assalamualaikum

selamat datang di blog kami semoga apa yang kami sajikan bisa bermanfaat bagi kita semua amin

Senin, 18 Juli 2011

evolusi bintang

Evolusi Bintang
Bintang dikenal sebagai objek langit yang tampak di malam hari. Sebuah cahaya titik yang berkerlap-kerlip, dan terkadang bila diperhatikan dengan seksama, warnanya berubah-ubah dari putih ke biru atau merah dan sebaliknya. Sebenarnya bintang merupakan bola gas yang terbentuk karena gaya gravitasinya sendiri. Cahaya bintang berasal dari hasil reaksi fusi nuklir di mana hidrogen digabungkan untuk menghasilkan helium, gelombang eletromagnetik, dan energi. Bintang memancarkan energinya relatif konstan/stabil setiap saat. Jadi, perubahan yang terjadi tidak berasal dari bintang itu sendiri. Lalu, bagaimana bintang bisa tampak berkedip?
Penyebab utamanya adalah karena bumi memiliki atmosfer dengan temperatur yang berbeda-beda, menyebabkan lapisan-lapisan udara tersebut bergerak-gerak sehingga menimbulkan turbulensi. Turbulensi ini bentuknya sama seperti ombak atau gelombang di laut dan kolam renang.
Analogi sebuah koin yang terletak diam di dasar kolam renang akan tampak bergerak-gerak jika kita lihat dari atas permukaan air. Gerak semu ini terjadi karena adanya refraksi/pembiasan. Hal yang sama terjadi pada cahaya bintang yang melewati atmosfer bumi. Ketika memasuki atmosfer bumi, cahaya bintang akan dibelokkan oleh lapisan udara yang bergerak-gerak. Akibatnya posisi bintang akan berpindah-pindah. Tetapi karena perubahan posisinya sangat kecil untuk dideteksi mata, maka kita akan melihatnya sebagai kedipan.
Pada zaman dahulu, orang mengira semua objek di langit adalah bintang. Hingga mereka mulai mengamati dan menyadari bahwa ada beberapa objek langit yang memiliki perpindahan berbeda dengan yang lain, juga tidak berkedip. Dan diketahuilah bahwa benda tersebut planet, bukan bintang.
Benda bercahaya yang selalu tampak tidak berubah posisinya itu, oleh orang zaman dahulu dibentuk menjadi gambar-gambar visual khayalan yang kini dinamakan rasi bintang. Mereka mengkait-kaitkan bentuk rasi bintang dengan mitos-mitos dan kepercayaan yang dianut. Begitu banyak rasi bintang yang terbentuk dengan pandangan berbeda-beda tiap orang. Hingga akhirnya astronom menetapkan standar wilayah rasi bintang yang kini berjumlah 88 buah. Nama-nama rasi bintang sendiri kebanyakan diambil dari sejarah bangsa Romawi dan Yunani.
Bintang yang dapat dilihat oleh mata telanjang berjumlah kurang lebih 2860 bintang. Hingga pada massa Galilleo menemukan teleskop, ia mengarahkan teleskopnya ke pusat galaksi Bimasakti. Dari hasil pengamatan, didapat hasil bahwa ternyata terdapat lebih banyak bintang lagi di langit yang tak kasat mata. Seiring dengan berjalannya waktu dan perkembangan instrumentasi astronomi, diketahui bahwa bintang yang ada di langit tidak seluruhnya benar-benar bintang, melainkan terbagi-bagi lagi menjadi beberapa kategori. Ada nebula, awan gas debu yang merupakan cikal bakal bintang. Cluster, yang merupakan sekumpulan bintang. Bintang itu sendiri, yang terbagi menjadi dua kategori yaitu bintang tunggal dan multiple stars, dan Planetary nebula.

Evolusi Bintang
Bintang tidak berbeda jauh dengan manusia atau makhluk hidup yang ada di Bumi. Bintang dilahirkan, berkembang, dan pada akhirnya padam, tidak bersinar lagi. Bedanya, tentu saja bintang tidak berkembang biak. Nah, proses evolusi bintang ini, bila dibandingkan dengan usia manusia atau bahkan usia seluruh peradaban manusia, tentunya memakan waktu yang sangat lama hingga milyaran tahun. Contohnya Matahari dalam tata surya kita, yang tidak tampak berubah sejak zaman nenek moyang hingga saat ini.
Lalu bagaimana para astronom bisa mempelajari evolusi bintang, jika usia mereka tidak cukup untuk melihat perkembangan bintang yang sangat lama itu? Seorang anak kecil, tidak perlu menunggu hingga usianya 80 tahun hingga ia bisa melihat pertumbuhan seorang manusia. Ia bisa melihat dari sekitarnya, bagaimana ‘rupa’ seorang remaja, dewasa, atau bahkan nenek dan kakek sekalipun. Begitu pula dengan astronom, mereka dapat meneliti bintang-bintang di langit sana terdiri dari berbagai macam usia dan tahap evolusi.

