BAB I

PENDAHULUAN

A. LATAR BELAKANG

Bila kita menengadah ke langit, tampak seolah-olah bumi kita

dinaungi “atap” setengah bola yang disebut bola langit lainyya nampak

seolah-olah menempel pada bola langit itu. Tanpa menggunakan teleskop,

bintang yang dapat kita lihat berjumlah sekitar 5000. Semua bintang yang

dapat kita lihat dengan mata telanjang, termasuk matahari hanyalah sebagian

kecil bintang dalam galaksi kita. Jika kita merenungkan hal ini, akan timbul

banyak pertanyaan dalam benak kita kenapa bintang bersinar, dari mana asal

bintang, bagaimana proses terbentuknya bintang dan seperti apaakhir

kehidupan bintang itu.

Seperti manusia, bintang juga mengalami perubahan tahap

kehidupan. Sebutannya adalah evolusi. Mempelajari evolusi bintang sangat

penting bagi manusia, terutama karena kehidupan kita bergantung pada

matahari. Matahari sebagai bintang terdekat harus kita kenali sifat-sifatnya

lebih jauh.

B. RUMUSAN MASALAH

1. Bagaimanakah perilaku bintang apabila dijelaskan menggunakan konsep

hukum gas ideal ?

2. Bagaimanakah terjadinya bintang berdasarkan kajian terbentuknya

awan-awan yang runtuh akibat gaya gravitasi antar partikel penyusun

awan ?

3. Bagaimana bintang dapat bersinar sampai milyaran tahun lamanya ?

4. Bagaimanakah proses lahirnya bintang-bintang ?

5. Bagaimanakah bintang yang masif( bintang yang panas) memiliki umur

yang lebih pendek dibandingkan bintang yang dingin ?

C. TUJUAN

1. Mengetahui perilaku bintang apabila dijelaskan menggunakan konsep

hukum gas ideal.

2. Mengetahui terjadinya bintang berdasarkan kajian terbentuknya awan-

awan yang runtuh akibat gaya gravitasi antar partikel penyusun awan.

3. Mengetahui alasan bintang dapat bersinar sampai milyaran tahun

lamanya.

4. Mengetahui proses lahirnya bintang-bintang.

5. Mengetahui bintang yang masif( bintang yang panas) memiliki umur

yang lebih pendek dibandingkan bintang yang dingin.

BAB II

PEMBAHASAN

A. Perilaku Bintang dengan konsep Hukum Gas Ideal

Sinar matahari yang kita nikmati sekarang sama dengan sinar matahari

yang dinikmati nenek moyang kita di zaman dahulu, bahkan sama pula

dengan yang dinikmati dinosaurus puluhan juta tahun lalu. Dalam rentang

waktu jutaan tahun, matahari relatif stabil. Tentu timbul pertanyaan : kenapa

matahari bisa begitu stabil? Pertama-tama, mari kita coba hitung massa

matahari. Kita sekarang tahu bahwa jarak Bumi kita ke Matahari adalah 150

juta km, sementara waktu yang dibutuhkan Bumi untuk mengelilingi

Matahari adalah 1 tahun yaitu 365.25 hari. Anggap saja Bumi mengelilingi

matahari dalam orbit berbentuk lingkaran, sehingga kecepatan Bumi

mengelilingi matahari adalah 100 000 km/jam.

Matahari dan objek-objek yang mengitarinya menaati Hukum Gravitasi

Karena kita tahu bahwa gerakan Bumi berasal dari tarikan gravitasi

Matahari, maka dapat kita simpulkan dari Hukum Gravitasi bahwa gaya

gravitasi Matahari dihasilkan oleh massa sebesar 2 x 10^30 kg! Ini kira-kira

sama dengan 330 000 kali massa Bumi. Kenapa massa yang begitu besar ini

tidak runtuh ke pusatnya? Sebuah gedung tinggi punya massa besar dan tetap

berdiri karena ada pilar-pilar kerangka yang menopang seluruh massa

gedung. Namun bila pilar-pilar ini diledakkan oleh pakar peruntuh gedung,

seluruh bangunan akan runtuh secara bersamaan ke bawah, ke arah pusat

Bumi. Demikian pula dengan matahari, bila tidak ada “sesuatu” yang

menopang seluruh massa tersebut, maka matahari akan runtuh ke arah

pusatnya dalam waktu kurang dari setengah jam! Karena kita tidak pernah

melihat hal itu terjadi, berarti ada sesuatu yang menopang struktur matahari.

Kita anggap saja bahwa Matahari adalah sebuah bola gas yang

berpijar. Bila hal itu betul, kita dapat anggap gas di dalam matahari sebagai

sebuah gas ideal yang memancarkan radiasi elektromagnetik. Hukum Gas

ideal mengatakan bahwa gas yang dimampatkan akan menghasilkan tekanan

yang melawan pemampatan itu. Bila gas tersebut memancarkan radiasi

elektromagnetik, maka Matahari juga menghasilkan tekanan radiasi yang

arahnya ke luar permukaan matahari.

Lapisan yang lebih dalam mengalami tekanan gravitasi yang lebih

besar, oleh karena itu untuk mengimbanginya tekanan radiasi juga harus sama

besarnya.

