BAB 19

EVOLUSI BINTANG

Sebuah bintang seperti matahari, hidup (yaitu; menghasilkan energi nuklir)

selama sekitar 10 miliar tahun. Waktu ini jauh lebih besar dari 100 juta tahun daya hidup

manusia. Mengamati matahari selama 100 tahun sama halnya dengan mengamati kehidupan

seseorang selama 20 detik. Hal ini mungkin membuat seorang mempelajari sebuah bintang

menjadi tampak mustahil. Namun, dengan mengamati banyak bintang besar, para astronom

telah mengembangkan gambaran statistik dari kehidupan bintang yang khas. Para astronom

juga mengamati transisi atau perubahan dalam kehidupan bintang. Observasi ini,

dikombinasikan dengan pemikiran keras, telah membawa kita ke titik di mana kita memiliki

pemahaman yang cukup baik tentang evolusi bintang.

1. Terjadinya Evolusi Bintang

Bintang berevolusi memiliki arti bahwa bintang mengalami perubahan

bentuk/penampilan dan struktur internal, karena reaksi fusi yang memasok energi bintang

itu mengubah elemen ringan menjadi elemen berat, dan dapat mengubah komposisi kimia

internal bintang. Peristiwa ini adalah peristiwa yang penting karena proses penting yang

terjadi pada bintang tergantung pada jenis atom dan ion yang membentuk bintang. Proses

ini akan berubah-ubah disebabkan oleh adanya perubahan komposisi kimia. Akibatnya,

struktur internal bintang, ukuran, luminositas, dan suhu permukaannya bisa berubah juga.

Dalam sebuah bintang, ada tiga proses yang bergantung pada komposisi kimia

bintang. Yang pertama adalah proses di mana bintang itu menghasilkan energi. Yang

kedua adalah proses di mana energi mengalir ke permukaan bintang, kemudian memancar

ke luar angkasa. Yang ketiga adalah generasi tekanan, yang menolak gravitasi dan

mencegah runtuhnya bintang. Selama ketiga proses ini terjadi, bintang akan berevolusi.

a. Generasi Energi

Ada dua cara di mana bintang menghasilkan energi fusi dan kontraksi gravitasi atau

keruntuhan.

- Fusi Hidrogen

Suhu di pusat bintang mula-mula meningkat menjadi sekitar 10 juta K pada akhir

kontraksi panjang bintang dari fragmen molekuler. Pada titik ini, fusi hidrogen

menjadi helium dan menjadi sumber utama energi pada bintang. Pada matahari

dan bintang-bintang yang lebih kecil dari matahari, fusi hidrogen menjadi helium

terjadi melalui rantai proton-proton. Pada bintang yang lebih besar dari matahari,

fusi hidrogen terjadi melalui siklus karbon, di mana karbon, nitrogen, dan oksigen

inti bertindak sebagai katalis untuk produksi helium dari hidrogen. Seperti

ditunjukkan pada gambar di bawah ini:

Gambar 19.1 Siklus karbon pada reaksi nuklir

Untuk kedua reaksi tersebut, hidrogen menjadi berkurang dan helium menjadi

lebih banyak seiring berjalannya waktu. Grafik ini menunjukkan bagaimana

jumlah hydrogen pada bintang berubah-ubah dari waktu ke waktu pada bintang 1

Mʘ.

Gambar 19.2 Berkurangnyaa hidrogen pada inti sebuah bintang deret utama.

(a) Sebelum fusi dimulai,

(b) Selama fusi,

(c) Setelah sebagian besar hidrogen pusat telah dikonsumsi.

