Hikayat Ilmiah Benda Langit: Bintang dan Proses Pembentukan dan Kematian Bintang



bagaimana terbentuknya bintang? momang-yusuf's blog
Pandanglah langit yang cerah di malam hari dan kita akan menyaksikan bintang-bintang yang berkedip di kejauhan. Betapa pemandangan yang indah. Apa sesungguhnya bintang-bintang itu? Bagaimana bintang-bintang itu terbentuk?

Bintang dan sifat-sifatnya


Bintang merupakan gumpalan gas panas berbentuk bola yang berpijar, massif, umumnya terbentuk dari unsur-unsur hidrogen dan helium. Beberapa bintang jaraknya relatif dekat (dalam skala ukuran astronomi). Jarak 30 bintang terdekat adalah sekitar 40 parsec (parsec adalah ukuran jarak yang dipakai dalam astronomi, besarnya 3,3 tahun cahaya, atau 19,8 triliun mil, atau 33 triliun kilometer). Beberapa lainnya jaraknya sangat jauh, jauh sekali. Astronom dapat mengukur bintang-bintang ini dengan menggunakan metode yang disebut metode paralaks. Pada metode ini, perubahan posisi bintang di langit diukur pada waktu-waktu yang berbeda dalam setahun. Beberapa bintang tampak menyepi sendiri di langit, sementara beberapa bintang yang lain memiliki pasangan (biasa disebut bintang biner) dan beberapa lainnya lagi merupakan bagian dari sebuah kluster yang mengandung jutaan bintang.

Tidak semua bintang-bintang ini sama. Bintang-bintang memiliki ukuran, kecerahan, temperatur, dan warna yang berbeda-beda. Mari kita melihat lebih jauh tentang sifat-sifat bintang ini.

Berbagai karakteristik bintang yang dapat diukur dengan menganalisa cahaya yang dipancarkan oleh bintang tersebut adalah sebagai berikut:
  • Temperatur bintang
  • Spektrum atau panjang gelombang cahaya yang dipancarkannya
  • Kecerahannya
  • Luminositasnya (berkaitan dengan terang-redupnya sebuah bintang)
  • Ukurannya (jari-jari)
  • Massanya
  • Pergerakannya (apakah menjauhi atau mendekati kita, apakah berputar atau diam di tempatnya)

Temperatur dan Spektrum Bintang


Sejumlah bintang memiliki temperatur yang luar biasa panas, dan beberapa yang lainnya dingin. Kita memperoleh informasi tentang temperatur bintang ini melalui warna cahaya yang dipancarkannya. Jika kita memperhatikan arang batu bara yang menyala pada sebuah tungku batu bara, kita tahu bahwa arang yang menyala merah temperaturnya lebih rendah dibandingkan dengan arang yang menyala putih. Hal yang sama juga berlaku untuk bintang. Sebuah bintang biru atau bintang putih akan lebih panas dibandingkan sebuah bintang kuning, dan bintang kuning ini lebih panas dibandingkan dengan bintang merah. Sehingga, jika Anda dapat mengetahui warna atau panjang gelombang terkuat dari cahaya yang dipancarkan oleh sebuah bintang, maka Anda akan dapat menghitung berapa temperatur dari bintang tersebut. Untuk menghitungnya digunakan rumus yang dalam fisika disebut rumus pergeseran Wien,

Temperatur (dalam satuan Kelvin) = 2,89 x 106 dibagi dengan panjang gelombang terkuat yang dinyatakan dalam satuan nanometer.

Spektrum sebuah bintang juga memberitahukan kepada kita tentang unsur-unsur kimiawi yang terkandung dalam bintang karena setiap unsur yang berbeda (misalnya hidrogen, helium, karbon, kalsium) akan menyerap cahaya yang memiliki panjang gelombang yang berbeda-beda.