Materi Antar Bintang

Berdasarkan hasil pengamatan, luar angkasa diantara bintang-bintang ternyata tidak benar-benar kosong, namun terdapat materi berupa gas dan debu yang disebut materi antar bintang. Di beberapa tempat materi antar bintang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yang disebut Nebula, contohnya Nebula Orion. Kerapatan awan bintang sangatlah kecil bila dibandingkan dengan udara di sekeliling kita. Walaupun demikian, awan bintang memiliki volume yang sangat besar, sehingga cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang.
Lalu bagaimana awan antar bintang (Nebula) itu bisa membentuk bintang? Gaya gravitasi memegang peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Jika terjadi suatu peristiwa hebat, misalnya ledakan bintang, di suatu tempat sekelompok materi antar bintang akan menjadi lebih mampat daripada sekitarnya. Bagian luar awan ini akan tertarik oleh gaya gravitasi materi di bagian dalam. Akibatnya, awan akan mengerut dan semakin mampat. Peristiwa ini disebut kondensasi.
Tetapi, tidak semua awan yang berkondensasi itu akan menjadi bintang. Akibat kondensasi tekanan di dalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan. Bila tekanan melebihi gaya gravitasi, awan akan tercerai kembali dan proses terbentuknya bintang tidak akan terjadi.
Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar. Riwayat gumpalan awan induk akan terjadi lagi di dalam gumpalan awan yang lebih kecil. Demikian seterusnya. Peristiwa ini disebut fragmentasi. Awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan yang mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya, suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan-awan tersebut akan memijar dan menjadi ‘embrio’ bintang yang disebut protostar. Jadi, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri namun berasal dari suatu kondensasi besar, bintang terbentuk dalam kelompok. Hal ini didukung oleh pengamatan. Dalam galaksi kita pun terdapat banyak gugus bintang.

Protostar
Suatu protostar yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya sendiri. Materi dalam protostar sebagian besar adalah hidrogen dengan kerapatan seragam pada awalnya. Evolusi protostar ditandai dengan keruntuhan yang sangat cepat.
Laju evolusi pada tahap ini, temperatur di pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Pada saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan pun berhenti. Ia menjadi bintang di deret utama. Namun bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tidak akan cukup tinggi untuk berlangsungnya reaksi pembakaran hidrogen. Bintang akhirnya mendingin dan menjadi bintang katai gelap tanpa adanya reaksi ini yang berarti.

Evolusi Lanjut
Selanjutnya bintang mencapai deret utama berumur nol (zero age main-sequence, ZAMS). Komposisi bintang tersebut masih homogen, mencerminkan komposisi awan antar bintang yang membentuknya. Energi yang dipancarkan bintang terutama berasal dari reaksi inti yang berlangsung di pusat bintang. Yaitu reaksi fusi yang merubah hidrogen menjadi helium, dengan perlahan terjadi perubahan komposisi di pusat bintang, hidrogen berkurang dan helium bertambah. Akibatnya struktur bintang pun berubah, bintang makin terang, jari-jari bertambah besar, tempertur efektif berkurang.
Ada perbedaan proses evolusi bintang tergantung dari massa bintang tersebut. Pada bintang bermassa besar, terjadi reaksi daur karbon yang terkonsentrasi ke pusat, disebut pusat konveksi. Pada bintang tipe ini, di bagian selubungnya tidak terjadi reaksi inti. Karena itu, komposisi selubung masih sama dengan komposisi awal. Lain halnya dengan bintang bermassa rendah yang membangkitkan energinya tidak terkonsentrasi di pusat. Konveksi justru terjadi di selubung.
Akibat reaksi pembakaran hidrogen, jumlah helium di pusat bintang bertambah. Timbunan helium di pusat bintang itu mengakibatkan terjadinya pengerutan gravitasi secara perlahan. Bila massa pusat helium ini mencapai 10 % hingga 20% massa bintang, pusat helium tidak lagi mengerut dengan perlahan namun runtuh dengan cepat. Saat itu struktur bintang berubah, bagian luar bintang akan memuai dengan cepat, bintang berubah menjado bintang raksasa merah. Saat itu, bintang mempunyai 2 sumber energi yaitu pembakaran hidrogen di kulit yang melingkupi pusat helium, dan pembakaran helium di pusat bintang.
Evolusi tahap akhir suatu bintang masih belum pasti. Namun dari beberapa perhitungan didapat bahwa unsur kimia yang lebih berat dari karbon terbentuk di pusat bintang. Inti helium, berubah menjadi karbon, selanjutnya membentuk oksigen. Hal ini menyebabkan temperatur pusat meningkat, dan saat mencapai 600 derajat, inti karbon akan berinteraksi membentuk magnesium, neon, dan natrium. Demikian seterusnya akan terjadi pembakaran unsur kimia dalam bintang. Hingga akhirnya akan terbentuk inti besi. Besi merupakan inti yang paling mantap dan tidak akan bereaksi membentuk inti yang lebih berat. Selanjutnya, akan terjadi keruntuhan gravitasi pusat besi yang menyebabkan Supernova.