Pada grafik (a), jumlah hidrogen pada semua bintang sama sebelum fusi hidrogen

dimulai; jumlah hidrogen adalah sama pada seluruh bintang. Selama pembakaran

hidrogen, jumlah hidrogen mengalir cepat di pusat bintang karena laju reaksi fusi

paling besar di sana; Namun proses ini terjadi paling cepat di inti bintang karena

suhunya paling tinggi. Semakin cepat fusi berlangsung, semakin cepat pula

perubahan komposisi bintang, sehingga jumlah hidrogen menurun paling cepat di

pusat bintang (grafik (b)). Reaksi fusi berlangsung secara terus menerus, dalam

grafik (c), menjelang akhir pembakaran hidrogen di dalam inti, jumlah hidrogen di

dalam inti berkurang hingga hampir nol. Perhatikan bahwa kandungan hidrogen

dari lapisan luar bintang tidak dipengaruhi oleh pembakaran hidrogen di dalam

inti. Semakin banyak hidrogen yang digunakan dalam inti bintang. Jumlah

hidrogen inti (proton) akan turun karena hydrogen inti ini sedang menyatu menjadi

helium, sehingga tumbukan yang melibatkan proton pun berkurang. Tingkat reaksi

fusi akan menurun, kecuali suhu meningkat sedikit pada saat yang bersamaan.

Tumbukan menjadin lebih kuat pada suhu yang lebih tinggi dan lebih cenderung

mengarah pada terjadinya reaksi fusi. Dengan demikian, meningkatnya suhu akan

memperbanyak aliran proton untuk menjaga tingkat produksi energi yang tinggi.

Akhirnya, semua hidrogen di inti dari sebuah bintang yang digunakan. Pada

beberapa bintang, hal ini terjadi hanya setelah suhu di bagian luar inti bintang telah

meningkat cukup tinggi sehingga fusi hidrogen dapat terjadi di sana. Dengan

demikian, fusi hidrogen inti kadang-kadang diikuti dengan perubahan fase evolusi

di mana fusi dan generasi energi terus-menerus terjadi pada lapisan tipis yang

mengelilingi inti yang kaya akan helium.

- Bahan bakar nuklir lainnya

Temperatur yang tinggi diperlukan oleh fusi hidrogen karena inti hydrogen dan

proton bermuatan listrik yang saling tolak-menolak. Unsur-unsur Inti lain selain

hidrogen mengandung lebih banyak proton, sehingga unsure-unsur tersebut

memiliki muatan listrik yang lebih besar untuk digunakan selama fusi berlangsung.

Akibatnya, diperlukan temperatur yang lebih tinggi untuk membawa inti lainnya

untuk mendukung terjadinya reaksi fusi.

Pada suhu 100 K, reaksi fusi yang mengubah helium menjadi karbon mungkin

terjadi. Reaksi pasangan di mana helium berubah menjadi karbon disebut proses

triple α karena tiga inti helium (partikel α) diperlukan untuk membuat inti karbon.

Pada saat inti bintang mendapat cukup panas untuk terjadinya proses triple α,

semua hidrogen telah menyatu menjadi helium. Helium menjadi bahan bakar yang

paling melimpah dan dapat menyediakan proses triple α untuk waktu yang relatif

lama. Jika suhu di bintang mencapai antara 500.000.000-1000000000 K, karbon

yang dihasilkan dari proses triple α digunakan sebagai bahan bakar. Jika suhu inti

naik lebih tinggi pada bintang, inti lain dapat digunakan dalam reaksi fusi. Reaksi

fusi dapat menghasilkan energi hanya dari bahan bakar yang massanya lebih kecil

dari besi. Akan tetapi pernah juga Fusi dari unsur besi dan massa yang lebih besar

dapat menghasilkan energi untuk bintang di mana reaksi-reaksi tersebut

berlangsung.

- Kontraksi dan runtuhnya bintang

Setiap kali bintang atau bagian dari sebuah bintang mengalami penyusutan ukuran,

energi gravitasi dilepaskan. Umumnya, seperti dalam kasus evolusi urutan sebelum

deret utama, sebuah bintang menyusut perlahan dan melepaskan energi gravitasi

pada tingkat yang terkendali. Sebuah bintang sering mengalami kontraksi setelah

bahan bakar nuklir telah habis digunakan dalam inti bintang. Energi yang

dilepaskan selama kontraksi digunakan untuk memanaskan inti bintang, jadi

kontraksi biasanya berlanjut hanya sampai suhu inti cukup untuk menimbulkan

jenis lain dari inti yang akan menjadi bahan bakar nuklir.