Jadi pada prinsipnya, hanya dengan mengetahui “tampilan luar”

Matahari yaitu massa keseluruhannya dan jari-jarinya, kita dapat mengetahui

keadaan di dalam inti matahari, yaitu berapa kerapatan dan tekanannya. Ini

dapat kita lakukan dengan menggunakan hukum-hukum fisika yang berlaku

yaitu kesetimbangan antara gaya-gaya yang berlaku di matahari. Satu lagi

parameter yang dapat kita ukur adalah suhu atau temperatur di pusat

matahari. Untuk mengetahui ini kita harus membuat pengandaian bahwa gas

dalam matahari adalah gas ideal, yaitu gas khayal yang tidak memiliki gaya

antara molekul-molekulnya dan tumbukan antar atom bersifat elastik

sempurna. Pada kenyataannya gas yang ada di alam ini tidak bersifat seperti

gas ideal, namun semakin tinggi suhu gas tersebut, sifatnya semakin

mendekati gas ideal. Massa gas hidrogen dalam matahari adalah setengah dari

massa proton, dan kita akan memperoleh suhu pada inti Matahari adalah 15

juta Kelvin, ini adalah suhu yang teramat tinggi, bandingkan dengan suhu

pemukaan matahari yaitu “hanya” 5800 Kelvin. Karena jari-jari matahari

adalah 700 000 km, maka bila kita berjalan dari pusat Matahari hingga ke

permukaannya, suhu matahari turun 0.21 Kelvin setiap satu meter. 

Sifat-sifat gas ideal dinyatakan sebagai berikut.

1. Jumlah partikel gas sangat banyak, tetapi tidak ada gaya tarik menarik

(interaksi) antarpartikel.

2. Setiap partikel gas selalu bergerak dengan arah sembarang atau acak.

3. Ukuran partikel gas dapat diabaikan terhadap ukuran ruangan tempat

gas berada.

4. Setiap tumbukan yang terjadi antarpartikel gas dan antara partikel gas

dan dinding bersifat lenting sempurna.

5. Partikel gas terdistribusi merata di dalam ruangan.

6. Berlaku Hukum Newton tentang gerak.

Persamaan yang meghubungkan antara P, V dan T dinamakan sebagai

persamaan keadaan gas. Kita akan meninjau persamaan keadaan untuk gas

ideal. Robert Boyle menemukan bahwa:

PV = konstan pada temperatur konstan

Hukum ini berlaku hampir untuk semua gas dengan kerapatan rendah.

Jacques Charles dan Gay Lussac menemukan bahwa pada gas dengan

kerapatan rendah berlaku :

PV = CT

C adalah konstanta kesebandingan. T adalah suhu mutlak.

Satuan T adalah Kelvin, t suhu dalam satuan Celcius.

T = t + 273

C sebanding dengan jumlah gas, atau dapat kita tuliskan sebagai:

C = kN … (6)

k adalah konstanta yang baru, N adalah jumlah molekul gas. Persamaan (6)

sekarang dapat kita tuliskan menjadi:

PV = NkT

Konstanta k disebut konstanta Boltzmann. Secara eksperimen nilai k adalah:

k = 1,381 x 10-23 J/K

Persamaan keadaan untuk gas dengan kerapatan rendah menjadi:

PV = nNakT = nRT

R= kNa adalah konstanta gas umum, nilainya untuk semua gas adalah R =

8,314 J/mol. K = 0,08206 L.atm/mol.K

Untuk gas nyata, nilai PV/nT sangat mendekati konstan sampai pada

range tekanan yang besar. Gas ideal didefinisikan sebagai gas di mana PV/nT

bernilai konstan untuk seluruh keadaan. Jadi gas ideal memenuhi persamaan:

PV = nRT

Nilai nR pada Persamaan diatas adalah konstan sehingga kita bisa

menuliskan:

Pada keadaan standart volume gas apapun adalah 22,4 L.

http://budisma.web.id/materi/sma/fisika-kelas-xi/persamaan-umum-gas-ideal/

Dari penjelasan tentang gas ideal diatas kita dapat menyimpulkan

hubungan antara perilaku bintang dengan konsep hukum gas ideal, yaitu :

1. Dari persamaan : PV=nkT , dapat disimpulkan jika volume bertambah

maka tekanan yang ada didalam bintang berkurang sehingga

temperature bintang akan bertambah dan menyebabkan kerapatan

bintang akan semakin mengecil.

2. Jika volume berkurang maka bintang memiliki tekanan yang

bertambah besar dan temperature suhunya akan mengecil sehingga

kerapatan bintang menjadi bertambah.

3. Jika temperatur bertambah maka tekanan akan bertambah sehingga

kerapatan bintangnya akan mengecil.

4. Jika temperatur berkurang, maka tekanan akan berkurang sehingga

kerapatannya akan bertambah.

5. Jika temperaturnya sangat tinggi, tekanan rendah dan jarak antar

partikel sangat besar, maka bintang akan membesar karena volumenya

bertambah, lama kelamaan bintang akan hancur.

