materi matahari bintang

Upload: gilang-anindita

Post on 19-Oct-2015

85 views

Category:

Documents


2 download

DESCRIPTION

qqq

TRANSCRIPT

Cara Matahari BersinarEnergi nuklir telah memberi daya kepada Matahari selama 5 miliar tahun dan akan terus berlanjut hingga waktu lama di masa depan. Proses yang terjadi bukanlah fisi melainkan fusi (pembentukan inti atom yang lebih berat dari inti atom yang lebih ringan).

Fisi nuklir adalah proses pembelahan inti berat seperti uranium menjadi inti-inti yang lebih ringan, ditambah beberapa neutron dan partikel-partikel "anak" ini kurang dari massa inti "induk". Selisih massa diubah secara langsung menjadi energi, seperti yang dijelaskan pertama kali oleh Albert Einstein.Tetapi, ada cara lain pelepasan energi nuklir. Inti-inti bermassa rendah dapat bergabung menjadi inti yang lebih besar. Jika inti baru tersebut mempunyai massa yang lebih kecil daripada jumlah massa inti-inti aslinya, maka sekali lagi kelebihan massa harus diubah menjadi energi. Ini yang terjadi di Matahari dan bintang-bintang lainnya.PEMBAKARAN HIDROGENPusat Matahari bertekanan sekitar 250 miliar kali tekanan atmosfer kita dipermukaan tanah dan suhunya sekitar 15 jutaoC. Atom-atom utuh tidak dapat bertahan pada kondisi seperti ini, dan atom-atom itu pecah menjadi inti dan elektron. Maka pusat matahari merupakan sekumpulan partikel bermuatan yang oleh para ilmuwan disebut plasma. Plasma terutama terdiri atas proton-proton dan elektron-elektron tunggal. Ada juga inti-inti helium, masing-masing terdiri atas dua proton yang bergabung dengan dua neutron. Proton-proton saling bertabrakan dan membentuk inti-inti yang lebih berat dalam suatu rangkaian reaksi, yang berakhir dengan inti-inti helium. Selama reaksi ini terjadi, energi dipancarkan.

Bintang-bintang lain sangat mirip dengan Matahari. Bintang-bintang bermassa rendah terbakar jauh lebih lambat daripada Matahari, maka bintang itu lebih redup. Bintang-bintang bermassa tinggi terbakar jauh lebih cepat sehingga lebih terang. Dalam bintang-bintang besar ini terjadi reaksi-reaksi lain, tetapi dengan hasil akhir yang sama: inti hidrogen diubah menjadi inti helium.Di akhir kehidupan sebuah bintang, bahan bakar hidrogen habis secara perlahan-lahan, dan mulai membakar helium untuk memebentuk inti-inti yang lebih berat, yang pada gilirannya terbakar membentuk unsur-unsur yang lebih berat lagi.http://fisikanuklir.unnes.ac.id/index.php?tj=menu/output_menu&id_radio_artikel=12REAKSI FUSI MATAHARI

PendahuluanMatahari yang setiap hari memancarkan sinarnya ke bumi dan juga ke planet-planet lain yang ada pada tatasurya kita, adalah sumber kehidupan bagi semua makhluk hidup yang ada di bumi ini. Pemancaran energi matahari yang sampai ke bumi telah berlangsung terus menerus sejak kurang lebih 5.000.000.000 tahun yang lalu dan akan terus berlangsung sampai waktu yang belum diketahui. Energi matahari yang seakan-akan tak akan habis tersebut, menarik untuk diamati karena sumber energi matahari tersebut ternyata berasal dari reaksi thermonuklir yang sangat dahsyat dan menghasilkan panas dalam orde jutaan derajat celcius. Oleh karena sumber energi matahari berasal dari reaksi thermonuklir, berarti energinya bisa berkurang dan pada akhirnya akan habis manakala reaktan yang terlibat dalam reaksi thermonuklir telah habis bereaksi. Apabila reaktan yang bereaksi telah habis, maka matahari akan padam dan ini berarti kematian bagi semua makhluk hidup yang ada di bumi ini. Tulisan ini akan membahas bagaimana reaksi thermonuklir bisa terjadi di matahari, berapa panas yang dihasilkannya dan kapan reaksi thermonuklir akan berhenti atau kapan matahari akan padam.

