BUMI DAN ANTARIKSA

Akhir riwayat bintangBy

Zumbratal(RSA1C312009)

Akhir Riwayat Bintang

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

Deret Utama

Cabang Horizontal

Helium Flash

Cabang Raksasa Merah

Log

L/L

log Te

Bintang bermassa kecil seperti Matahari akan mengalami kilatan heli-um.

Setelah terjadi kilatan helium, kedudukan bintang di diagram HR akan menyeberang ke cabang horisontal. Kedudukan bintang yang tepat di cabang horisontal

bergantung pada massa dan komposisi kimia bintang.

Makin kecil massa bintang dan makin sedikit unsur beratnya makin biru warnanya. Setelah helium di pusat bintang habis,

terbentuklah pusat karbon-oksigen di dalam bintang.

Suatu bintang bermassa kecil yang di dalamnya berlangsung reaksi “pembakaran” hidrogen dan helium di sekitar pusat karbon-oksigen, akan goyah kemantapannya.

Bintang akan berdenyut dengan denyutan yang makin kuat sehingga terjadi pelontaran massa oleh bintang.

Bintang akan melontarkan materi bagian luarnya sehingga tersingkap pusatnya yang panas Planetary Nebula.

Planetary nebula tampak sebagai bintang panas yang dikelilingi oleh cincin gas.

Pengamatan pada planetary nebula menunjukkan bahwa cincin gas itu mengembang dan pusatnya mengerut.

Bintang pusat yang mengerut tersebut pada akhirnya akan menjadi bintang katai putih (White Dwarf).

Planetary Nebula Cincin (Ring Nebula – M57) yang diabadikan oleh teleskop luar angkasa Hubble. Planetary nebula ini berjarak 2000 tahun cahaya.

Bintang yang massanya terlalu kecil ( 0,5 M) tidak akan mampu melangsungkan reaksi “pembakaran” helium.

Evolusi awalnya sama seperti bintang yang massanya lebih besar. Bintang membentuk pusat helium yang terdegenerasi, tetapi kilatan helium tidak terjadi karena temperatur pusatnya kurang tinggi.

Setelah “membakar” hidrogennya, bintang mengerut menjadi bintang katai putih (White Dwarf).

Bintang dengan massa kecil ini sangat lambat evolusinya Diperlukan waktu melebihi umur alam semesta sekarang untuk menjadi bintang katai putih.

Pada umumnya, bintang bermassa < 6 M akan berevolusi menjadi bintang katai putih setelah melontarkan sebagian massanya.

Setelah sumber energi di dalam bintang habis, bintang katai putih selanjutnya menjadi bintang katai gelap.

Untuk bintang bermassa sedang (6 ~ 10 M), akibat reaksi “pembakaran” helium, karbon akan tertimbun di pusat bintang Pusat karbon.

Pusat karbon akan mengerut hingga rapat massa dan temperatur di pusat bintang makin tinggi.

Pada temperatur yang cukup tinggi untuk berlangsungnya “pembakaran karbon”, materi di pusat sudah sangat terdegenerasi.

Reaksi pembakaran karbon dalam keadaan terdegenerasi bersifat eksplosif sehingga bintang akan meledak Supernova.

VIDEO SUPERNOVA

Untuk bintang bermassa besar (> 10 M), reaksi pembakaran karbon sudah berlangsung sebelum materi di pusat bintang terdegenerasi.

Reaksi pembakaran karbon berlangsung dengan mantap (tidak eksplosif) demikian juga reaksi-reaksi berikutnya.

Sebagai akibatnya di dalam bintang akan terbentuk aneka inti berat dan pada akhirnya terbentuk inti besi di pusat bintang.

Inti besi tidak akan bereaksi membentuk unsur yang lebih berat.

Sebaliknya pada temperatur dan tekanan yang sangat tinggi, inti besi akan terurai kembali menjadi inti helium.

Sebagai akibatnya di dalam bintang akan terbentuk aneka inti berat dan pada akhirnya terbentuk inti besi di pusat bintang.

Inti besi tidak akan bereaksi membentuk unsur yang lebih berat.

Sebaliknya pada temperatur dan tekanan yang sangat tinggi, inti besi akan terurai kembali menjadi inti helium.

Terurainya inti besi menjadi helium akan menyerap energi. Akibatnya tekanan di pusat bintang mendadak turun hingga pusat bintang runtuh dengan dahsyat karena terhimpit beban yang berat.

Keruntuhan pusat bintang membawa lapisan luar yang masih kaya akan “bahan bakar” berupa unsur-unsur yang lebih ringan ke tempat yang temperaturnya tinggi Terjadi reaksi nuklir dengan laju yang sangat tinggi.

Proses reaksi nuklir yang dalam keadaan normal berlangsung ribuan atau jutaan tahun dipercepat hanya dalam beberapa detik!

Terjadi ledakan nuklir yang sangat dahsyat. Pusat bintang akan runtuh menjadi benda yang sangat mampat sedangkan bagian luarnya terlontar dengan kelajuan puluhan ribu kilometer per detik!

Supernova 1987A yang diamati oleh teleskop luar

angkasa Hubble

Eta Carinae yang berjarak lebih dari 8000 tahun cahaya dengan diameter 10 milyar kilometer (hampir sama dengan diameter Tata Surya). Eta Carinae merupakan sisa-sisa ledakan supernova.

Pusat bintang yang runtuh tersebut menjadi sangat mampat Elektron di pusat bintang akan terhimpit sehingga makin dekat dengan inti.

o Banyak elektron menembus inti.

o Elektron yang menembus inti menyatu dengan proton membentuk netron.

o Terbentuk gas yang kaya dengan netron.

o Apabila rapat massa gas mencapai 1015 gram per cm3 (satu milyar ton per cm3), hampir seluruh materi berupa netron.

o Pada keadaan yang sangat mampat ini, gas netron terdegenerasi.

Netron terdegenerasi memberikan tekanan balik yang menghentikan pengerutan.

Bintang akan mantap dengan radius sekitar 10 km saja, namun dengan massa menyerupai Matahari yang radiusnya 700.000 km Bintang netron.

Bintang netron (anak panah)

yang diabadikan oleh teleskop luar angkasa Hubble.

Teori bahwa bintang neutron terbentuk dari supernova sudah diajukan pada tahun 1934 oleh Baade dan Zwicky.

Perhitungan teori mengenai struktur bintang netron telah dilakukan oleh Oppenheimer dan Volkoff pada tahun 1939.

Bintang netron baru ditemukan pada tahun 1967 oleh seorang mahasiswi yang bernama Jocelyn Bell.

Bintang netron yang ditemukan Bell merupakan bintang netron yang berotasi cepat yang disebut dengan Pulsar (pulsating radio source).

Pulsar memancarkan gelombang radio dari kutub magnetnya pada arah tertentu Tampak seperti berdenyut (efek sirine).

Bintang yang mengalami keruntuhan gravitasi, medan magnetnya ikut terjerat oleh materi yang termampatkan Kekuatannya menjadi berlipat ganda.

o Pulsar memancarkan energi dalam bentuk pancaran dwikutub magnet (magnetic dipole radiation) dan pancaran partikel relativistik. Dalam hal ini energi yang dipancarkannya perdetik adalah:

dEdt

= ω4

sin2θ

B2 R6

6 c3

Kehilangan energi

B = medan magnet di kutub magnet

R = radius

ω = kecepatan sudut rotasi

c = kelajuan cahaya dalam vakum

θ = sudut antara sumbu rotasi dan sumbu magnet