B. Terjadinya bintang berdasarkan kajian terbentuknya awan-awan yang

runtuh akibat gaya gravitasi antar partikel penyusun awan.

Bintang dilahirkan, berkembang, dan pada akhirnya padam, tidak

bersinar lagi. Proses evolusi bintang ini 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.

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. Tekanan internal bintang mencegah dari runtuh

lebih lanjut di bawah gravitasinya sendiri. 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, temperatur efektif berkurang.

Setelah inti bintang cukup padat, beberapa hidrogen diubah menjadi

helium terus melalui proses fusi nuklir. Sisa dari interior bintang membawa

energi dari inti melalui kombinasi proses radiasi dan konveksi. Setelah bahan

bakar hidrogen pada intinya habis, bintang-bintang memiliki setidaknya 0,4

kali massa Matahari berkembang menjadi raksasa merah, di sekering kasus

beberapa unsur yang lebih berat di inti atau pada kulit sekitar inti. Bintang

kemudian berevolusi menjadi sebuah bentuk, daur ulang sebagian dari materi

ke dalam lingkungan antar, di mana akan membentuk generasi baru bintang

dengan proporsi yang lebih tinggi dari unsur-unsur berat.

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 menjadi 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.

http://blogcasa.wordpress.com/materi-casa/evolusi-bintang/

Evolusi Deret Utama

Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk membakar

hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan

tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada

dalam deret utama dan disebut sebagai bintang katai putih.

Energi yang dipancarkan bintang pada tahap pra deret utama dari

pengerutan gravitasi. Temperatur di pusat bintang manjadi makin tinggi

sebagai akibat pengerutan gravitasi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat,

inti hidrogen mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan

oleh reaksi inti menyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan

bintang dan bintang menjadi mantap. Pada saat itu bintang mancapai deret

utama berumur nol. Komposisi kimia bintang pada saat itu homogen

(samadgn pusat hingga ke permukaan) dan masih mencerminkan komposisi

awan antar bintang yang membentuknya. Energi yang dipancarkan bintang

terutama berasal dari reaksi inti yang berlangsung di pusat bintang. Deret

utama merupakan kedudukan bintang dengan reaksi inti dipusatnya yang

komposisinya kimianya masih homogen. Ditemuinya bintang raksasa merah

yang letaknya dalam diagram HR jauh dari deret utama menunjukan

komposisi kimia bintang tersebut tidak lagi homogen.

Dengan perlahan terjadi perubahan komposisi kimia di pusat bintang.

Hal ini berakibat perubahan struktur bintang dengan perlahan. Bintang

menjadi lebih terang, jejari bertambah besar dan temperaturnya efektifnya

berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari deret utama. Andaikan 10

persen hidrogen di pusat sudah habispun bintang tidak akan lebih dari dua

kali terangnya, begitu juga temperatur efektifnya tidak akan turun lebih dari

sepersepuluh kalinya. Tahap evolusi disebut tahap deret utama yang bermula

dari deret utama berumur nol.

Struktur dalam bintang pada tahap deret utama tergantung pada masa

bintang. Begitu pula masa evolusi lanjut bintang dimulai dan ditentukan oleh

masa awan pembentuk bintang dan masa bintang. Makin besar masanya maka

evolusinya semakin cepat untuk meninggalkan deret utama.

Tahap Evolusi Lanjut

Suatu bintang yang telah menggunakan bahan bakar hidrogennya akan

bergantung pada massa bintang itu sendiri. Bila pembakaran hidrogen terhenti

maka pengerutan gravitasi berlangsung lagi yang menyebabkan suhu bintang

meningkat lagi. Hal ini memungkinkan terjadinya reaksi fusi helium dan

unsur-unsur yang lebih berat lainnya. Bintang yang telah memasuki usia tua

akan segera menghabiskan energi fusi yang tersedia dan bintang kehabisan

energi dan akan mati. Proses ini bisa terjadi dengan membuang sisa-sisa

energinya secara perlahan-lahan dan berangsur menjadi bintang katai putih,

atau bisa juga mengerut menjadi bintang dengan kerapatan yang amat besar,

menjadi bintang neutron ataukah black hole. Penghabisan sisa energi ini bisa

juga dengan cara menghamburkan seluruh sisa energi dan seluruh materinya

dalam suatu ledakan yang maha dahsyat yang disebut nova atau supernova.

Menuju Raksasa Merah

Bila sutau bintang telah mulai menghabiskan bahan bakar

hidrogennya sehingga bintang itu sendiri kebanyakan helium, maka fusi

hidrogen tidak bisa terjadi lagi. Akibatnya tekanan radiasi tidak lagi mampu

menahan keruntuhan gravitasi. Oleh karena itu pusat helium mulai runtuh

sehingga terjadi lagi perubahan energi potensial gravitasi menjadi energi

kinetik termal sehingga pusat bintang bertambah panas. Kerapatan pusat

bintang meningkat dari 100 gr/cm3 menjadi sekitar 105 gr/cm3 dan suhu naik

menjadi 108K. Pada tingkat suhu ini mulai terjadi fusi helium menjadi unsur-

unsur ruang lebih berat seperti karbon, oksigen, dan neon. Proses ini

dinamakan pula dengan proses pembakaran helium. Menurut

hukum Stefan-Boltzmann

W =  T4

Karena energi per satuan luas W berkurang maka suhunya T juga

berkurang. Dengan demikian kini permukaan bintang suhunya menjadi

semakin rendah sehingga cahayanya menjadi semakin merah. Jadi pada

tahapan ini bintang menjadi bintang yang sangat besar dan dengan cahaya

yang kemerahan sehingga disebut raksasa merah. Matahari juga dalam

evolusinya nanti juga akan mencapai tahap raksasa merah dan pada saat itu

jejari matahari akan sampai ke orbit Venus.

