MAKALAHEVOLUSI BINTANGDiajukan untuk memenuhi tugas mata kuliah AstrofisikaDISUSUN OLEH : RAHMI (0708839)PROGRAM STUDI FISIKA JURUSAN PENDIDIKAN FISIKA FAKULTAS PENDIDIKAN MATEMATIKA DAN ILMU PENGETAHUAN ALAM UNIVERSITAS PENDIDIKAN INDONESIA BANDUNG12010KATA PENGANTARPuji syukur kehadirat Allah SWT yang telah memberikan rahmat dan hidayah-Nya kepada tim penulis, sehingga makalah berjudul Evolusi Bintang dapat diselesaikan tepat pada waktunya.Dalam penyusunan makalah ini, penulis mendapat bantuan tenaga, pikiran, ide dan waktu dari berbagai pihak, baik secara langsung maupun tidak langsung. Untuk itu tim penulis mengucapkan terima kasih kepada Bapak/Ibu dosen mata kuliah Astrofisika, orang tua kami yang tercinta sebagai sumber motivasi kami, dan rekanrekan yang telah ikut membantu proses penyusunan makalah ini yang tidak dapat kami sebutkan satu persatu.Semoga dengan membaca makalah ini dapat menambah pengetahuan kita tentang Evolusi Bintang. Penulis menyadari bahwa makalah ini belum sempurna, maka dari itu saran dan kritik yang membangun dari pembaca sangat diharapkan guna perbaikan makalah selanjutnya.Bandung, Juni 2010Tim Penyusun2DAFTAR ISIKata Pengantar................................ ................................ ................................ ................... ii Daftar Isi................................ ................................ ................................ ........................... iii BAB I PENDAHULUAN A. Latar Belakang................................ ................................ ............................ 1 B. Rumusan Masalah................................ ................................ ....................... 1 C. Tujuan ................................ ................................ ................................ ........ 1 D. Sistematika Penulisan ................................ ................................ ................. 1 E. BAB II Metodologi Penulisan ................................ ................................ ................. 2PEMBAHASAN A. Pembentukan Bintang ................................ ................................ .................. 3 B. Jejak Evolusi Pra Deret Utama ................................ ................................ ..... 7 C. Evolusi di Deret Utama ................................ ................................ .............. 10 D. Evolusi Lewat Deret Utama................................ ................................ ........ 14BAB III PENUTUP A. KESIMPULAN ................................ ................................ .......................... 17 B. SARAN................................ ................................ ................................ ...... 17DAFTAR PUSTAKA3BAB I PENDAHULUAN A. Latar belakang Bila kita menengadah ke langit, tampak seolah-olah bumi kita dinaungi atap setengah bola yang disebut bola langit. Bintang dan bola langit lainnya nampak seolaholah menempel pada bola langit itu. Tanpa menggunakan teleskop, bintang yang dapat kita lihat berjumlah sekitar 5000. Semua bintang yang dapat kita lihat dengan mata bugil, 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 apa akhir kehidupan bintang itu. Oleh karena itu, dalam makalah ini akan dibahas gambaran bintang sebenarnya. B. Rumusan masalah Rumusan masalah dalam makalah ini yaitu a. Bagaimana pembentukan bintang pra deret utama. b. Bagaimana pembentukan bintang deret utama. c. Bagaimana pembentukan bintang pasca deret utama. d. Bagaimana akhir riwayat. C. Tujuan Tujuan pembuatan makalah yaitu, a. Mengetahui pembentukan bintang pra deret utama. b. Mengetahui pembentukan bintang deret utama. c. Mengetahui pembentukan bintang pasca deret utama. d. Mengetahui akhir riwayat. D. Sistematika penulisan BAB I PENDAHULUAN : Latar belakang ; Rumusan massalah; Tujuan; Manfaat penulisan; Metode penulisan. BAB II PEMBAHASAN : Pembentuan Bintang, Jejak Evolusi Praderet Utama, Evolusi di Deret Utama, Evolusi Lewat Deret Utama BAB III PENUTUP : Kesimpulan dan Saran4E. Metodologi Penulisan 1. Metode Penulisan Metode penulisan yang penulis gunakan dalam karya tulis ini adalah metode kajian pustaka atau literatur. 