Total energi gravitasi yang pernah diberikan oleh sebuah bintang seperti itu

menyusut ke dalam ukuran yang dapat dihitung dengan persamaan

E=G M 2

R

di mana G adalah konstanta gravitasi, M adalah massa bintang, dan R adalah jari-

jarinya.

Karena total energi yang dihasilkan oleh kontraksi gravitasi meningkat, maka jari-

jari sebuah bintang menurun.

b. Keburaman

Struktur sebuah bintang juga akan dipengaruhi oleh seberapa mudah foton dapat

melewati materi dalam lapisan tertentu. Jika lapisan menyerap foton, maka akan

dipanaskan dengan peningkatan tekanan yang akan memperluas lapisan. Atau, jika

lapisan transparan dan memungkinkan foton untuk mudah terlepas, maka lapisan yang

lebih dingin dengan tekanan gas yang lebih rendah akan memungkinkan gravitasi

untuk memadatkan materialnya. Para astronom menggunakan kebalikan dari

transparansi, atau keburaman, untuk mengukur kemampuan foton untuk melewati

material. Keburaman rendah berarti memiliki transparansi yang tinggi; Keburaman

tinggi berarti memiliki transparansi yang rendah. Keburaman materi dalam lapisan

yang diberikan tergantung pada komposisi kimia (beberapa elemen menyerap cahaya

lebih mudah daripada unsur-unsur lain), suhu, dan kepadatan.

c. Persamaan keadaan

Struktur internal bintang normal cukup sederhana karena hanya beberapa prinsip-

prinsip fisika yang digunakan dalam penentuan struktur benda gas. Kesederhanaan ini

terangkum dalam prinsip sederhana, yaitu teorema Russel-Vogt. Untuk bintang yang

memiliki komposisi seperti, struktur dan sifat yang dapat diamati tergantung pada satu

parameter seperti massa bintang. Atau, teorema Russell-Vogt dapat dinyatakan

sebagai berikut: Struktur ekuilibrium sebuah bintang biasa ditentukan secara khas

dengan massa dan komposisi kimia. Prinsip atau teorema ini bukan suatu kebetulan,

tetapi merupakan akibat langsung dari bagaimana hukum fisika menentukan struktur

keseimbangan dari bintang normal.

Hukum fisika ini berkaitan tekanan gas P di lapisan yang diberikan kepada

kepadatan jumlah partikel N (partikel/cm3) dan suhu T pada jari-jari tertentu dari pusat

bintang. Untuk gas ideal, persamaan keadaan mengatakan di mana k adalah konstanta

Boltzman. Tekanan hanya sebanding dengan kepadatan jumlah partikel dan suhu

(dalam Kelvin). Jumlah partikel dalam volume tertentu, tergantung pada komposisi

kimia dari material, karena partikel tidak identik. Sebuah atom helium memiliki empat

kali massa atom hidrogen; dengan demikian, jumlah yang diberikan helium hanya

memiliki seperempat jumlah partikel sebagai jumlah yang sama dari atom hidrogen.

Massa total yang sama dari kedua unsur ini pada volume yang sama akan memiliki

tekanan yang berbeda. Jika tekanan dari helium berperan dalam keseimbangan

gravitasi pada bintang yang stabil, maka dibutuhkan massa hidrogen empat kali lebih

banyak pada suhu yang sama untuk menghasilkan tekanan yang sama.

Suhu merupakan faktor tambahan. Pada suhu yang cukup rendah, atom

bermuatan listrik netral. Pada suhu yang lebih tinggi, atom mengionisasi, elektron

menjadi partikel bebas di sekitar inti. Setiap atom hidrogen terionisasi akan diwakili

oleh dua partikel, inti (proton) dan elektron bebas, dengan perubahan yang sesuai

dengan tekanan dibandingkan dengan hidrogen netral. Mengingat komposisi kimia

dari gas dan keadaan ionisasi atom, maka rata-rata massa atom μ partikel dapat

dihitung dan persamaan keadaan dinyatakan sebagai berikut: kerapatan massa ρ

menjadi

P = ρkT / μ.

d. Bintang jenis lain

Selain bintang biasa seperti matahari kita, alam semesta juga memiliki bintang jenis

lain yang strukturnya mungkin berbeda karena mereka ada di dalam sistem multi

bintang atau mereka menghasilkan energi beragam dalam inti mereka. Beberapa jenis

bintang termasuk bintang biner dan bintang variabel.