Bintang dalam tahap raksasa merah akan terus membakar helium dan

mungkin juga unsur-unsur yang lebih berat sampai siklus fusi ini berakhir

dengan pembentukan inti besi 56Fe. Oleh karenanya pusat bintang

kerapatannya menjadi semakin besar, sementara itu materi sekitarnya makin

kehabisan hidrogen dan mengerut mengumpul di pusat bintang. Hal ini

menyebabkan pusat bintang makin kecil dan makin panas sampai suhunya

cukup tinggi untuk memenuhi terjadinya reaksi triple alpha.

Menjadi Bintang Katai Putih (white dwarf)

Cepat atau lambat bintang akan kehabisan energi nuklirnya.

Kemudian bintang mengerut dan melepaskan energi potensialnya. Akhirnya

bintang yang mengerut ini mencapai kerapatan yang luar biasa besarnya, dan

menjadi bintang yang kecil dan mampat dengan kerapatan massa mencapai

103 kg/cm3dan suhu permukaanya mencapai 104K. Bintang yang seperti ini

dinamakan Katai Putih atau White Dwarf. Dalam keadaan yang mampat

ini, atom-atom sangat rapat satu dengan yang lainnya sehingga fungsi

elektronnya mulai tumpang tindih. Oleh karena itu terjadilah degenerasi

energi elektron. Energi degenerasi ini menghasilkan gaya tolakan yang

cenderung melawan tumpang tindih elektron itu.

Bintang katai putih merupakan keadaan materi yang sangat luar biasa,

kerapatannya sekitar 106 gr/cm3, dan kerapatan pusatnya mungkin mendekati

108 gr/cm3. Ini berarti 1 cm3 zat seperti itu di bumi beratnya 100 ton. Jadi

bintang katai putih mencapai kesetimbangan hidrostatik yang menyebabkan

bintang ini stabil dihasilkan oleh tekanan degenerasi elektron. Ini berarti

kestabilan ini tidak bergantung pada suhu tetapi hanya bergantung pada

kerapatannya. Oleh karena itu ukuran katai putih itu bergantung pada

massanya, makin besar massanya makin kecil ukurannya. Sebuah katai putih

yang massanya satu kali massa matahari maka jejarinya sekitar satu persen

dari jejari matahari, atau sekitar sama dengan jejari bumi. Makin lebih besar

massanya dar massa matahari maka jejarinya makin lebih kecil dari satu

persen jejari matahari, dan akhirnya mencapai massa sekitar 1,4 massa

matahari yang merupakan batas massa katai putih dalam kesetimbangan.

Perhitungan ini ditemukan oleh S. Chandrasekhar, maka massa batas 1,4

M ini dinamakan limit Chandrasekhar.

Karena katai putih terus memancarkan energinya maka lama-

kelamaan dia kehabisan sumber energi nuklirnya. Sehingga makin lama katai

putih berubah menjadi katai merah, dan akhirnya berhenti bersinar dan

menjadi bintang dingin yang gelap dengan massa gas terdegenerasi. Pada

tahap akhir ini dikatakan bintang menjadi katai hitam atau black dwarf.

http://herugio1.blogspot.com/2011/03/evolusi-bintang.html

C. Panas Bintang dapat berlangsung begitu lama

Bagaimana bintang bisa menyala? Bagaimana menentukan umurnya?

Berapa lama bintang dapat menyala? Bintang (termasuk Matahari) dapat

bersinar karena adanya proses termonuklir di dalamnya. Proses fisis ini bisa

digunakan untuk mengukur umur bintang.

Fisika nuklir bisa menjelaskan berapa banyak energi yang dihasilkan

dari fusi setiap atom hidrogen. Diketahui berapa banyak hidrogen panas

dalam inti bintang, dan berapa cepat bintang menggunakan energinya untuk

bersinar. Dengan demikian bisa dihitung berapa lama bintang bersinar

sebelum kehabisan seluruh bahan bakarnya. Jika bintang telah kehabisan

hidrogen di intinya, bintang berubah menjadi ‘raksasa merah’. Ketika kita

menemukan adanya bintang raksasa tersebut, bisa ditentukan massa awalnya,

tenaga awalnya, dan kala hidupnya dapat ditentukan. Demikian setelah diukur

berbagai bintang yang telah tua tersebut, diperoleh dari metode ini umur

semesta berkisar antara 10 – 15 milyar tahun.

http://langitselatan.com/2008/10/05/bahwa-alam-semesta-sudah-tua/

Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat (hampir

seperti jatuh bebas). Pada akhirnya protobintang menyeberang daerah

terlarang Hayashi (titik B). Kita sebut protobintang itu dengan bintang pra

deret utama. Luminositas bintang sangat tinggi karena maeri masih renggang

sehingga energi bebas terpancar keluar. Bintang akan mengerut dengan laju

yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi. Jejak

evolusinya hampir vertikal (Te hampir tak berubah), jejak ini dikenal sebagai

jejak Hayashi. Karena temperatur efektifnya yang rendah, hampir seluruh

bintang berada dalam keadaan konveksi. Bintang mengerut dengan jejarinya

mempunyai harga terbesar yang dibolehkan oleh keseimbangan hidrostatik.