Kecerahan, Luminositas, dan Jejari Bintang


Ketika kita memandang ke atas langit, kita dapat melihat ada beberapa bintang yang bersinar lebih terang dibandingkan bintang yang lain seperti yang ditunjukkan dalam gambar rasi bintang orion ini.

rasi bintang orion
Ada dua faktor yang menentukan kecerahan sebuah bintang:
  • Luminositas, yaitu ukuran yang menyatakan berapa banyak energi yang dipancarkan untuk suatu waktu tertentu (berkaitan dengan terang-redupnya sebuah bintang).
  • Jarak, seberapa jauh bintang tersebut dari kita.

Cahaya sebuah lampu sorot akan memancarkan cahaya yang lebih banyak dibandingkan dengan sebuah lampu senter. Dengan kata lain, lampu sorot memiliki luminositas yang lebih tinggi. Jika jarak lampu sorot adalah 5 mil dari kita, maka kecerahan lampu sorot itu tidak akan seperti kecerahan sebenarnya yang dimilikinya karena intensitas cahaya akan berkurang dengan kuadrat jaraknya. Sebuah lampu sorot yang jaraknya 5 mil dari Anda kemungkinan akan memiliki kecerahan yang sama dengan kecerahan lampu senter yang jaraknya 6 inci dari Anda. Hal seperti ini juga berlaku untuk bintang.

Astronom (baik yang profesional maupun yang masih amatiran) dapat mengukur kecerahan sebuah bintang (yaitu jumlah cahaya yang dipancarkannya) dengan menggunakan sebuah fotometer atau alat yang disebut charge-coupled device (CCD) yang ditempatkan di ujung teleskop. Jika kita dapat mengetahui kecerahan bintang dan jarak bintang tersebut, maka kita dapat menghitung luminositas bintang tersebut dengan rumus

Luminositas = kecerahan x 12,57 x (jarak)2

Ads by Google
Luminositas juga berkaitan dengan ukuran bintang. Semakin besar sebuah bintang, semakin banyak energi yang dipancarkan dan akan semakin besar luminositasnya. Hal ini dapat juga kita lihat pada tungku batu bara. Tiga briket batu bara yang berpijar merah akan memancarkan energi yang lebih besar dibandingkan dengan hanya satu briket batu bara yang berpijar merah pada temperatur yang sama. Serupa dengan itu, jika dua buah bintang memiliki temperatur yang sama tetapi ukurannya berbeda, maka bintang yang lebih besar akan lebih terang dibandingkan dengan bintang yang lebih kecil. Hubungan antara kecemerlangan cahaya bintang dengan ukurannya (jari-jarinya) dan temperaturnya diberikan oleh rumus hukum Stefan-Boltzmann

Luminositas = (7,125 x 10-7) (jari-jari)2 (temperatur)4

Luminositas dinyatakan dalam satuan watt, jari-jari dinyatakan dalam satuan meter, dan temperatur dinyatakan dalam satuan Kelvin.

Massa dan pergerakan bintang


Pada tahun 1924, seorang astronom bernama A. S. Eddington menunjukkan bahwa luminositas dan massa sebuah bintang saling berhubungan satu sama lain. Semakin besar sebuah bintang, maka akan semakin tinggi luminositasnya. Luminositas ini memenuhi rumus

Luminositas = (massa)3

Bintang-bintang yang tampak di sekitar kita, bergerak relatif terhadap sistem tata surya. Ada yang bergerak menjauhi kita dan ada pula yang bergerak mendekat ke arah kita. Pergerakan bintang ini memengaruhi panjang gelombang cahaya yang kita terima dari bintang-bintang tersebut, seperti halnya suara sirene mobil pemadam yang bernada tinggi akan semakin mengecil begitu mobil tersebut melewati kita. Kita mengenali fenomena ini sebagai efek Doppler. Dengan mengukur spektrum bintang dan membandingkannya dengan spektrum sebuah lampu standar, maka kita dapat menentukan besarnya pergeseran Doppler spektrum tersebut. Besar pergeseran Doppler ini menunjukkan kepada kita seberapa cepat sebuah bintang bergerak relatif terhadap kita. Di samping itu, arah pergeseran Doppler dapat memberi tahu kita tentang arah pergeseran bintang. Jika spektrum sebuah bintang bergeser ke ujung warna biru spektrum, maka bintang bergerak ke arah kita, jika spektrumnya bergeser ke arah ujung warna merah spektrum, maka bintang tersebut bergerak menjauhi kita. Dengan cara yang sama, jika sebuah bintang berputar pada sumbunya, pergeseran Doppler spektrumnya dapat digunakan untuk mengukur laju putaran tersebut.