- Bintang biner

Ada banyak bintang tunggal atau terisolasi seperti matahari, tapi sekitar hanya

setengah dari seluruh bintang di langit yang ditemukan dalam beberapa sistem.

Dari 25 bintang sistem terdekat berjarak 4 pc (13 ly) dari Matahari, 8 sebenarnya

merupakan beberapa sistem (7 biner dan 1 triple sistem). Sistem biner dianalisis

karakteristik orbitnya dengan menggunakan Hukum Ketiga Kepler yang

menghasilkan ukuran langsung dari massa bintang. Bintang-bintang yang terpisah

jauh dikenal sebagai biner visual, tetapi bintang yang lain hanya dapat dideteksi

melalui Efek Doppler dan karenanya dikenal sebagai binari spektroskopi. Jika tjadi

orientasi orbit adalah sedemikian rupa sehingga bintang-bintang saling melewati

satu sama lain, maka trjadi gerhana biner; analisis kurva cahaya menghasilkan

informasi secara langsung tentang ukuran bintang.

Fenomena lain banyak ditemukan dalam sistem biner yang salaing berdekatan.

Bintang yang sangat dekat akan memiliki struktur bola yang mungkin dipengaruhi

oleh efek gravitasi dari bintang di dekatnya. Jika bintang-bintang cukup dekat,

proses ini dapat mengakibatkan sisi terdekat bintang-bintang tersebut saling

menyentuh sehingga terjadi kontak biner. Selain itu juga bisa terjadi evolusi

pasangan, yaitu terjadinya pertukaran massa antara dua bintang yang mengubah

jalannya evolusi untuk kedua bintang tersebut. Mengingat berbagai macam sifat

bintang, sangat banyak terbentuk jenis pasangan dan terjadi banyak interaksi yang

mungkin.

- Bintang variabel

Bintang yang luminositasnya berubahan secara periodik atau non-periodik dikenal

sebagai bintang variabel. Ada puluhan jenis variabel diketahui. Di antaranya

adalah bintang yang sangat muda (T Tauri variabel) yang sedang dalam proses

membangun kestabil produksi energi termonuklir sebagai bintang deret utama;

variabel berdenyut yang lapisan luarnya membengkak dan mengalami kontraksi;

dan beberapa jenis bintang raksasa merah. Variabilitas dari setiap bintang

memberikan petunjuk untuk sifat internal bintang, tapi tipe tertentu dari bintang

variabel yang menarik adalah karena bintang-bintang tersebut dapat digunakan

sebagai alat penunjuk arah.

2. Lintasan Evolusioner dan Gugus Bintang

a. Mengubah tampilan pada Diagram H-R

Jalur yang melalui diagram H-R menunjukkan bahwa bintang selanjutnya berkembang

yang kemudian disebut lintasan evolusi bintang. Jalur evolusi bintang 1 Mʘ

ditunjukkan pada gambar di bawah

Gambar 19.4 Sebuah H-R Diagram menunjukkan jalur evolusi dari satu bintang-

surya-massa.

Sebagai bintang yang menyusut selama fase itu, akan menjadi lebih panas dan redup

sampai fusi dimulai pada intinya.

H-R Diagram gugus bintang

Trek evolusi untuk bintang deret pra-main ditunjukkan pada gambar di bawah ini

Gambar 19,5 Jalur/lintasan Evolusioner untuk bintang deret pra-utama massa yang

berbeda.

Posisi bintang dalam diagram H-R akan jatuh pada isochrones, garis dalam diagram

H-R yang menunjukkan suhu dan luminositas dari kumpulan bintang yang memiliki

usia yang sama namun massa yang berbeda.