Karena kekedapan (atau koefisien absorpsi R), menurun dengan

naiknya temperatur (hukum Kramers) gradien temperatur di pusat bintang

juga menurun hingga berlakulah keadaan setimbang pancaran di pusat

bintang. Terbentuklah pusat yang energinya diangkut secara pancaran di

dalam bir tang (disebut pusat pancaran). Dengan makin besarnya pusat

pancaran, yang kekedapannya kecil, maka bintang pun makin berkurang

kekedapannya. Lebih banyak energi yang mrengalir secara pancaran. Hal ini

ditandai dengan naiknya luminositas (titik C). Karena bintang tetap mengerut

selama luminositasnya meningkat, permukaannuya menjadi lebih panas,

bintang bergerak ke atas dan ke kiri dalam diagram HR. Laju evolusi pada

tahap ini jauh lebih lambat daripada sebelumnya. Pada akhirnya temperatur di

pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Pada

saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan pun berhenti.

Bintang menjadi bintang deret utama (titik D). Tahap evolusi sebelum

mencapai deret utama itu kita sebut tahap praderet utama.

Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar

bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massa bintang itu.

Makin besar massa suatu bintang, makin singkat waktu yang diperlukan

untuk mencapai deret utama bagi bintang dengan berbagai massa.

Kemungkinan kita mengamati suatu bintang pada suatu tahap evolusi

bergantung pada lamanya tahap evolusi tersebut. Karena tahap evolusi pra

deret utama bintang yang bermassa besar berlangsung sangat singkat,

kemungkinannya lebih besar bagi kita mengamati tahap pra deret utama

bintang dengan massa yang kecil.

Bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tak pernah

cukup tinggi untuk berlangsung reaksi pembakaran hidrogen. Batas massa

untuk ini bergantung pada komposisi kimia, umumnya sekitar 0,1. Bintang

dengan massa lebih kecil dari batas massa ini akan mengerut dan

luminositasnya menurun. Bintang akhirnya mendingin manjadi bintang katai

gelap tanpa mengalami reaksi inti yang berrti.

http://herugio1.blogspot.com/2011/03/evolusi-bintang.html

Fisikawan nuklir Hans Bethe-lah yang pada tahun 1938 berhasil

menjelaskan bahwa reaksi fusi nuklir (penggabungan inti-inti atom) di pusat

bintang dapat menghasilkan energi yang besar. Pada temperatur puluhan juta

Kelvin, inti-inti hidrogen (materi pembentuk bintang) mulai bereaksi

membentuk inti helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi nuklir ini

membuat tekanan radiasi di dalam bintang dapat menahan pengerutan yang

terjadi. Bintang pun kemudian berada dalam kesetimbangan hidrostatik dan

akan bersinar terang dalam waktu jutaan bahkan milyaran tahun ke depan

bergantung pada massa awal yang dimilikinya. Semakin besar massa awal

bintang, semakin cepat laju pembangkitan energinya sehingga semakin

singkat pula waktu yang diperlukan untuk menghabiskan pasokan bahan

bakar nuklirnya. Manakala bahan bakar tersebut habis, tidak akan ada lagi

yang mengimbangi gravitasi, sehingga bintang pun mengalami keruntuhan

kembali.

Fakta bintang yg berukuran besar

Bintang yang massanya lebih besar dari matahari umurnya justru lebih

pendek, karena lebih cepat menghabiskan bahan bakar hidrogennya. Bintang

akan runtuh oleh massanya sendiri apabila keseimbangan hidrostatiknya

terganggu. Pada bintang yang sedang dalam tahapan stabil (main sequence),

tekanan ke arah luar akibat pelepasan energi akan setara dengan tekanan ke

arah dalam akibat gravitasi bintang. Ini disebut keseimbangan hidrostatik.

Apabila bahan bakar hidrogen telah habis, maka reaksi termonuklir (yg

mengubah hidrogen menjadi helium) akan terhenti.