Suhu MatahariMenurut para ahli astronomi modern yang mempelajari keberadaan bintang-bintang di jagat raya ini, matahari kita adalah salah satu bintang diantara 100.000.000 bintang yang ada pada suatu kelompok atau galaksi yang disebut dengan kelompok bintang "Milky Way". Matahari sebenarnya adalah suatu bintang yang besarnya termasuk rata-rata dibandingkan dengan ukuran bintang-bintang lainnya. Banyak bintang lainnya yang ukurannya jauh lebih besar dari pada ukuran matahari kita. Diameter matahari 1.400.000 kilometer yang berarti 100 kali diameter bumi. Gravitasi matahari lebih kuat dari pada gravitasi di bumi, yaitu 28 kali lebih kuat dari pada gravitasi bumi. Cahaya bintangpun ada yang jauh lebih terang yang berarti suhunya juga jauh lebih panas dari pada suhu matahari kita. Matahari tampak sangat besar dibandingkan dengan bintang-bintang yang tersebar di jagat raya ini karena letaknya yang relatif sangat dekat dengan bumi, yaitu sekitar 150.000.000 kilometer. Bintang yang paling dekat dengan bumi adalah bintang Alpha Centauri yang jaraknya 40.000.000.000.000 kilometer dari bumi. Bagaimana kedudukan matahari terhadap bumi dan planet-planet lainnya dalam tata surya kita dapat dilihat pada Gambar 1. Matahari sebagai dapur nuklir menghasilkan panas yang sangat amat tinggi hasil dari reaksi thermonuklir yang terjadi di matahari. Suhu pada pusat matahari (pada inti) diperkirakan mencapai lebih dari 14.000.000 C, sedangkan suhu permukaannya relatif dingin, yaitu sekitar 5.000 - 6.000 C. Struktur matahari terdiri atas beberapa bagian, yaitu yang ada di pusat disebut "inti matahari", kemudian bagian antara inti matahari sampai dengan permukaan matahari disebut "photosphere". Pada permukaan terdapat bagian yang disebut dengan "sunspots" yang tampak lebih gelap, karena suhunya memang relatif lebih dingin dibandingkan dengan bagian lain. Sunspots bersuhu sekitar 4000 C, lebih dingin bila dibandingkan dengan suhu pada permukaan matahari, sehingga wajar bila tampak lebih gelap kalau dilihat dengan "coronagraph".Atmosfer MatahariAtmosfir matahari terletak di atas permukaan matahari yang sebagian besar berupa gas Hidrogen. Atmosfir matahari terdiri atas 2 bagian utama, yaitu "chromospher" dan "corona". Bagian chromosphere dapat mencapai ketebalan 12.000 kilometer dari permukaan matahari, sedangkan bagian corona tampak bagaikan mahkota berwarna putih yang melingkari matahari. Corona dapat mencapai ketinggian ratusan ribu bahkan dapat sampai jutaan kilometer dari permukaan matahari.

Suhu pada chromosphere dan pada corona sangat jauh berbeda. Chromosphere yang terletak pada permukaan matahari bersuhu kurang lebih 5.000 C, sedangkan suhu pada daerah corona dapat mencapai sekitar 10.000 - 100.000 C, atau bahkan dapat lebih tinggi lagi. Suhu corona yang jauh lebih panas dari pada suhu chromosphere, padahal letaknya lebih jauh dari inti matahari sempat menimbulkan pertanyaan diantara para ahli astronomi dan astrofisika. Suhu yang lebih tinggi pada bagian corona ternyata disebabkan karena adanya "kejutan gelombang yang sangat kuat" yang berasal dari gerakan turbulen photosphere yang memanaskan lapisan gas pada corona. Selain dari itu, pada permukaan chromosphere sering terjadi lidah api akibat letusan ataupun ledakan gas yang ada pada permukaan chromosphere. Letusan atau ledakan yang menimbulkan lidah api ini sering disebut dengan "prominence". Lidah api ini dapat mencapai ketinggian ratusan ribu kilometer dari permukaan chromosphere. Prominence ini dapat dilihat jelas pada saat terjadi gerhana matahari total.