2. Tahapan Penulisan Adapun tahapan metode penulisan, antara lain : Tahap PersiapanyMeliputi penetapan judul makalah, mengkaji latar belakang, mengidentifikasi permasalahan.y yMerumuskan masalah yang akan dikaji. Menetapkan tujuan, manfaat. Studi Literatur Melakukan pembahasan kajian pustakaTahap Pengumpulan DatayTahap PembahasanyTahap AkhiryMenarik kesimpulan dan saran.5BAB II PEMBAHASAN Sejak jaman dulu, orang mencoba menerka-nerka apa sebenarnya bintang itu, si bintik-bintik cahaya kecil di langit. Bahwa bintang sebenarnya adalah matahari-matahari lain yang letaknya sangat jauh, sudah dipostulatkan oleh filsuf-filsuf Yunani Kuno, Demokritus dan Epikurus, dan dipertegas pada 1584 oleh Giordano Bruno, seorang filsuf Italia, hingga akhirnya mencapai konsensus di kalangan astronom seabad kemudian. Satusatunya penghubung antara Matahari/bintang dan pengamat hanyalah cahayanya. Untuk dapat menjawab apakah sebenarnya bintang itu, cahaya inilah yang dikumpulkan, disebarkan lagi, dipilah-pilah dan sebagainya. Joseph von Fraunhofer pada 1814, melewatkan cahaya Matahari pada sebuah prisma. Dia mencatat dan memetakan sejumlah garis-garis gelap dalam spektrum Matahari, yang kemudian disebut sebagai garis-garis Fraunhofer. Gustav Robert Kirchhoff dan Robert Bunsen kemudian menemukan bahwa garis-garis tersebut berasal dari gas bertekanan rendah dan berhubungan dengan suatu elemen kimia yang berada di lapisan atas matahari. Fraunhofer juga kemudian menemukan bahwa bintang-bintang lain juga memiliki spektrum seperti Matahari, tetapi dengan pola garis-garis gelap yang berbeda. Jadi dari sini kemudian astronom berkesimpulan bahwa bintang sebenarnya adalah sebuah bola gas.Penelitian spektrum bintang dapat mengungkap elemen apa saja yang ada di bintang, namun seberapa besar kelimpahan elemen ini baru bisa ditentukan pada 1925 setelah Cecilia Payne-Gaposchkin, dengan menggunakan teori ionisasi dari Meghnad Saha, berhasil mengungkapkan bahwa hidrogen adalah elemen kimia paling berlimpah. Jadi bintang adalah sebuah bola gas yang berpijar dengan hidrogen sebagai elemen paling berlimpah.A. Pembentukan bintang Ruang di antara bintang-bintang tidak kosong. Disitu 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 oleh6bintang-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. Cats 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 itupun tampak.Mengarah pada jantung Bima Sakti atau pada jarak 5500 tahun cahay dari a 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 sehingga7awan 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 HarvardSmithsonian 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. Li dan timnya mempelajari 25 potongan rapat atau inti awan yang masingmasing berukuran satu tahun cahaya. Inti ini bertindak sebagai benih dari bintang yang akan dibentuk, berada di dalam awan molekul pada jarak 6500 tahun cahaya dari Bumi. Para peneliti ini mempelajari cahaya yang terpolarisasi yang memiliki komponen listrik dan magnetik yang sudah sejajar pada arah tertentu. Cara kerja polarisasi bisa ditemukan pada beberapa kacamata matahari yang menghalangi cahaya dengan polarisasi tertentu. Nah pada kasus pengamatan ini, dari polarisasi kemudian dilakukan pengukuran medan magnetik pada setiap inti awan dan dibandingkan dengan medan di sekelilingnya, yakni nebula yang renggang. Medan magnetik cenderung membentuk barisan pada arah yang sama, meskipun skala ukurannya relatif (inti yang 1 tahun cahaya vs nebula 1000 tahun cahaya) dan kerapatan yang berbeda berdasarkan skala magnitud. Turbulensi di sini pun cenderung mengaduk nebula dan mengacaukan arah medan magnetik. Hasilnya, medan magnetik mendominasi turbulensi dalam mempengaruhi kelahiran bintang. Pengamatan tersebut menunjukan inti awan molekul yang berada dekat satu sama lain, terhubung bukan hanya oleh gravitasi namun juga oleh medan magnetik.8Dengan 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.9Pada 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.B. Jejak evolusi pra deret utama. Tahap evolusi sebelum mencapai deret utama itu