3. Bintang Deret Utama

Fase urutan utama dalam evolusi bintang adalah periode waktu ketika

menggunakan hidrogen di dalam intinya. Ini adalah periode stabilitas di mana kedua

struktur dan penampilan bintang berubah secara bertahap.

Fakta bahwa bintang-bintang deret utama yang diwakili oleh sebuah pita di

diagram H-R yang ditempati dari bintang tipe O dan bintang B ke bintang-bintang M yang

sangat umum menunjukkan bahwa bintang-bintang ini secara fisik memiliki jenis objek

yang sama, meskipun beberapa faktor harus jangkauannya memperlihatkan sifat yang

dapat diamati. Matahari adalah bintang deret utama dan dengan demikian, dengan

implikasi, semua bintang deret utama lainnya harus memiliki sifat dasar yang sama.

Melalui pemodelan teoritis Matahari dan bintang-bintang deret utama lainnya, para

ilmuwan telah menentukan bahwa faktor yang membedakan mereka dari tiga jenis bintang

adalah kenyataan bahwa energi mereka dihasilkan secara internal oleh konversi hidrogen

menjadi helium (raksasa dan supergiant menghasilkan energi dengan kontraksi gravitasi

dan dengan mengubah helium bahkan elemen yang lebih berat, katai putih diumpamakan

seperti bara di perapian, memancarkan energi panas lebih jauh lagi). Seperti kebanyakan

bintang lainnya, mereka juga berada dalam keadaan keseimbangan di mana gravitasi

diimbangi oleh tekanan gas pada setiap radius, dan luminositas mengalir keluar di setiap

tingkat level seimbang dengan energi yang dihasilkan inti interior ke tingkat itu.

a. Berbagai bintang deret utama

Meskipun semua bintang deret utama menghasilkan energi dari fusi hidrogen menjadi

helium di dalam inti, bintang-bintang tersebut berbeda satu sama lain dalam banyak

hal penting, seperti massa, ukuran, suhu, luminositas, dan struktur internal.

Massa

Bintang deret utama memiliki massa yang berkisar dari 0.08 Mʘ hingga 130 Mʘ.

Ukuran

Bintang-bintang deret utama yang paling besar juga merupakan bintang terbesar.

Beberapa dari bintang-bintang tersebut 15 kali lebih besar dari matahari. Jika kita

berada 1 AU dari bintang tersebut, itu akan memiliki ukuran sudut sekitar 7.5º.

Besar bintang terkecil pada bintang deret utama hanya sekitar sepersepuluh dari

besar matahari.

Gambar 19.6 Ukuran relatif bintang deret utama dengan jenis spektral.

Suhu dan Luminosity

Bintang-bintang deret utama dengan massa tebesar memiliki suhu permukaan

sekitar 50.000 K dan tipe spektrum O3. Bintang-bintang deret utama dengan massa

terendah memiliki suhu hanya 2.400 K dan tipe spektrum M8. Brown dwarf yang

lebih dingin dan masih redup termasuk dalam spektral kelas L dan T.

Bintang deret utama menunjukkan jangkauan yang sangat luas dari

luminositasnya. Yang paling bercahaya (dan paling besar) lebih dari satu juta kali

lebih terang daripada matahari. Jika matahari digantikan oleh salah satu bintang-

bintang ini, suhu bumi akan meningkat menjadi sekitar 10.000 K, sehingga bumi

dan planet-planet terestrial lainnya dengan cepat akan menguap. Yang terkecil,

bintang deret utama sekitar 1000 kali lebih redup daripada matahari. Jika salah

satu dari bintang-bintang ini diganti matahari, suhu bumi akan jatuh sekitar 50 K,

kira-kira suhu Neptunus.

Tabel 19.1 Spektral jenis, suhu, jari-jari, dan luminositas untuk bintang deret

utama.

Struktur internal

Struktur internal dari sebuah bintang deret utama tergantung pada massanya.

Bintang-bintang besar deret utama memiliki suhu inti tertinggi sebesar 40 juta K.