Peristiwa lain yang terjadi pada permukaan chromosphere adalah timbulnya filament gas akibat gerakan gas chromosphere yang panas. Filament gas ini tampak pada permukaan chromosphere sebagai sel-sel kasar yang disebut "supergranulation". Peristiwa-peristiwa tersebut di atas terjadi silih berganti yang menyebebkan timbulnya "plage" dan "flare". Plage adalah keadaan matahari pada saat panas dan bercahaya terang. Sedangkan flare adalah semburan energi tinggi dari permukaan matahari, berupa radiasi partikel sub atomik. Radiasi partikel sub atomik ini dapat sampai ke atmosfir bumi dan memicu terjadinya reaksi inti yang merupakan sumber radiaasi kosmogenis.Reaksi ThermonuklirSudah sejak lama orang memikirkan dari mana asal energi matahari yang begitu panas dan setiap hari dipancarkan ke bumi, namun sampai saat ini belum juga habis sumber energi tersebut. Sampai dengan pertengahan abad ke 19, pada saat orang belum mengenal reaksi nuklir, orang masih menganggap bahwa energi matahari berasal dari bola api besar yang sangat panas. Kalau benar bahwa matahari berasal dari bola api besar, lantas timbul pertanyaan apa yang menjadi bahan bakar bola api tersebut? Para ilmuwan pada saat itu belum bisa menjawab dengan tepat. Mungkinkah kayu, batubara, minyak atau bahan bakar lainnya yang terdapat di matahari yang dibakar berdasarkan reaksi kimia biasa sehingga timbul bola api besar tersebut? Kalau benar bahan-bahan tersebut dibakar untuk menghasilkan energi matahari, maka berdasarkan perhitungan reaksi kimia, energi yang dihasilkan hanya dapat bertahan beberapa ribu tahun saja. Setelah itu matahari akan padam. Padahal matahari telah memancarkan energinya sejak ratusan juta bahkan orde milyard tahun yang lalu. Dengan demikian maka anggapan bahwa sumber energi matahari tersebut berasal dari kayu, batubara, minyak atau bahan bakar lainnya adalah tidak benar. Para ahli astronomi dan juga astrofisika pada saat ini telah memperkirakan bahwa unsur-unsur kimia yang ada di bumi juga terdapat di matahari. Akan tetapi sebagian besar unsur kimia yang terdapat di matahari tersebut, sekitar 80% berupa gas Hidrogen. Sedangkan unsur kedua yang banyak terdapat di matahari adalah gas Helium, kurang lebih sebanyak 19 % dari seluruh massa matahari. Sisanya yang 1 % terdiri atas unsur-unsur Oksigen, Magnesium, Nitrogen, Silikon, Karbon, Belerang, Besi, Sodium, Kalsium, Nikel serta beberapa unsur lainnya. Unsur-unsur kimia tersebut bercampur menjadi satu dalam bentuk gas sub atomik yang terdiri atas inti atom, elektron, proton, neutron dan positron. Gas sub atomik tersebut memancarkan energi yang amat sangat panas yang disebut "plasma". Energi matahari dipancarkan ke bumi dalam berbagai macam bentuk gelombang elektromagnetis, mulai dari gelombang radio yang panjang maupun yang pendek, gelombang sinar infra merah, gelombang sinar tampak, gelombang sinar ultra ungu dan gelombang sinar -x. Secara visual yang dapat ditangkap oleh indera mata adalah sinar tampak, sedangkan sinar infra merah terasa sebagai panas. Bentuk gelombang elektromagnetis lainnya hanya dapat ditangkap dengan bantuan peralatan khusus, seperti detektor nuklir berikut piranti lainnya. Pada saat matahari mengalami plage yang mengeluarkan energi amat sangat panas, kemudian diikuti terjadinya flare yaitu semburan partikel sub atomik keluar dari matahari menuju ke ruang angkasa, maka pada sistem matahari diperkirakan telah terjadi suatu reaksi thermonuklir yang sangat dahsyat. Keadaan ini diduga pertama kali pada tahun 1939 oleh seorang ahli fisika Amerika keturunan Jerman bernama Hans Bethe. Menurut Bethe, energi matahari yang amat sangat panas tersebut disebabkan oleh karena terjadi reaksi fusi atau penggabungan inti ringan menjadi inti yang lebih berat. Reaksi thermonuklir yang berupa reaksi fusi tersebut adalah penggabungan 4 inti Hidrogen menjadi inti Helium, berdasarkan persamaan reaksi inti berikut ini:(H1 + H1 -> H2 + Beta+ + v + 0,42 MeV) x 2(H1 + H2 -> He3 + Gamma + 5,5 MeV) x 2He3 + He3 -> He4 + 2H1 + 12,8 MeV---------------------------------------- +H1 -> He4 + 2Beta+ + 2Gamma + 2v + 24,64 MeV

Menurut Bethe, reaksi inti yang serupa reaksi fusi tersebut di atas, dapat menghasilkan energi panas yang amat sangat dahsyat. Selain dari itu, karena sebagian besar massa matahari tersebut tersusun oleh gas Hidrogen (80%) dan gas Helium (19%), maka masih ada kemungkinan terjadinya reaksi fusi lain berdasarkan reaksi rantai proton-proton sebagai berikut:

H1 + H1 -> H2 + Beta+ + vH1 + H2 -> He3 + GammaHe3 + He4 -> Be7 + GammaBe7 + Beta+ -> Li7 + Gamma + v------------------------------------ +Li7 + H1 -> He4 + He4

Terbentuknya gas Helium berdasarkan reaksi thermonuklir tersebut di atas juga menghasilkan energi yang amat sangat panas. Kemungkinan lain, gas Helium juga dapat terbentuk melalui reaksi nuklir berikut ini :

Be7 + H1 -> B8 + GammaB8 -> Be8 + Beta+ + vBe8 -> He4 + He4

Walaupun reaksi inti tersebut di atas sudah dapat menghasilkan energi yang amat sangat panas, ternyata masih ada kemungkinan lain untuk terjadinya reaksi thermonuklir matahari yang menghasilkan energi yang jauh lebih dahsyat dan lebih panas lagi. Reaksi thermonuklir tersebut akan mengikuti reaksi inti rantai Karbon - Nitrogen sebagai berikut:

C12 + H1 -> N13 + GammaN13 -> C13 + Beta+ + vC13 + H1 -> N14 + GammaN14 + H1 -> O15 + GammaO15 -> N15 + Beta+ + vN15 + H1 -> C12 + He4