Dengan demikian pelepasan energi akan terhenti pula. Akibatnya,

tekanan ke arah luar berkurang. Akibatnya, seluruh materi bintang tersedot ke

arah pusat bintang oleh gravitasi bintang itu sendiri. Ini membuat bintang

menjadi tidak stabil. Inti bintang menjadi sangat padat, karena seluruh

materinya mengumpul disana. Suatu saat, pusat bintang tidak sanggup lagi

menahan tekanan yang terjadi. Mirip seperti balon yang terus menerus ditiup

hingga pecah, bintang tsb suatu saat akan meledak menjadi supernova.

http://confusi0nz.blogspot.com/2013_03_01_archive.html

D. Proses Lahirnya Bintang

Ruang di antara bintang-bintang tidak kosong. Disana terdapat materi

berupa gas dan debu yang disebut materi antar bintang. Di beberapa tempat

materi antar bintang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yang tampak

terang bila disinari oleh bintang-bintang panas di sekitarnya, atau bisa juga

tampak gelap bila awan itu menghalangi cahaya bintang atau awan di

belakangnya. Kerapatan awan antar bintang sangat kecil, jauh lebih kecil

daripada udara di sekeliling kita. Walaupun demikian suatu awan antar

bintang mempunyai volume yang sangat besar, sehingga materi di situ cukup

banyak untuk membentuk ribuan bintang. Dan memang materi antar bintang

merupakan bahan mentah pembentukan bintang awan antar bintang disebut

nebula contohnya Nebula Orion dan Nebula Cakar Kucing.

Cat’s paw nebula atau nebula cakar kucing, NGC 6334 merupakan

tempat yang sangat besar dimana bayi-bayi bintang berada. Area kelahiran

ratusan bintang masif. Dalam citra yang sangat indah yang dipotret Visible

and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA) milik ESO di

observatorium Paranal di Chile, awan debu dan gas yang bersinar yang

selama ini menutup pandangan ditembusi sinar inframerah sehingga sebagian

bintang muda yang ada di balik cadar debu dan gas itu pun tampak.

Mengarah pada jantung Bima Sakti atau pada jarak 5500 tahun cahaya

dari Bumi di rasi Scorpius, nebula cakar kucing merentang sepanjang 50

tahun cahaya. Pada cahaya tampak, gas dan debu diterangi oleh bintang muda

nan panas sehingga tercipta bentuk kemerah-merahan yang aneh sehingga

obyek ini tampak seperti cakar kucing. Citra yang baru dipotret Wide Field

Imager (WFI) milik ESO di observatorium La Silla memberikan gambaran

mendetil dari cahaya tampak tersebut. Dan yang terlihat adalah NGC 6334

sebagai area berisi bayi bintang masif yang paling aktif di galaksi Bima Sakti.

Gas-gas antar bintang ini terbentang dalam ruang sebesar beberapa

parsec dan massanya bisa ribuan kali massa matahari. Karena gas-gas ini

kerapatannya tinggi dan bermassa besar, gravitasi mendominasi dinamika

internal awan-awan gas sehingga awan dapat runtuh ke arah pusat dan

memulai proses pembentukan bintang. Gaya gravitasi memegang peranan

sangat penting dalam proses pembentukan bintang.

Kenyataannya, ada gaya lain selain gravitasi yang juga mempengaruhi

kelahiran bintang. Setidaknya itulah yang jadi hasil penelitian terbaru dari

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Penelitian ini menunjukkan

keberadaan medan magnet kosmik memainkan peran yang lebih penting

dalam pembentukan bintang. Dalam pembentukan bintang, gravitasi

menyokong prosesnya dengan menarik seluruh materi menjadi satu, untuk itu

harus ada gaya tambahan yang menghalangi proses tersebut. Medan magnetik

dan turbulensi menjadi dua kandidat utama. Medan magetik ini diproduksi

oleh muatan listrik yang bergerak. Bintang dan sebagian besar planet

(termasuk Bumi), menunjukkan keberadaan medan magnet tersebut. Saluran

medan magnet dalam pembentukan bintang akan mengalirkan gas dan

membuatnya jadi lebih sulit untuk menarik gas dari semua arah, sementara

turbulensi mengendalikan gas dan menyebabkan tekanan kearah luar yang

menentang gravitasi. Hua-bai Lo dari Harvard-Smithsonian Center for

Astrophysics menyatakan kalau debat mengenai medan magnet versus

turbulensi ini sudah cukup lama terjadi. Namun bukti akan keberadaannya

baru ditemukan oleh mereka lewat pengamatan.

Pengamatan tersebut menunjukan inti awan molekul yang berada

dekat satu sama lain, terhubung bukan hanya oleh gravitasi namun juga oleh

medan magnetik. Dengan demikian pemodelan yang dilakukan untuk

pembentukan bintang harus menyertakan medan magnetik yang kuat.

Kombinasi antara turbulensi dalam awan dan energi magnetik dalam awan

menghambat proses keruntuhan ini dengan cukup efektif, namun di titik-titik

paling rapat dalam awan gas tersebut dapat terjadi pelemahan medan

magnetik dan jabang bayi bintang (protobintang) dapat terbentuk. Oleh suatu

peristiwa hebat, misalkan ledakan bintang atau pelontaran massa oleh

bintang, di suatu tempat sekelompok materi antar bintang menjadi lebih

mampat dari pada di sekitarnya. Bagian luar awan ini akan tertarik oleh gaya

gravitasi materi di bagian dalam. Akibatnya awan ini mengerut dan menjadi

makin mampat. Peristiwa seperti ini kita sebut sebagai kondensasi.