Supernova
Tidak semua bintang mengakhiri hidupnya dengan meledak menjadi Supernova, yaitu hanya terjadi pada bintang yang massanya 8 kali massa matahari atau lebih massif dari Matahari. Nah, supernova akan terjadi ketika bintang tersebut tidak lagi memiliki cukup bahan bakar untuk proses fusi di inti bintang. Menciptakan tekanan keluar sehingga memicu terjadinya dorongan gravitasi kedalam massa bintang yang besar.
Saat ledakan terjadi, bintang akan melepaskan sejumlah besar energi dan memuntahkan elemen berat seperti kalisum dan besi ke ruang antar bintang. Materi yang dilepaskan ini kemudian menjadi benih yang mengisi awan debu dan gas dimana bintang dan planet baru akan dilahirkan. Dan siklus terbentuknya bintang dimulai dari awal.

Sisa Kematian Bintang
Materi yang dilepaskan bintang pada saat terjadinya Supernova akan menjadi benih bintang baru. Lalu bagaimana nasib bintang yang mati? Untuk bintang bermassa sedang, ia akan berubah menjadi bintang katai putih. Untuk bintang bermassa besar yang setelah meledak massanya 1.4 – 3 kali massa Matahari akan berubah menjadi bintang neutron. Sedangkan yang lebih besar dari 3 kali massa Matahari akan berubah menjadi black hole.

Stellar Evolution

Bintang dan Diagram Hertzsprung-Russell

Bintang dianggap bola besar-besaran hidrogen yang memancarkan panas dan cahaya sebagai akibat dari fusi nuklir hidrogen menjadi helium. Mereka dapat dianalisis dengan spektroskopi - Helium elemen yang pertama kali diidentifikasi oleh analisis spectrographic Matahari. Klasifikasi bintang spectrographic digunakan untuk hari ini didasarkan pada bahwa dirancang oleh Annie Jump Cannon (1863-1941); itu tergantung pada warna dari bintang yang, pada gilirannya, tergantung pada suhu permukaannya. Cannon diklasifikasikan lebih dari 450.000 bintang dengan cara ini. Setiap jenis spektral diberikan surat:
Surat

Permukaan 
Suhu
 
(K)

Warna

Karakteristik spektral
W

> 40.000

Putih atau kebiru-biruan

Banyak garis-garis emisi
O

30,000

Putih atau kebiru-biruan

Emisi dan garis penyerapan
B

20,000

Kebiru-biruan

Dia dan H yang dominan
Sebuah

10,000

Putih

H dominan
F

7,000

Kekuning-kuningan

Ca dominan
G

6,000

Kuning

Banyak logam hadir
K

4,000

Jeruk

Sangat kuat logam baris
M

3,000

Oranye kemerahan

Rumit karena kehadiran molekul
R

2,600

Merah

C dominan
N

2,500

Merah

C dominan
S

2,600

Merah

Zio dan TiO dominan
R dan N adalah sering sekarang dikombinasikan untuk memberikan satu kelas, C. 
Kelas W, R, N dan S sangat langka.

Pada awal abad ke-20 karya para astronom Ejnar Hertzsprung dan Henry Norris Russell menyebabkan pembangunan dari apa yang sekarang dikenal sebagai Hertzsprung-Russel (HR) Diagram, di mana luminositas mutlak bintang diplot terhadap suhu permukaannya (atau jenis spektral ).


Kebanyakan bintang jatuh pada pita sempit yang dikenal sebagai Sequence Utama (NB - ini bukan urutan evolusi Sebuah urutan evolusi tipikal ditunjukkan oleh kurva merah!).
Bintang massa yang berkisar dari sekitar 0,08-100 massa matahari (1 massa matahari = massa Matahari), namun sebagian besar memiliki massa yang sama dengan atau kurang dari dari Matahari. Misa parutan dari 10 massa matahari jarang. Namun, kisaran kepadatan sangat besar. Raksasa Merah, seperti Betelgeuse, kurang padat dari udara yang kita hirup, sedangkan ukuran gula-benjolan bahan kerdil putih akan, di Bumi, beratnya lebih dari 1 ton.