Reaksi ratai Karbon - Nitrogen tersebut di atas, menghasilkan panas yang jauh lebih panas dari pada reaksi rantai Proton - Proton maupun reaksi fusi Hidrogen menjadi Helium. Reaksi-reaksi thermonuklir tersebut di atas dapat terjadi di matahari dan juga di bintang-bintang yang tersebar di jagat raya ini. Reaksi thermonuklir sejauh ini dianggap sebagai sumber energi matahari maupun energi bintang. Bintang yang bersinar lebih terang dari pada matahari kita yang berarti pula bahwa suhunya jauh lebih panas, maka reaksi thermonuklir yang terjadi pada bintang tersebut pada umumnya akan mengikuti reaksi rantai Karbon - Nitrogen.Kapan Matahari Akan Padam?Pertanyaan kapan matahari akan padam adalah suatu pertanyaan yang sulit dijawab dengan pasti, apalagi kalau harus membuktikan kebenarannya. Namun sama halnya dengan keingintahuan manusia untuk mengetahui berapa umur bumi atau kapan terbentuknya bumi ini, maka para ahlipun berusaha dengan akalnya untuk memperkirakan kapan matahari akan padam. Seperti telah diterangkan di muka, bahwa matahari akan padam manakala reaksi thermonuklir di matahari telah berhenti. Apabila matahari padam, maka kehidupan di muka bumi akan berhenti. Secara empiris telah dapat dibuktikan bahwa ada bintang yang pada mulanya bersinar terang, akan tetapi kemudian sinarnya makin redup dan akhirnya padam. Keadaan ini telah direkam oleh teleskop angkasa luar hubble. Atas dasar ini maka dapat saja matahari pada suatu saat akan padam. Seorang fisikawan Jerman, Hermann von Helmholtz, pada tahun 1825 mengamati perkembangan matahari yang ternyata diameter matahari setiap tahunnya menyusut 85 m. Kalau pengamatan Helmholtz benar, maka berdasarkan perhitungan penyusutan diameter matahari, umur matahari hanya akan bertahan untuk waktu 20.000.000 sampai dengan 25.000.000 tahun sejak matahari mengalami penyusutan. Untuk kurun waktu itu, teori Helmholtz ini cukup memuaskan para ilmuwan, sebelum akhirnya digugurkan oleh teori reaksi thermonuklir yang masih bertahan sampai saat ini. Atas dasar teori thermonuklir sudah barang tentu teori Helmholtz menjadi tidak benar, karena dalam kenyataannya matahari telah bersinar sejak orde 5.000.000.000 tahun yang lalu atau bahkan lebih dari itu, suatu umur yang melebihi perkiraan Helmholtz. Reaksi thermonuklir yang dikemukakan oleh Hans Bethe seperti yang telah diuraikan di muka, sebenarnya mirip dengan reaksi kimia konvensional dalam arti bahwa reaksi masih dapat berlangsung selama masih tersedia unsur atau reaktan yang menyebabkan terjadinya proses reaksi thermonuklir tersebut. Pada reaksi thermonuklir yang terjadi di matahari, sebagai reaktan utama adalah gas Hidrogen. Para ahli astronomi dan astrofisika berpendapat bahwa dengan bertambahnya umur matahari, maka pemakaian Hidrogen untuk reaksi thermonuklir dalam rangka mendapatkan energi yang amat sangat panas makin bertambah. Pada peristiwa ini energi yang dihasilkan oleh reaksi thermonuklir juga bertambah, sehingga energi radiasi yang dipancarkan matahari juga bertambah. Hal ini berarti pula suhu atmosfir bumi akan naik dan bumi akan terasa makin panas.Apabila pendapat para ahli astronomi dan astrofisika tersebut benar, yaitu dengan bertambahnya umur matahari akan membuat persediaan gas Hidrogen pada permukaan matahari berkurang, maka jelas bahwa cepat atau lambat matahari pada akhirnya akan padam. Berdasarkan teori ini energi radiasi matahari diperkirakan masih dapat bertahan untuk jangka waktu kurang lebih 10.000.000.000 tahun lagi, setelah itu matahari padam. Contohnya adanya bintang yang pada saat ini sedang dalam proses menuju ke keadaan padam, telah dapat direkam gambarnya oleh teleskop ruang angkasa Hublle. Hal ini secara empiris menunjukkan kemungkinan yang sama dapat terjadi pada matahari kita. Namu apa yang terjadi akan terjadi sebelum waku 10.000.000.000. tahun tersebut terjadi? Secara teori dalam perjalanan menuju waktu 10.000.000.000. tersebut, suhu atmosfir bumi akan naik terus karena energi radiasi yang datang dari matahari bertambah panas. Keadaan ini akan menyebabkan es yang ada di kutub utara dan selatan akan mencair yang mengakibatkan tenggelammnya beberapa daratan atau garis pantai akan bergeser ke arah daratan. Kota-kota yang berada di pantai akan tenggelam. Ini baru merupakan bencana awal bagi kehidupan manusia di muka bumi ini. Bencana berikutnya adalah menguapnya semua air yang ada di bumi ini, karena suhu atmosfir bumi makin panas yang pada akhirnya tidak ada lagi air di muka bumi ini. Bumi yang menjadin kering kerontang tanpa air sama sekali dan suhunya yang panas menyebabkan berakhirnya kehidupan di muka bumi ini. Keadaan ini aka terjadi menjelang waktu mendekati 10.000.000.000 tahun yang akan datang.