Nah, Anda telah mengetahui bahwa betapa banyak yang dapat kita ketahui tentang sebuah bintang berdasarkan cahaya yang dipancarkan oleh bintang tersebut. Apalagi, astronom amatir dewasa ini dapat menggunakan peralatan semacam teleskop, CCD, dan spektroskop yang tersedia secara komersial dengan harga yang relatif murah. Oleh karena itu, kita dapat melakukan pengukuran yang sama dengan pengukuran dan penelitian angkasa yang sering dilakukan oleh para peneliti profesional.

Pengelompokan Bintang Berdasarkan Kesamaan Karakteristiknya

Pada awal tahun 1900-an, dua orang astronom, Annie Jump Cannon dan Cecilia Payne, menggolongkan spektra bintang berdasarkan temperatur yang dimilikinya. Cannon sebenarnya yang melakukan penggolongan tersebut, dan Payne kemudian yang menjelaskan bahwa golongan atau kelas spektra bintang ditentukan oleh temperaturnya. Tabel berikut ini menunjukkan penggolongan kelas spektra bintang.

Kelas Spektra Bintang

Kelas SpektraWarna BintangTemperatur rerata (K)Contoh bintang
O Biru-violet 30.000Mintaka (delta Orionis)
BBiru-white 20,000Rigel, Spica
A Putih 10,000Vega, Sirius
F Kuning-putih 8,000Canopus, procyon
G Kuning 6,000matahari, Capella
K Orange 4,000Arcturus, Aldebaran
M Merah-orange 3,000Antares, Betelgeuse

Pada tahun 1912, astronom Denmark, Ejnar Hertzsprung dan astronom Amerika Henry Norris Russell secara terpisah menggambarkan grafik luminositas terhadap temperatur untuk ribuan bintang dan menemukan adanya sebuah hubungan mengejutkan seperti yang terlihat dalam gambar berikut.

Gambar diagram Hertsprung-Russell


Diagram di atas disebut diagram Hertsprung-Russell atau diagram H-R yang mengungkapkan bahwa umumnya bintang yang terletak sepanjang sebuah kurva diagonal halus, yang disebut bagian utama memiliki temperatur yang panas, bintang bercahaya terletak di sebelah kiri atas dan memiliki temperatur yang dingin, bintang yang redup berada pada bagian kanan bawah kurva. Di luar bagian utama, terdapat bintang dingin yang terang terletak di bagian atas kanan, dan bintang yang dingin redup di bagian bawah kiri.

Jika kita menggunakan hubungan antara cahaya bintang dan jejari pada diagram H-R, kita akan temukan bahwa jejari bintang akan semakin bertambah jika kita bergerak dari kiri bawah ke kanan atas secara diagonal, seperti berikut:
  • Bintang sirius B = 0,01 jejari matahari
  • Spica = 10 jejari matahari
  • Rigel = 100 jejari matahari
  • Betelguese = 1000 jejari matahari
Jika kita menggunakan hubungan antara massa dan cahaya bintang terhadap diagram H-R, maka kita akan peroleh bahwa bintang-bintang yang berada sepanjang bagian utama akan mengalami perubahan massa dari bintang dengan massa paling besar (kira-kira 30 kali massa matahari) yang terletak di kiri atas hingga ke bintang dengan massa paling ringan (kira-kira 0,1 massa matahari) di bagian kanan bawah. Seperti tampak pada gambar diagram H-R, matahari kita adalah sebuah bintang dengan ukuran rata-rata.