disebut tahap pra deret utama. Suatu protobintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya. Pada awalnya temperatur dan luminositas bintang masih rendah, dalam diagram HR letaknya di kanan bawah. Hayashi menunjukkan bahwa bintang dengan10temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam kesetimbangan hidrostatik. Dalam diagram HR diagram ini disebut daerah terlarang Hayashi.Protobintang ada di daerah itu. Pada mulanya kerapatan materi protobintang seragam, tetapi kemudian materi makin rapat ke arah pusat. Materi protobintang sebagian besar adalah hydrogen. Pada temperatur yang rendah hydrogen kebanyakan berupa molekul H2. Dengan meningkatnya temperatur tumbukan antara molekul menjadi makin sering dan makin hebat. Pada temperatur sekitar 1500 K terjadi pengerutan (disosiasi) molekul hydrogen menjadi atom hydrogen. Untuk menyediakan energi cukup besar bagi berlangsungnya disosiasi itu protobintang mengerut lebih cepat. Pada temperatur yang makin tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hydrogen dan helium. Proses ini menyerap energi sehingga pengerutan yang cepat berlangsung terus. Pengerutan dengan laju besar ini berakhir bila semua hydrogen dan helium dalam telah terionisasi semua.Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat (hampir seperti jatuh bebas). Pada akhirnya protobintang menyeberang daerah terlarang Hayashi. Kita sebut protobintang itu dengan bintang praderet utama. Luminositas bintang sangat tinggi karena materi masih renggang sehingga energi bebas terpancar keluar. Diduga dahulu luminositas matahari pernah beberapa ratus kali lebih terang dari sekarang. Bintang akan mengerut dengan 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 kesetimbangan hidrostatik. Konveksi terjadi ketika terdapat perbedaan temperatur yang cukup besar antara dua lapisan fluida. Gas dan plasma, dua wujud zat di dalam bintang, berlaku11sebagai fluida. Dalam konveksi, energi dibawa oleh materi yang bergerak dari lapisan yang bertemperatur tinggi ke rendah. Karena kekedapan (atau koefisien absorpsi ) menurun dengan naiknyatemperatur (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 bintang (disebut pusat pancaran). Dengan makin besarnya pusat pancaran, yang kekedapannya kecil, maka bintang pun makin berkurang kekedapannya. Lebih banyak energi yang mengalir secara pancaran. Hal ini ditandai dengan naiknya luminositas. Karena bintang tetap mengerut selama luminositasnya meningkat, permukaannya 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 hydrogen. Pada saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan pun terhenti. Bintang menjadi bintang deret 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.12Massa (M ) Waktu (tahun) 15,0 6,2 x 104 9,0 1,5 x 105 5,0 5,8 x 105 2,25 5,9 x 106 1,0 5,0 x 107 Bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tak pernah cukup tinggi untuk berlangsungnya reaksi pembakaran hidrogen. Batas massa untuk ini bergantung pada komposisi kimia, umumnya sekitar 0,1 M . bintang dengan massa lebih kecil dari batas massa ini akan mengerut dan luminositasnya menurun. Bintang akhirnya mendingin menjadi bintang katai gelap tanpa mengalami reaksi inti yang berarti.C. Evolusi di deret utama. Akibat pengerutan gravitasi, temperatur di pusat bintang menjadi makin tinggi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat, inti hydrogen mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi ini menyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan bintang dan bintang menjadi mantap. Pada saat itu bintang mencapai deret utama berumur nol (atau zero age main-sequence, disingkat ZAMS). Komposisi kimia bintang pada saat itu masih homogen (sama dari pusat hingga ke permukaan) dan masih mencerminkan komposisi awan antar bintang yang membentuknya. Deret utama merupakan kesdudukan bintang dengan reaksi inti di pusatnya yang komposisi kimianya masih homogen. Akibat berlangsungnya reaksi inti di pusat bintang, hidrogen di pusat berkurang sedang helium bertambah. Jadi dengan perlahan terjadi perubahan komposisi kimia di pusat bintang. Sedikit demi sedikit bintang