Pada saat matahari kehabisan reaktan gas Hidrogen, maka reaksi thermonuklir benar-benar akan berhenti dan ini berarti matahari padam. Matahari yang telah padam ini akan mengeci;l (menyusust) menjadi suatu planet kecil yang dingin membeku yang disebut "White dwarf" atau si kerdil putih yang bukan matahari lagi! Contoh bintang atau planet yang sudah menjadi "white dwarf" di jagat raya ini cukup banyak, salah satunya planet bintang yang pada saat ini sedang menuju kematian seperti yang direkam oleh teleskop ruang angkasa Hubble. Sekali lagi keadaan tersebut akan terjadi 10.000.000.000 tahun yang akan datang. Keterangan ini merupakan jawaban untuk pertanyaan kapan reaksi thermonuklir di matahari berhenti atau matahari padam.http://rodhanzulkifli.blogspot.com/2012/12/reaksi-fusi-matahari.html

Begini cara kerja bintang Bagian 3: Reaksi nuklir di dalam bintangPosted by:Tri L. AstraatmadjaPosted date:October 19, 2010In:Bintang,Matahari

Padabagian pertamakita telah mengetahui perihal kestabilan bintang yang ditopang oleh gaya tekanan radiasi dan gaya gravitasi. Selanjutnya,pada bagian kedua, kita mengikuti proses olah pikir yang menyimpulkan bahwa energi radiasi dihasilkan dari proses radioaktif dan bahwa pengamatan spektrum cahaya Matahari sepanjang abad ke-19 menunjukkan bahwa Matahari penuh dengan Hidrogen.

Norman Lockyer menemukan unsur misterius pada Matahari, unsur yang tidak ditemukan di BumiPada tahun 1868, secara hampir bersamaan, astronom Perancis Pierre Janssen dan astronom InggrisNorman Lockyermengamati adanya unsur misterius pada Matahari. Sebuah unsur yang tidak ditemukan di Bumi. Lockyer kemudian menamai unsur misterius iniHelium, dari kata Bahasa YunaniHeliosyang berarti Matahari.Baru sekitar 30 tahun kemudian pada tahun 1895, kimiawan Skotlandia,William Ramsaysecara tak sengaja menemukan gas Helium di Bumi. Ramsay membakar asam belerang untuk mencari Argon, namun setelah memisahkan gas Nitrogen dan Oksigen yang tercipta dari hasil pembakaran tersebut, Ramsay melihat adanya spektrum unsur misterius Helium tersebut. Bersama-sama, Hidrogen dan Helium pada umumnya adalah dua unsur paling berlimpah dalam sebuah bintang. Matahari kita, misalnya, mengandung 34% Hidrogen dan 64% Helium, dan 2% adalah gabungan unsur lain-lainnya.Rahasia berabad-abad tentang penyusun dasar Matahari telah terjawab. Ketika astronom mengarahkan spektroskopnya ke arah bintang-bintang lain, terkuaklah misteri lain tentang hakikat bintang: spektrum bintang ternyata sama dengan Matahari! Dengan kata lain, Matahari adalah bintang yang letaknya sangat dekat dengan kita. Bintang dan Matahari adalah objek yang sama namun jarak bintang jauh lebih besar daripada jarak Bumi kita menuju Matahari. Besarnya peran spektroskopi dalam menguak rahasia alam ini kemudian dikenang dengan memparodikan teks laguBintang Kecildalam Bahasa Inggris:Twinkle Twinkle little star,I dont wonder what you are;For by spectroscopic ken,I know that youre hydrogen;Twinkle Twinkle little star,I dont wonder what you are.Kenapa Matahari dan bintang dapat bersinar? Dari mana energinya? Penelitian pada akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20 mengenai hakikat atom dan radioaktivitas menyimpulkan bahwa reaksi nuklirlah yang membangkitkan energi Matahari. Padabagian kedua, kita telah melihat bahwa Hidrogen yang jumlahnya berlimpah di dalam Matahari dapat melangsungkan reaksi nuklir hingga milyaran tahun. Seperti bagaimanakah reaksi nuklir ini?Reaksi fusi dapat terjadi dalam kondisi yang teramat ekstrim, dan telah diperkirakan bahwa inti Matahari cukup ekstrim untuk dapat melangsungkan reaksi tersebut. Sebagaimana kita ketahui, suhu pada inti Matahari berkisar 15 juta Kelvin. Dalam teori dinamika gas, suhu suatu gas menyatakan energi kinetik yang terkandung dalam gas tersebut, akibat gerakan-gerakan atom dari gas tersebut. Suhu yang amat tinggi dalam suatu gas menyatakan gerakan atom yang amat luar biasa. Tekanan yang amat tinggi juga dapat menyatakan kerapatan dari gas tersebut. Semakin rapat suatu gas, semakin dekat jarak antar nukleus atom satu sama lain.

