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. 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. 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-biruan4. 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 juta5. 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 bintang6. 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. 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 bintang8. 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. 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. 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 terang11. 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. 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. 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.