Ini cukup panas, menunjukkan bahwa bintang deret utama terbesar dapat

menggunakan siklus karbon untuk memadukan hidrogen menjadi helium. Karena

reaksi fusi terjadi sangat sensitif terhadap suhu, bintang-bintang besar deret utama

menggunakan hidrogen mereka jauh lebih cepat dari matahari, yang memiliki suhu

inti hanya sekitar 15 juta K. Konsumsi yang cepat dari hidrogen pada bintang

besar deret utama adalah sumber luminositas yang luar biasa. Bintang-bintang

deret utama dengan massa rendah, sebaliknya, memiliki suhu inti di bawah 10 juta

K, sehingga fusi nuklir berlangsung sangat lambat dalam inti mereka dan hanya

menghasilkan output energi yang relatif lemah.

Inti dari bintang besar deret utama menghasilkan terlalu banyak energi sehingga

radiasinya akan membawa energi keluar. Sebaliknya, massa inti dari bintang

memiliki konveksi yang kuat. Akhir area konvektif brada jauh di bawah dan tanpa

penampakan bintik-bintik seperti yang Nampak pada matahari. Area tengah

konvektif terbesar untuk bintang-bintang deret utama yang paling besar dan lebih

kecil dengan mengurangi massa sampai massa menghilang untuk bintang yang

sedikit lebih besar dari matahari. Bintang deret utama rendah massa juga memiliki

wilayah konvektif, tetapi dalam kasus ini adalah lapisan permukaan mereka yang

konvektif, seperti fotosfer matahari. Matahari memiliki daerah konvektif dangkal,

tetapi untuk bintang dengan massa lebih rendah, kedalaman zona konvektif

permukaan meningkat dengan menurunnya massa, untuk bintang-bintang deret

utama massa terendah, itu memanjang sampai ke inti bintang.

Umur hidup bintang deret utama

Jangka hidup keseluruhan sebuah bintang ditentukan oleh massanya. Karena

bintang menghabiskan sekitar 90% dari kehidupan mereka untuk membakar

hidrogen menjadi helium di deret utama (MS), urutan umur hidup bintang deret

utama 'juga ditentukan oleh massa mereka.

Bintang-bintang besar membutuhkan suhu pusat yang lebih tinggi dan tekanan

untuk mempertahankan diri terhadap keruntuhan gravitasi, dan untuk alasan ini,

reaksi fusi pada bintang-bintang ini mendahului pada tingkat yang lebih cepat

daripada bintang bermassa rendah. Hasilnya adalah bahwa bintang-bintang besar

menghabiskan bahan bakar hidrogen inti mereka dengan cepat dan menghabiskan

lebih sedikit waktu pada urutan utama sebelum berkembang menjadi bintang

raksasa merah.

Sebuah persamaan untuk umur hidup bintang deret utama dapat diperoleh sebagai

fungsi dari massa bintang dan biasanya ditulis dalam kaitannya dengan unit solar

(untuk derivasi dari ungkapan ini, lihat di bawah):

dimana:

tʘ = Umur hidup Matahari deret utama = 1010

M = massa bintang

Mʘ = massa matahari

Daya tahan dari bintang deret utama berkisar dari satu juta tahun untuk 40 kali

massa matahari yaitu jenis bintang O, 560 miliar tahun untuk 0,2 kali massa

matahari yaitu jenis bintang M. Mengingat bahwa alam semesta ini hanya 13,7

miliar tahun, umur hidup deret utama untuk bintang Jenis M berarti bahwa setiap

bintang M yang pernah ada masih pada deret utama! Matahari, sebuah bintang

dengan tipe-G memiliki umur hidup pada deret utama 10 miliar tahun, yang saat

ini berusia 5 miliar tahun - sekitar setengah jalan melalui masa keruntuhannya.

Daya tahan bintang deret utama dengan massa antara 1 dan 30 Mʘ ditunjukkan

oleh grafik pada gambar di bawah ini

Gambar 19.8 Umur hidup bintang deret utama dengan massa yang berbeda.