Agar dapat terjadi reaksi fusi, sebuah nukleus harus memiliki energi yang lebih besar daripada potensial penghalang pada jarak kritis 10-15meter, agar gaya nuklir kuat dapat mengalahkan gaya listrik.Untuk memicu adanya reaksi fusi, dua buah atom harus dapat mengatasi gaya tolak antara keduanya. Inti atom memiliki muatan positif yang saling tolak-menolak apabila bertemu muatan sejenis. Akibatnya, dua buah atom Hidrogen yang dipertemukan akan saling menolak. Gaya tolak ini akan semakin besar apabila jaraknya semakin dekat. Namun apabila jarak antara dua atom ini sangat dekat maka gaya tarik yang disebutgaya nuklir kuatdapat mengatasi gaya tolak-menolak antara kedua nukleus, mengikat kedua inti Hidrogen dan membentuk Helium. Berapa jarak minimal yang harus dicapai dua atom Hidrogen agar dapat melebur menjadi Helium?Dengan berbekal pengetahuan fisika nuklir,Fritz Houtermansmencoba menjawab pertanyaan ini. Ia lahir di Zoppod, sebuah kota kecil di dekat Danzig di Jerman Baltik (kini bernama Gdansk dan berada di Polandia). Pada tahun 1920an ia bekerja sebagai peneliti di Gottingen, Jerman, dan bekerjasama dengan peneliti Inggris bernamaRobert dEscourt Atkinsonuntuk menjelaskan reaksi nuklir dalam Matahari. Bersama-sama, mereka menghitung bahwa jarak minimal yang harus dicapai kedua atom adalah 10-15meter atau satu per satu trilyun milimeter(!) Mereka yakin bahwa kerapatan gas di pusat Matahari sangat tinggi sehingga jarak antar atom akan sangat dekat, dan terlebih lagi energi kinetiknya akan sangat tinggi sehingga gerakan mereka akan sangat cepat. Besar kemungkinan akan ada atom-atom yang dapat mencapai jarak sekecil ini dan memicu reaksi nuklir. Hasil perhitungan mereka dipublikasikan dalam jurnal ilmiahZeitschrift fr Physikpada tahun 1929. Begitu senangnya Houtermans dengan hasil perhitungan mereka, sehingga sorenya ia membanggakan hasil penemuannya pada gadis yang dikencaninya. Malam itu, bintang-bintang bersinar terang dan pacarnya berkata, cantik sekali ya sinar bintang-bintang itu? Houtermans menjawab, Sejak kemarin aku sudah tahu apa yang menyebabkan mereka bersinar. Charlotte Riefenstahl, gadis itu, dengan terkagum-kagum kemudian menikahinya.Houtermans boleh berbangga diri, namun masih ada problem dengan temuannya mengenai jarak minimal yang dapat memicu reaksi fusi. Pada jarak kritis ini, besarnya energi potensial yang ditimbulkan kedua atom adalah sekitar 1000 kiloelektron Volt. Apabila sebuah atom yang telah mencapai jarak kritis ini tidak memiliki energi yang lebih besar daripada energi ini, maka peleburan tidak akan terjadi. Jadi ada semacam dinding potensial yang harus ditembus sebuah atom Hidrogen apabila ia ingin melebur dengan atom Hidrogen lain. Namun, setiap atom Hidrogen rata-rata hanya memiliki energi sebesar 1 keV, 1000 kali lebih kecil daripada energi kritis yang harus ditembus. Menurutstatistik, sebagian kecil partikel memiliki energi yang sama atau bahkan jauh lebih besar daripada energi kritis ini. Akan tetapi, jumlah partikel yang berenergi tinggi ini sangatlah kecil sehingga reaksi nuklir yang terjadi tidak akan cukup besar untuk dapat berlangsung selama milyaran tahun. Bagaimanakah kita menjawab problem ini?Teori Kuantum menyelamatkan problem ini dengan menawarkan cara pandang yang berbeda dalam fisika. Apabila fisika abad ke-18 begitu deterministik dengan mengatakan bahwa posisi sebuah partikel dapat kita ketahui dari waktu-ke-waktu, maka teori kuantum mengatakan bahwa kita hanya dapat mengetahui peluang menemukan sebuah partikel pada lokasi tertentu. Pada skala kecil dalam dunia partikel, posisi sebuah partikel sama sekali tidak pasti. Ia dapat berada di mana saja dan yang dapat kita tentukan hanyalah kebolehjadian bahwa ia akan berada di suatu lokasi. Dengan berbekal cara pandang ini, fisikawan kelahiran Ukraina,George Gamow, menyelesaikan problem halangan potensial ini melalui fenomena yang disebutnyaefek terowongan kuantum.Melalui perspektif fisika kuantum, kita dapat menghitung peluang untuk dapat menemukan sebuah partikelberada di dalamjarak kritis tersebut, dan dengan demikian dapat melebur dan memulai reaksi nuklir. Peluang ini semakin meningkat dengan semakin tingginya energi partikel tersebut, dan dengan membandingkannya dengan distribusi energi suatu kumpulan partikel, dapat dihitung rentang energi di mana reaksi nuklir paling mungkin terjadi. Perubahan cara pandang ini memungkinkan kita menyelesaikan problem pembangkitan energi di dalam bintang. Gamow, fisikawan Uni Soviet yang kemudian melarikan diri ke Amerika Serikat, memikirkan efek terowongan untuk menjelaskan fenomena peluruhan dalam perspektif fisika kuantum. Namun kemudian diketahui bahwa efek terowongan ini juga berlaku secara umum dan dapat digunakan pula untuk menjelaskan fenomena sebaliknya yaitu bergabungnya inti-inti atom.