Agar terjadi kondensasi, massa yang diperlukan tidak usah terlalu

besar, beberapa ratus massa matahari sudah cukup. Jadi, di dalam awan yang

bermassa beberapa ratus massa matahari ini akan terjadi kondensasi yang

lebih kecil. Pada setiap kondensasi kerapatan awan dalam gas bertambah

besar. Riwayat gumpalan awan induk akan terulang lagi di dalam kelompok

awan yang lebih kecil itu. Di situ akan terjadi kondensasi yang lebih kecil

lagi. Demikian seterusnya. Peristiwa ini disebut fragmentasi. Awan yang

tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan dan setiap awan

mengalami pengeruatan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi

sehingga awan-awan itu akan memijar dan menjadi ‘embrio’ atau ‘jabang

bayi suatu bintang dan disebut protobintang.

Pada saat itu materi awan yang tadinya tembus pancaran menjadi

kedap terhadap aliran pancaran. Energi yang dihasilkan pengerutan yang

tadinya dengan bebas dipancarkan keluar sekarang terhambat. Akibatnya

tekanan dan temperatur bertambah besar sehingga proses pengerutan menjadi

lambat dan proses fragmentasi akan terhenti. Namun jabang bayi bintang-

bintang ini diamati tidak terbentuk sendirian, namun terbentuk bersama-sama

jabang-jabang bintang lainnya. Jadi sebuah awan gas raksasa ini dapat

membentuk banyak jabang-jabang bintang yang akhirnya saling terikat secara

gravitasional membentuk gugus bintang. Bila gugus bintang sudah terbentuk,

angin bintang yang mereka hembuskan akan meniup sisa-sisa gas antar

bintang yang masih ada. Gugus Pleiades adalah salah satu gugus bintang-

bintang muda yang masih menyisakan awan antar bintang yang membentuk

gugus tersebut.

Bintang muda yang panas memancarkan energi dan mengionisasikan

gas di sekitar bintang. Akibatnya bintang dilingkungi oleh daerah yang

mengandung ion hydrogen (disebut daerah HII) yang mengembang dengan

cepat. Pemuaian selubung ion hidrogen ini dapat berlangsung secara

supersonik (lebih cepat dari kecepatan rambat gelombang bunyi di situ)

hingga menimbulkan gelombang kejut. Gas dingin di sekitarnya akan

mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah

bintang baru. Bintang baru ini akhirnya juga akan dilingkungi oleh daerah HII

yang mengembang cepat. Bintang lebih baru akan terbentuk lagi sebagai

akibat dorongan gas yang memuai ini. Begitu seterusnya, pembentukan

bintang berlangsung secara berantai. Hal ini sesuai dengan pengamatan

Blaaw. Di beberapa daerah asosiasi OB terlihat adanya sederetan

subkelompok bintang muda. Subkelompok yang bintang-bintangnya paling

tua tersebar berada di salah satu ujung deretan, sedang subkelompok yang

paling muda berada di ujung lainnya. Jadi proses pembentukan bintang

merupakan reaksi berantai. Pembentukan bintang di suatu tempat akan

memacu pembentukan bintang di tempat lain.

Proses yang terbentuk pada kelahiran bintang tidak banyak berbeda

pada proses pembentukan matahari, karana matahari sebenarnya adalah

sebuah bintang. Ruang antara bintang sebenarnya tidak kosong sama sekali

melainkan terisi oleh awan gas dan debu meskipun kerapatnya kecil sekali.

Ruang antara bintang jauh lebih hampa daripada ruang hampa terbalik yang

biasa dibuat dilaburatorium karena dalam ruang antar bintang berukuran 1

juta meter kubik bisa hanya berisi satu partikel. Meskipun demikian kerapatan

sekecil itu tidak memustahilkan terbentuknya sebuah bintang karena

kerapatan awan antara bintang tidaklah merata ada yang renggang dan ada

yang mampat. Bintang-bintang biasanya terbentuk di daerah yang mampat.

Awan yang ada diruang antar bintang saling terik menarik sesamanya

dan terikat secara gravitasi sehingga awan-awan gas (calon bintang atau

protobintang) mengerut oleh gaya gravitasi. Biasanya pengerutan awan antar

bintang dipicu oleh gelombang kejut akibat ledakan antar bintang (nova atau

supernova) disekitar awan gas. Adanya pengerutan menyebabkan tumpukan

antar partikel semakin besar sehingga timbulah panas. Panas yang muncul

semakin tinggi sampai suatu titik ketika dipusat bintang terjadi suatu reaksi

fusi termonuklir (penggabungan unsur-unsur ringan menjadi unsur-unsur

yang lebih berat dengan melepas energi). Reaksi fusi termonuklir ini yang

mengakibatkan bintang bisa bersinar dan memancarkan radiasi. Reaksi fusi

juga menyebabkan bintang menjadi stabil dan tidak mengerut lebih jauh

karena gaya gravitasi yang cenderung mengerutkan bintang diimbangi oleh

radiasi dari dalam bintang. Gravitasi mementukan apakah akan terbentuk

suatu bintang atau tidak. Bila massanya kecil, gravitasi yang ada tidak cukup

besar untuk memanaskan inti bintang sehingga reaksi termonuklir tidak

terjadi.