tidak homogen lagi komposisi kimianya. Hal ini berakibat perubahan struktur bintang dengan perlahan. Bintang menjadi lebih terang, jejari bertambah besar dan temperatur efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari deret utama. Tahap evolusi ini disebut tahap deret utama yang bermula dari deret utama berumur nol. Pembangkitan energi di dalam bintang Di pertengahan abad ke-19, Lord Kelvin dan Hermann von Helmholtz, dengan menggunakan teori konservasi energi mempostulatkan bahwa energi yang dihasilkan Matahari berasal dari pengerutan gravitasi. Proses pengerutan mengubah energi gravitasi menjadi energi panas dan meningkatkan suhu di inti Matahari.13Perkembangan fisika kuantum, menelurkan teori baru akan pembangkitan energi di dalam bintang. Adalah Sir Arthur Eddington pada 1920 yang mengemukakannya untuk pertama kali,melibatkan dua proton yang bergabung untuk membentuk pelepasan satu energi. inti helium 1939, dikuti Hans dengan BethePadamengemukakan mekanisme daur proton-proton untuk pembangkitan energi di dalam bintang sekelas matahari, melengkapi teori mekanisme daur karbon-nitrogen-oksigen yangdikemukakan sebelumnya pada 1938 oleh Carl Friedrich von Weizscker. Ketika Eddington mengungkapkan usulannya untuk pertama kali, didapati bahwa tekanan dan temperatur Matahari tidak cukup tinggi untuk melangsungkan pembakaran fusi hidrogen. Bethe melihat bahwa efek terowong dalam fisika kuantum dapat mengatasi masalah ini, sehingga reaksi fusi dapat terjadi dalam lingkungan dengan temperatur dan tekanan yang tidak terlalu tinggi. Daur proton -proton yang diusulkan oleh Hans Bethe adalah reaksi fusi yang tidak terlalu peka terhadap suhu dan berlangsung dengan lambat. Daur ini juga yang membuat bintang-bintang sekelas matahari dan yang lebih kecil dapat berumur jauh lebih panjang. Di lain pihak, daur karbon-nitrogen-oksigen berlangsung pada temperatur dan tekanan yang tinggi yaitu saat energi kinetik mampu mengatasi penghalang gaya Coulomb. Daur karbon-nitrogen-oksigen berlangsung dengan laju cepat, sehingga sekali bintang memiliki cukup tekanan dan temperatur, daur ini akan lebih dominan ketimbang rantai proton-proton. Dengan daur CNO, terjadi semacam siklus melingkar, semakin semakin cepat tinggi reaksitemperatur,berlangsung, dan semakin cepat reaksi berlangsung, semakin tinggi temperatur. Daur ini yang dominan terjadi pada bintang-bintang yang lebih masif daripada matahari.14Perbedaan mekanisme fusi nuklir di dalam bintang ini akan membuat perbedaan struktur bintang antara yang bermassa lebih kecil dari matahari dan yang lebih besar. Bintang yang temperatur pusatnya dua kali lebih tinggi daripada matahari menghasilkan energi dari daur karbon seribu kali lebih besar daripada matahari, sedangkan energi dari reaksi proton-proton hanya sekitar lima kali lebih besar. Bintang di deret utama bagian atas mempunyai temperatur pusat lebih tinggi daripada yang di deret utama bagian bawah. Jadi untuk bintang deret utama bagian atas pembangkitan energi terutama berasal dari reaksi daur karbon, sedangkan di bagian bawah (seperti matahari) terutama dari reaksi proton-proton. Tak ada batas tajam untuk deret utama bagian atas dan bagian bawah, batasnya berkisar antara massa 2,5 dan 1,5 M . Pembangkitan energi pada bintang-bintang sekelas matahari atau yang lebih kecil, terutama ditempuh melalui mekanisme rantai proton-proton yang tidak terlalu peka terhadap suhu. Hal ini menyebabkan temperatur pada lapisan-lapisan di bagian inti tidak terlalu jauh berbeda sehingga konveksi tidak terjadi. Energi di bagian inti diangkut keluar dengan cara radiasi. Sebaliknya di bagian luar bintang, temperatur cukup rendah sehingga mengijinkan atom hidrogen berada dalam keadaan netral. Pada satu titik di dalam bintang antara inti dan permukaan, foton-foton berenergi tinggi dalam panjang gelombang ultra violet yang diradiasikan dari inti kemudian diserap oleh hidrogenhidrogen netral untuk mengionisasi diri, sehingga seolah-olah lapisan ini menjadi tidak tembus cahaya ultra violet. Dari titik ini penghantaran dengan cara radiasi berhenti dan energi kemudian diangkut