Hans Bethe pindah ke Amerika Serikat pada tahun 1935 dan kemudian memimpin Divisi Teoritis di Laboratorium Los AlamosPekerjaan Houtermans tentang reaksi nuklir dalam bintang kemudian dilanjutkan olehHans Bethe. Lahir di Straburg, Jerman (kemudian menjadi Strasbourg dan masuk ke wilayah Perancis) pada tahun 1906, Bethe memperoleh gelar Doktornya dari Universitas Muenchen, Jerman, di bawah bimbingan Arnold Sommerfeld. Setelah bekerja di Cambridge dan di Roma bersama Enrico Fermi, Bethe mengajar di Universitas Tbingen hingga tahun 1933. Saat itu Partai Nazi berkuasa dan Bethe dipecat dari pekerjaannya karena ibunya orang Yahudi. Bethe pindah ke Inggris dan pada tahun 1935 pindah ke Amerika Serikat. Bersama banyak fisikawan nuklir lainnya, Bethe kemudian bekerja mengembangkan bom atom di Laboratorium Los Alamos, dan memimpin Divisi Teoritis.Bidang kerja Bethe mengenai fisika nuklir memungkinkannya mengidentifikasi jalur-jalur reaksi fusi yang memungkinkan terciptanya inti Helium yang stabil. Atom sebuah unsur memiliki bermacam-macam jenis yang disebutisotop. Yang membedakan isotop sebuah unsur dengan yang lain adalah jumlah neutron yang terkandung di dalam nukleusnya.Hidrogen netral atau Protium, misalnya, memiliki 1 proton dan 1 elektron.Deuterium, salah satu isotop Hidrogen, memiliki tambahan 1 neutron dan relatif stabil.Helium-3danHelium-4adalah dua dari 8 isotop atom Helium yang stabil, masing-masing memiliki 1 dan 2 neutron pada intinya. Houtermans mengharapkan bahwa reaksi fusi dalam bintang terjadi melalui penggabungan dua inti Hidrogen netral menjadiDiproton, isotop Helium yang sangat ringan dan tak stabil. Dua buah neutron dibutuhkan untuk menciptakan isotop Helium yang stabil, namun pada saat Houtermans dan Atkinson menulis makalah mereka pada tahun 1929, keberadaan neutron masih merupakan hipotesis. Akibatnya perhitungan Houtermans belumlah lengkap.Pada saat Bethe melanjutkan pekerjaan Houtermans, gambaran kita mengenai dunia atom sudah lebih lengkap. Dua buah atom Hidrogen netral dapat melebur terlebih dahulu untuk membentuk Deuterium. Selanjutnya, Bethe melihat Deuterium ini dapat menangkap 1 atom Hidrogen netral lain untuk membentuk Helium-3 yang relatif cukup stabil. Dua buah Helium-3 ini kemudian dapat melebur untuk membentuk Helium-4 yang lebih stabil dan nonradioaktif. Sebagai produk samping, dua buah atom Hidrogen akan dilepaskan. Reaksi ini kemudian dikenal dengan Reaksi Proton-Proton atau Reaksi PP, karena semuanya berawal dari dua buah Proton yang melebur.

Reaksi Proton-Proton. Dua buah atom Hidrogen akan membentuk Deuterium, selanjutnya Deuterium ini akan menangkap Hidrogen netral untuk membentuk Helium-3, dan Helium-3 akan menangkap Helium-3 lain untuk menghasilkan Helium-4. Dua buah atom Hidrogen netral akan dilepaskan sebagai produk samping.Reaksi Proton-Proton masih dapat dilanjutkan menjadi Reaksi PP-II. Helium-3 dan Helium-4 dapat melebur untuk membentukBerilium-7yang dapat menangkap sebuah elektron untuk menjadiLitium-7yang stabil. Selanjutnya Litium-7 dapat menangkap sebuah atom Hidrogen dan berubah menjadi 2 buah atom Helium-4. Ini terjadi bila suhu inti berkisar antara 14 hingga 23 Juta Kelvin. Pada suhu inti di atas 23 Kelvin, terjadi reaksi PP-III: Berilium-7 akan menangkap Hidrogen netral dan berubah menjadiBoron-8. Karena Boron-8 tak stabil, ia akan meluruh menjadiBerilium-8, yang pada gilirannya akan meluruh menjadi 2 buah atom Helium.Selain Reaksi PP, Bethe juga mengusulkan rute lain untuk menciptakan rute lain yang menggunakan atomKarbonsebagai pemicu yang berfungsi menangkap atom Hidrogen. Bila di dalam inti Matahari terdapat Karbon-12, maka setiap intiKarbon-12akan dapat menangkap Hidrogen untuk membentuk inti atom-atom yang lebih berat, yaitu berturut-turut Nitrogen dan Oksigen. Nitrogen-15 (lihat gambar) tidak stabil sifatnya dan akan melebur kembali menjadi Karbon-12 dan akan kembali menangkap sebuah atom Hidrogen untuk memulai siklus ini kembali ke awal. Karena reaksi rantai ini membentuk sebuah siklus, maka rangkaian reaksi ini dinamakanSiklus atau Daur Karbon.

Daur Karbon yang diusulkan Bethe dan Carl von WeizsckerPada awalnya dua reaksi nuklir ini masih bersifat spekulasi. Fisikawan-fisikawan lain kemudian memeriksa perhitungan-perhitungan Bethe dan memastikan bahwa reaksi ini dapat terjadi apabila kondisinya tepat.