Bintang dikatakan baru lahir saat terjadi reaksi termonuklir di

pusatnya dan bintang langsung masuk kederet utama diagram Herzaprung-

Russell. Tahap yang berlangsung antara tahap dimulai pemanansan di inti

bintang yang mambangkitkan reaksi termonuklir dan saat bintang masuk

deret utama dinamakan tahap praderet utama.

http://herugio1.blogspot.com/2011/03/evolusi-bintang.html

E. Bintang yang masif( bintang yang panas) akan memiliki umur yang lebih

pendek dibandingkan bintang yang dingin

Klasifikasi Bintang :

(1) Bintang Putih Besar, merupakan bintang yang paling panas karena

mampu menghasilkan energi yang jauh lebih cepat. Namun umurnya

pendek, karena menghabiskan banyak gas untuk energinya.

(2) Bintang Sedang, merupakan bintang yang tidak terlalu panas dan tidak

dingin. Contoh: matahari.

(3) Bintang Merah Kecil, merupakan bintang yang lebih dingin karena

energi yang di hasilkan lebih sedikit namun umurnya panjang di

karenakan gas yang di habiskan lebih sedikit.

Bintang dapat menghasilkan energi dengan menghabiskan gasnya,

bintang besar lebih cepat mati daripada bintang kecil, karena gas yang di

habiskan lebih cepat daripada bintang kecil. Matahari telah menghabiskan

separuh hidupnya yaitu 5 miliar tahun dan akan mati pada 5 miliar tahun yang

akan datang.

http://www.imammurtaqi.com/2012/04/kelahiran-dan-kematian-bintang.html

Umur suatu bintang bergantung pada Luminositasnya, umur bintang

berbanding terbalik dengan Luminositasnya. Bintang yang panas memiliki

Luminositas yang besar (Magnitudo absolut yang kecil), sehingga jika nilai L

besar maka nilai t kecil, akibatnya umur bintang semakin pendek. Bintang

yang dingin memiliki Luminositas yang kecil (Magnitudo absolut yang

besar), sehingga jika nilai L kecil maka nilai t besar, akibatnya umur bintang

semakin panjang.

BAB III

KESIMPULAN

1. Dari penjelasan tentang gas ideal diatas kita dapat menyimpulkan hubungan

antara perilaku bintang dengan konsep hukum gas ideal, yaitu :

a. Dari persamaan : PV=nkT , dapat disimpulkan jika volume bertambah

maka tekanan yang ada didalam bintang berkurang sehingga temperature

bintang akan bertambah dan menyebabkan kerapatan bintang akan

semakin mengecil.

b. Jika volume berkurang maka bintang memiliki tekanan yang bertambah

besar dan temperature suhunya akan mengecil sehingga kerapatan

bintang menjadi bertambah.

c. Jika temperatur bertambah maka tekanan akan bertambah sehingga

kerapatan bintangnya akan mengecil.

d. Jika temperatur berkurang, maka tekanan akan berkurang sehingga

kerapatannya akan bertambah.

e. Jika temperaturnya sangat tinggi, tekanan rendah dan jarak antar partikel

sangat besar, maka bintang akan membesar karena volumenya

bertambah, lama kelamaan bintang akan hancur.

2. Bintang-bintang terdiri dari 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. Awan antar bintang (Nebula) itu

bisa membentuk bintang karena pengaruh dari tekanan internal, energi

potensial, energi kinetik, temperatur, tekanan dan gaya gravitasi.

3. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi nuklir membuat tekanan radiasi di

dalam bintang dapat menahan pengerutan yang terjadi. Bintang pun kemudian

berada dalam kesetimbangan hidrostatik dan akan bersinar terang dalam

waktu jutaan bahkan milyaran tahun ke depan bergantung pada massa awal

yang dimilikinya.

4. Bintang-bintang seperti halnya Matahari lahir secara berkelompok dalam

kompleks-kompleks awan besar yang termampatkan yang disebut nebula.

5. Umur suatu bintang bergantung pada Luminositasnya, umur bintang

berbanding terbalik dengan Luminositasnya. Bintang yang panas memiliki

Luminositas yang besar (Magnitudo absolut yang kecil), sehingga jika nilai L

besar maka nilai t kecil, akibatnya umur bintang semakin pendek. Bintang

yang dingin memiliki Luminositas yang kecil (Magnitudo absolut yang

besar), sehingga jika nilai L kecil maka nilai t besar, akibatnya umur bintang

semakin panjang.

DAFTAR PUSTAKA

http://budisma.web.id/materi/sma/fisika-kelas-xi/persamaan-umum-gas-ideal/

http://blogcasa.wordpress.com/materi-casa/evolusi-bintang/

http://confusi0nz.blogspot.com/2013_03_01_archive.html

http://herugio1.blogspot.com/2011/03/evolusi-bintang.html

http://langitselatan.com/2008/10/05/bahwa-alam-semesta-sudah-tua/

http://www.imammurtaqi.com/2012/04/kelahiran-dan-kematian-bintang.html