secara konveksi.15Jadi untuk bintang-bintang sekelas matahari atau yang lebih kecil, lapisan radiasi dominan di bagian inti sementara lapisan konveksi dominan di bagian luar. Struktur bintang yang lebih masif dari matahariPada bintang-bintang bermassa lebih besar daripada matahari, reaksi CNO yang sangat peka pada temperatur membuat gradien temperatur di inti sangat besar. Semakin dalam kita masuk ke lapisan-lapisan di bagian inti maka semakin tinggi temperatur, sehingga semakin cepat reaksi berlangsung. Semakin cepat reaksi berlangsung, berakibat pada semakin tingginya temperatur, begitu seterusnya, sehingga perbedaan temperatur antar lapisan di bagian inti menjadi begitu besar yang membuat pengangkutan energi di pusat diangkut dengan cara konveksi. Tempat terjadinya konveksi ini di sebut pusat konveksi. Karena laju raksi yang cepat ini, hidrogen di pusat bintang akan habis dalam waktu yang relatif singkat. Tetapi akibat adanya aliran konveksi, bagian pusat akan diisi kembali oleh hidrogen bagian luar yang reaksinya lebih lambat, sedang materi di pusat akan terbawa keluar. Pengadukan yang berlangsung terus menerus ini menyebabkan komposisi kimia di dalam pusat konveksi seragam. Dengan begitu hidrogen akan habis secara serentak dalam seluruh pusat konveksi itu. Energi yang begitu besar yang dibangkitkan dari reaksi CNO membuat bagian luar bintang juga memiliki temperatur yang tinggi sehingga hampir semua atom hidrogen berada dalam keadaan terionisasi. Hal ini menyebabkan foton -foton ultra violet tidak menemui halangan dan lolos begitu saja, sehingga penghantaran energi dengan cara radiasi lebih dominan di bagian kulit bintang. Jadi untuk bintang-bintang yang lebih masif daripada matahari, lapisan radiasi dominan di bagian kulit/luar sementara lapisan konveksi dominan di bagian inti. Akibat reaksi pembakaran hidrogen, jumlah helium di pusat bintang bertambah. Timbunana helium di pusat bintang ini disebut pusat helium. Terjadi pengerutan gravitasi secara perlahan pada pusat helium itu. Energi yang dibangkitkan akibat pengerutan itu kecil sekali hingga gradien temperatur di situ kecil. Dengan kata16l i Ctlii ii ti t t il t t li it j i i t l t li ii i i i t t i ttt i t i l i i t t M %i t t iti it t t li t ti lii l itt batas Schonberg Chandrasekhar. Saati tang berubah secara hebat Bagian luar bintang akan memuai dengancepat Bintang berevolusi menjadi bintang raksasa merah. D. E l il w Struktur dalam bintang pada tahap deret utama bergantung pada massa bintang. Begitu pula evolusi lanjut bintang dimulai dan ditentukan oleh massa awan pembentuk bintang dan massa bintang. Makin besar massanya maka evolusinya makin cepat untuk meninggalkan tahap deret utama.iawali oleh reaksi termonuklir yang mengubah empat isotop atom Hidrogen (H) menjadi satu atom helium (He). etika H di pusat habis terjadi pembakaran He dipusat dengan cara berbeda dengan pembakaran H. Sedangkan pembakaran H berlangsung di kulit bintang. Akibatnya gaya gravitasi memanaskan inti memanaskan H yang menyelubungi dan lebih l njut mengembangkan selubung bintang. Bintang a berubah menjadi raksasa merah, berukuran 100 kali Matahari, namun lebih dingin. Bergeser di kanan atas diagram HR.17Inti semakin panas He berubah menjadi karbon ( C ) dengan sangat cepat dan eksplosi hingga memunculkan kilatan helium . Bintang raksasa mengerut dengan kondisi di pusat terjadi pembakaran He menjadi C, dan di kulit terjadi pembakaran H menjadi He. Inti C terbentuk, bintang mengembang lagi menjadi maha raksasa merah, dimana sebagian materi terlempar keluar membentuk selubung dan menjadi kabut planet (planetary nebula) (lihat gambar). Inti bintang mengerut. Evolusi lebih lanjut ditentukan oleh massa bintang dengan batas massa sebesar 1,44 massa Matahari yan g disebut batas Chandrasekhar. Jika bintang semenjak dari deret utama bermassa kurang dari 4 kali massa Matahari maka reaksi pembakaran C tidak terjadi. Bintang ini akan menjadi bintang katai putih berkerapatan 20 miliar gram/cm3. Berada di bagian kiri diagram HR. Matahari akan menjadi katai putih seukuran Bumi 5 miliar tahun lagi. Selama