Hans Bethe dan Siklus Karbon. Foto ini diambil di Universitas Cornell pada tahun 1996, saat Bethe berusia 90 tahun. Kredit foto: Michael OkoniewskiPada tahun 1940an jelaslah bahwa reaksi-reaksi inti ini memang benar-benar terjadi di dalam tungku Matahari. Pengamatan spektrum matahari lagi-lagi menjadi kunci karena kelimpahan unsur-unsur kimia yang dihasilkan dari reaksi-reaksi ini dapat dikonfirmasi melalui spektroskopi Matahari. Atas jasa-jasa Bethe mengidentifikasi produksi energi bintang-bintang, ia diganjarHadiah Nobel pada tahun 1967.Setelah melihat bentuk Reaksi PP maupun Siklus Karbon, kita mungkin dapat melihat bahwa reaksi ini pada intinya mengubah Hidrogen menjadi Helium. Perlahan tapi pasti, Hidrogen berubah bentuk menjadi Helium dan dapat habis. Pada akhirnya, apabila sebuah bintang tak dapat lagi membakar Hidrogen menjadi Helium, maka cara lain untuk membangkitkan energi yang dapat mengimbangi tekanan gravitasi harus terjadi. Apabila tidak ada, maka bintang tak akan sanggup menahan tekanan gravitasi dan akan runtuh. Apakah masih ada cara lain?Dua buah atom Helium-4 dapat bergabung untuk membentuk Berilium-8, yang pada gilirannya dapat menangkap sebuah atom Helium-4 lain untuk menjadi Karbon-12. Reaksi ini sangat penting perannya karena merupakan satu-satunya reaksi nuklir yang dapat menciptakan unsur Karbon dalam jumlah signifikan di jagad raya ini. Namun banyak problem yang menghambat reaksi ini dapat terjadi. Reaksi ini hanya dapat terjadi pada suhu yang ekstrim tinggi, yaitu pada suhu 100 Juta Kelvin. Syarat lain untuk dapat terjadi adalah apabila terdapat atom Helium-4 dalam jumlah besar. Masalah berikutnya adalah Berilium-8 merupakan atom yang sangat tak stabil dan hanya mampu bertahan dalam waktu kurang dari 10-18detik atau hanya satu per milyar milyar detik, amat sangat singkat! Hampir tak mungkin Berilium-8sebelum peluruhannya dapat menangkap Helium-4 terdekat untuk berubah menjadi Karbon-12. Bahkan bila ini dapat terjadi pun, masih ada rintangan lain yang harus dihadapi.

Reaksi Triple Alpha yang diciptakan oleh Fred Hoyle

Fred Hoyle (19152001), astrofisikawan Inggris yang sangat kontroversial.Massa gabungan Helium-4 dengan Berilium-8 lebih besar daripada massa Karbon-12, jadi apabila kedua atom dapat bergabung sekalipun, akan ada kelebihan massa yang harus dibuang. Tentu saja kelebihan massa ini akan diubah menjadi energi melalui persamaanE = mc2, namun semakin besar perbedaan massanya maka waktu reaksinya akan semakin lama dan Berilium-8, yang waktu peluruhannya sangat cepat, tidak punya waktu untuk menunggu reaksi ini selesai. Karbon-12 harus terbentuk dengan segera karena usia Berilium-8 teramat sangat pendek.Karbon adalah unsur paling berlimpah di alam semesta setelah Hidrogen, Helium, dan Oksigen.George Gamowdan mahasiswa bimbingannya,Ralph Alpher, menemukan bahwa dalam waktu beberapa menit sesudahbig bangterjadi, alam semesta terdiri atas 75% Hidrogen dan 25% Helium, namun unsur-unsur yang lebih berat dari itu tidak tercipta karena alam semesta keburu mendingin sebelum terjadi reaksi fusi yang memungkinkan terjadinya pembentukan unsur-unsur berat. Namun kenyataannya, di Bumi ini kita menemukan unsur-unsur berat, mulai dari Hidrogen, Helium, Litium, hingga Uranium, Plutonium, dan seterusnya. Di Bumi kita, elemen-elemen berat seperti Silikon, Aluminium, Besi, adalah unsur-unsur paling berlimpah. Tubuh manusia mengandung 18.5% Karbon dan kita mengetahui Karbon adalah unsur yang selalu hadir dalam hampir segala bentuk kehidupan. Menjawab pertanyaan mengenai asal-usul unsur berat ini sama artinya dengan menjawab sebagian pertanyaan mengenai asal-usul kehidupan, sebuah pertanyaan yang terus-menerus ditanyakan peradaban manusia.Untuk menjelaskan pembentukan unsur-unsur berat di alam semesta inilah,Fred Hoyle, astrofisikawan Inggris, menciptakan reaksi Triple-Alpha. Ia menemukan bahwa satu-satunya cara untuk menciptakan Karbon adalah melalui reaksi nuklir di alam inti bintang yang luar biasa panas dan penuh dengan Helium. Namun reaksi ini pun, bila dapat terjadi, amat bermasalah. Pertama, Berilium-8 teramat tidak stabil dan tak dapat bertahan lama. Kedua, perubahan Helium dan Berilium menjadi Karbon membutuhkan waktu yang cukup signifikan karena adanya perbedaan massa yang besar. Nampaknya tidak ada solusi atas situasi ini, namun Hoyle mampu menyelesaikannya dengan brilian. Proses olah pikir Hoyle dalam menjawab masalah ini akan menjadi topik berikutnya.http://langitselatan.com/2010/10/19/begini-cara-kerja-bintang-bagian-3-reaksi-nuklir-di-dalam-bintang/