Pengenalan jagat raya Bumi adalah sebuah planet, sebuah dunia kecil yang berkeliling sepanjang lintasannya, atau orbitnya, mengitari sebuah bintang usia pertengah... Planet terpanas Venus letaknya lebih dekat ke Matahari daripada Bumi. Jaraknya ke Matahari sekitar 105 juta km. Sedangkan jarak Bumi dari Mata... Free Wordpress Themes | Converted into Blogger Templates by Theme Craft | Falcon Hive