bermiliar tahun katai putih tetap memancarkan radiasi sebelum berubah menjadi katai gelap. adang katai putih meledak menjadi nova, atau supernova tipe Ibila meledak dan hancur sama sekali. Bila semula massa bintang melebihi 8 kali massa matahari dan setelah pembentukan inti C dengan massa melebihi batas Chandrasekhar terjadi pembakaran C maka akan terjadi pembentukan unsur berat di inti secara berlapis yaitu oksigen, neon, silikon dan besi. Akhirnya bintang meledak dahsyat, hancur sama sekali dalam peristiwa supernova tipe II. etika bintang meledak, biasanya kejadiannya sangat cepat sehingga astronom hanya bisa melihat sisa-sisa ledakannya. Namun dalam sebuah keberuntungan, sebuah satelit berhasil menangkap ledakan sinar X dari sebuah bintang yang tengah mengakhiri hidupnya saat kejadian ledakan itu sedang terbentang. Penemuan ini menjadi titik awal untuk kemungkinan pengamatan supernova yang sedang meledak di masa mendatang.Supernova untuk pertama kalinya disaksikan secara langsung. Science Team/ Stefan Immlerredit : NASA / Swi t18Dari sisa ledakan, bintang mengerut namun masih bisa menahan tekanan gravitasinya, inti memanas hingga mencapai 5 miliar derajat C, dan inti besi membelah. Terbentuklah inti netron dengan kerapatan 270 triliun gram/cm3. Bila bintang netron ini berotasi maka akan memancarkan gelombang radio, dan dinamakan sebagai Pulsar (pulsating radio sources). Yang akan berhenti berotasi dalam waktu sangat lama. Bila massa bintang lebih besar dari massa pembentuk bintang netron. Maka ketika bintang mengerut maka gravitasinya tidak bisa ditahan dan terbentuklah bintang yang legendaris yaitu lubang hitam (bintang hantu). Black Hole atau Lubang hitam merupakan objek yang sangat massive, memiliki gravitasi yang sangat kuat sehingga dapat menarik semua benda disekitarnya bahkan cahaya pun tidak dapat meloloskan diri darinya.19BAB III PENUTUP A. Kesimpulan Proses pembentukan bintang merupakan reaksi berantai. Pembentukan bintang di suatu tempat akan memacu pembentukan bintang di tempat lain dan materi antar bintang merupakan bahan mentah pembentukan bintang awan antar bintang disebut nebula. Dibutuhkan waktu jutaan hingga milyaran tahun untuk terjadinya proses ini. Evolusi pra deret utama diawali oleh pembentukan protobintang. Suatu protobintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya. Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massa bintang itu. Akibat pengerutan gravitasi, temperatur di pusat bintang menjadi makin tinggi. Akibat berlangsungnya reaksi inti di pusat bintang, hidrogen di pusat berkurang sedang helium bertambah. Hal ini berakibat perubahan struktur bintang dengan perlahan. Bintang menjadi lebih terang, jejari bertambah besar dan temperatur efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari deret utama. Tahap evolusi ini disebut tahap deret utama yang bermula dari deret utama berumur nol. Evolusi lanjut bintang dimulai dan ditentukan oleh massa awan pembentuk bintang dan massa bintang. Makin besar massanya maka evolusinya makin cepat untuk meninggalkan tahap deret utama. Suatu bintang bisa saja berevolusi menjadi katai putih, meledak membentuk nova, supernova tipe 1 atau tipe 2 dan hancur, atau bisa juga berevolusi membentuk bintang neutron maupun black hole. Semua itu tergantung dari massa awal bintang. Akhirnya, meskipun usia manusia pendek tapi kita bisa memahami akhir cerita bintang yang berusia milyaran tahun dikarenakan kemampuan manusia di dalam mengembangkan iptek. B. Saran Seiring dengan perkembangan ilmu pengetahuan dan teknologi,kemungkinan munculnya hal-hal baru berkaitan dengan evolusi bintang sangatlah besar. Oleh karena itu, perlu diadakan pembaharuan terhadap teori-teori yang telah ada saat ini.20Daftar PustakaSutantyo, Winardi. 1984. Astrofisika: Mengenal Bintang. Bandung : Penerbit ITB http://google.com/StrukturBintang:SejarahdanPengukurannya_langitselatan.com.html http://google.com/Rahasia Dibalik Nebula Cakar Kucing _ langitselatan.com.htm http://google.com/LedakanBintangBerhasilDilihatSecaraLangsung_langitselatan.com.htm http://google.com/akhir riwayat bintang.htm21