Stellar Evolution

Bintang mulai dengan kondensasi keluar dari nebula materi. Seperti runtuh di bawah gaya gravitasi menjadi lebih panas. Jika massa awal antara sekitar 0,1 dan 1,4 massa matahari, suhu inti akan meningkat menjadi sekitar 10.000.000 K dan reaksi nuklir akan mulai, mengkonversi H Dia. Bintang menjadi bintang deret utama. Akhirnya H akan habis dan gravitasi menyebabkan penyusutan lebih lanjut; reaksi lebih terjadi dan elemen berat terbentuk. Ini terakumulasi dalam inti, yang runtuh sebagai lapisan luar memperluas - bintang daun urutan utama dan menjadi raksasa. Suhu inti dapat meningkat dan lapisan luar mungkin terlempar ke angkasa sebagai planetary nebula. Reaksi nuklir akhirnya berhenti dan semua yang tersisa dari bintang asli, yaitu inti, adalah inert - sebuah White Dwarf telah terbentuk.

Pulsar

Jika massa awal antara sekitar 1,4 dan 8 kali massa matahari, segala sesuatu terjadi lebih cepat. Bila tahap pembentukan elemen berat tercapai, suhu inti meningkat menjadi sekitar 3,000,000,000 K. Inti sekarang terbuat dari besi, yang tidak akan bereaksi. Sebagai reaksi berhenti, inti implodes; ini diikuti oleh ledakan rebound: Supernova sebuah. Sebagian besar materi yang dilemparkan ke angkasa, meninggalkan awan memperluas gas di pusat yang kecil (beberapa km diameter), super-padat (sekitar 1.000.000.000.000.000 ton per cm3) obyek terbuat dari neutron. Ini bintang neutron berputar sangat cepat, sering kali banyak detik. Ini memiliki medan magnet yang sangat kuat yang memberikan arah ke pulsa radio yang dipancarkan oleh bintang, bukan seperti mercusuar. Pulsar pertama (sumber radio yang berdenyut) ditemukan pada tahun 1967 oleh Jocelyn Bell. Pulsar di Nebula Kepiting, M1, dalam Taurus adalah sisa dari supernova dari AD1054 yang, untuk sementara, begitu terang seperti yang akan terlihat di langit siang hari. Pulsar secara bertahap melambat dan menjadi dingin dan mati.

Lubang hitam dan Benda

Jika massa awal melebihi sekitar 8 massa matahari, ledakan tersebut tidak mengakibatkan supernova, namun bintang terus runtuh, menjadi padat dan padat. Seperti tidak demikian, escape velocity meningkat hingga mencapai kecepatan cahaya (300.000 km s-1). Pada tahap ini apa-apa, bahkan cahaya, dapat melarikan diri - lubang hitam telah terbentuk. Beberapa sumber derau radio tampaknya tidak berhubungan dengan setiap bintang atau galaksi optik. Pada tahun 1963 Cyril Bahaya mengidentifikasi lokasi sumber radio yang dikenal sebagai 3C 273 (No 273 dalam katalog Cambridge 3) ketika occulted oleh Bulan. Ini diidentifikasi dengan benda seperti bintang dengan pergeseran merah besar (lihat nanti), menunjukkan bahwa itu dari jarak jauh. Penelitian yang lebih mutakhir telah mengkonfirmasikan bahwa quasar (kuasi-bintang objek, QSO ini) terletak di jantung galaksi yang mereka terlalu redup untuk dilihat. Quasar paling tidak sumber radio. Quasar dianggap urutan ukuran dari sistem keluar surya, tapi memancarkan lebih dari 1000 kali energi sebanyak seluruh galaksi kita. Penjelasan saat ini adalah bahwa mereka hasil dari sebuah lubang hitam supermasif yang mengkonsumsi materi dari galaksi sekitarnya pada laju sekitar 1 massa matahari per tahun.

Bintang Biner

Banyak bintang ada di beberapa (biasanya biner) sistem di mana bintang-bintang mengorbit satu sama lain sesuai dengan Hukum Kepler. Mereka penting dalam astrofisika karena analisis orbit mereka adalah satu-satunya cara untuk secara langsung menentukan massa bintang.

Novae

Ketika kurcaci putih dan bentuk raksasa merah sistem biner, bahan mengalir dari raksasa merah ke katai putih, membentuk sebuah cakram akresi di sekitarnya. Ketika materi yang cukup telah dibangun, itu mengalami fusi nuklir dan ledakan ledakan terjadi, di mana bintang flare muncul terang. Proses ini kemudian mengulangi (misalnya T Coronae Borealis pergi nova pada 1866 dan 1946). (Untuk novae kurcaci, lihat di bawah variabel dahsyat )

Tidak ada komentar:

Posting Komentar