Diagram H-R ini merangkum jenis-jenis bintang di alam semesta ini:

Kelompok bintang berdasarkan cahayanya
KelompokDeskripsiContoh bintang
IaTerang, sangat besar (Supergiant) Rigel, Betelgeuse
IbSangat besar (supergiant) Polaris (bintang utara), Antares
IITerang, besar (Giant) Mintaka (delta Orionis)
IIIBesar (Giant)Arcturus, Capella
IV Kecil (sub-giant)Altair, Achenrar (bintang bola langit selatan)
V Bintang bagian utama matahari, Sirius
Tidak masuk dalam kelompok di atas Bintang katai putih Sirius B, Procyon B

Bintang katai putih tidak masuk dalam kelompok bintang yang ada di atas karena spektra bintangnya berbeda dengan hampir semua spektra bintang lainnya. Diagram H-R ini juga sangat bermanfaat dalam memahami evolusi bintang dari kelahirannya sampai kematiannya.

Kelahiran sebuah bintang


proses awal pembentukan bintang
Seperti telah diungkapkan sebelumnya, bintang-bintang adalah sebuah bola gas yang besar. Bintang baru terbentuk dari gumpalan debu dan gas (umumnya berupa gas hidrogen) yang membesar dan bertemperatur dingin (dengan temperatur sekitar 10 derajat Kelvin) yang terletak di antara bintang-bintang dalam sebuah galaksi.

Proses kelahiran bintang kurang lebih sebagai berikut.

  1. Biasanya, beberapa gangguan gravitasi bekerja terhadap awan-awan berupa debu dan gas yang terdapat di antara bintang-bintang dalam sebuah galaksi. Gangguan gravitasi ini misalnya gravitasi dari bintang-bintang di dekatnya atau gelombang kejut dari ledakan supernova.
  2. Gangguan tersebut menyebabkan terbentuknya gumpalan di bagian dalam awan.
  3. Gumpalan tersebut runtuh ke arah dalam dan gravitasinya menyedot gas-gas ke arah dalam.
  4. Gumpalan yang runtuh ini kemudian mengalami tekanan dan memanas.
  5. Gumpalan ini kemudian mulai berputar dan berbentuk datar sehingga memiliki bentuk seperti cakram (disk)
  6. Cakram gumpalan ini berputar semakin cepat, menarik semakin banyak gas dan debu, dan menjadi semakin panas.
  7. Setelah kurang lebih jutaan tahun atau lebih, sebuah inti yang padat, kecil, dan panas (dengan temperatur kurang lebih 1500 derajat Kelvin) akan terbentuk di tengah cakram tersebut. Inti ini disebut protobintang.
  8. Sejumlah gas dan debu terus menerus terisap masuk ke inti cakram, dan memberi energi kepada protobintang tersebut sehingga menjadi lebih panas.
  9. Jika temperatur protobintang mencapai sekitar 7 juta derajat Kelvin, hidrogen mulai terurai membentuk helium dan melepaskan energi.
  10. Sejumlah materi terus jatuh ke dalam bintang muda ini selama jutaan tahun karena keruntuhan akibat gravitasi lebih besar dibandingkan dengan tekanan ke arah luar yang ditimbulkan oleh fusi nuklir. Oleh karena itu, temperatur internal protobintang semakin meningkat
  11. Jika sejumlah massa tertentu yang runtuh (terisap) ke dalam protobintang tercapai (kurang lebih 0,1 massa matahari atau lebih) dan temperaturnya cukup panas untuk dapat menopang proses fusi, maka protobintang akan melepaskan gas-gas secara masif dalam bentuk semburan yang disebut semburan dua kutub. Jika sejumlah massa tersebut tidak mencukupi, bintang tidak akan terbentuk, tetapi akan menjadi sebuah bintang katai cokelat.
  12. Semburan bipolar (dua kutub) yang terjadi akan membersihkan bintang muda dari gas-gas dan debu. Beberapa dari gas-gas dan debu ini dapat berkumpul membentuk planet-planet.

Bintang muda sekarang telah stabil dalam arti bahwa tekanan internal yang bersumber dari proses fusi hidrogen, yang cenderung akan mencerai-beraikan inti bintang, diimbangi oleh gaya tarik gravitasi ke arah dalam (pusat bintang). Bintang ini kemudian dapat masuk ke dalam golongan bagian utama diagram H-R, bergantung pada massanya.

Jika bintang telah stabil, maka bintang tersebut memiliki struktur yang sama dengan struktur matahari, yaitu terdiri atas:

  • Inti, tempat dimana reaksi fusi inti terjadi
  • Daerah radiatif, daerah dimana foton membawa energi menjauh dari inti
  • Daerah konvektif, daerah dimana arus konveksi terjadi dan membawa energi ke permukaan bintang.

Namun demikian, bagian dalam bintang ini bisa berbeda-beda bergantung pada lokasi lapisan-lapisannya. Bintang-bintang semacam matahari dan bintang lain yang kemasifannya lebih rendah dari matahari memiliki lapisan-lapisan yang urutannya seperti urutan yang sampaikan di atas. Bintang yang tingkat kemasifannya lebih besar beberapa kali dari matahari memiliki lapisan konvektif yang terletak jauh di dalam lapisan intinya dan lapisan radiatif berada lebih di atas. Sebaliknya, bintang yang kemasifannya berada di antara matahari dan bintang paling masif kemungkinan hanya memiliki sebuah lapisan radiatif.

Kehidupan bintang di bagian utama


Bintang yang terletak di bagian utama membakar hidrogen menjadi helium melalui proses fusi. Bintang yang besar cenderung memiliki temperatur inti yang lebih tinggi dibandingkan dengan bintang yang lebih kecil. Oleh karena itu, bintang-bintang yang besar akan membakar bahan bakar hidrogen lebih cepat dalam inti, sementara bintang-bintang yang ukurannya kecil akan membakar lebih lambat. Lama waktu yang diperlukan untuk berada pada bagian utama bergantung pada seberapa cepat bahan bakar hidrogennya digunakan. Oleh karena itu, bintang-bintang masif akan memiliki usia hidup di bagian utama yang lebih singkat (matahari akan membakar hidrogennya dalam waktu sekitar 10 miliar tahun). Apa yang terjadi begitu hidrogen yang terdapat pada inti bintang telah habis bergantung pada massa bintang tersebut.

Kematian sebuah bintang


Setelah beberapa miliar tahun sejak kelahirannya, sebuah bintang akan mati. Bagaimana bintang ini mati, bergantung pada jenis bintangnya.

Bintang yang mirip matahari


Pada saat inti bintang kehabisan bahan bakar hidrogen, maka bintang akan mengalami pengerutan karena gaya gravitasi yang tak terimbangi. Namun demikian, sejumlah fusi hidrogen akan tetap terjadi pada lapisan-lapisan atas. Pada saat inti berkontraksi, maka inti ini akan memanas dan pada gilirannya akan memanaskan lapisan yang ada di atasnya sehingga lapisan ini mengembang (memuai). Pada saat lapisan luar ini mengembang, jejari bintang akan bertambah besar dan bintang akan berubah menjadi bintang raksasa merah (red giant). Jejari bintang raksasa merah ini hampir mengenai orbit bumi. Pada beberapa titik setelah fase ini, inti akan menjadi cukup panas untuk menyebabkan helium melebur menjadi karbon. Saat helium habis diubah menjadi karbon, inti akan memuai dan mendingin. Lapisan di atasnya akan memuai dan melontarkan materi yang akan lama kelamaan akan terkumpul di sekitar bintang yang telah mati untuk membentuk sebuah nebula planet. Akhirnya, inti bintang akan mendingin dan menjadi sebuah bintang katai putih yang selanjutnya dapat berubah menjadi bintang katai hitam. Keseluruhan proses ini akan membutuhkan waktu sekitar beberapa miliar tahun.

Begitulah hikayat ilmiah bintang-bintang itu.

Penulis : Craig Freudenrich, Ph.D.
http://science.howstuffworks.com
Hikayat Ilmiah Benda Langit: Bintang dan Proses Pembentukan dan Kematian Bintang Hikayat Ilmiah Benda Langit: Bintang dan Proses Pembentukan dan Kematian Bintang Reviewed by Momang Yusuf on 4/12/2015 12:55:00 AM Rating: 5

2 komentar:

Diberdayakan oleh Blogger.