Revisi Tgs Astronomi Evolusi Bintang

31
EVOLUSI BINTANG Disusun untuk Memenuhi Tugas Mata Kuliah Astronomi Dosen Pengampu : Dyah Fitriana Masithoh, M.Sc Disusun oleh: Aniks Ambarwati (K2311007) Indah Nuruul Szohimah (K2312033) Mukhasin (K2311045) Solatun Nur Lestari (K2311068) PROGRAM STUDI PENDIDIKAN FISIKA 2012 A FAKULTAS KEGURUAN DAN ILMU PENDIDIKAN UNIVERSITAS SEBELAS MARET SURAKARTA 2015

description

astronomi

Transcript of Revisi Tgs Astronomi Evolusi Bintang

EVOLUSI BINTANG

Disusun untuk Memenuhi Tugas Mata Kuliah Astronomi

Dosen Pengampu : Dyah Fitriana Masithoh, M.Sc

Disusun oleh:

Aniks Ambarwati

(K2311007)

Indah Nuruul Szohimah(K2312033)

Mukhasin

(K2311045)

Solatun Nur Lestari

(K2311068)

PROGRAM STUDI PENDIDIKAN FISIKA 2012 A

FAKULTAS KEGURUAN DAN ILMU PENDIDIKAN

UNIVERSITAS SEBELAS MARET

SURAKARTA

2015

KEHIDUPAN BINTANGA. Terbentuknya Bintang

Sebuah bintang lahir dimulai ketika sebagian debu dan gas di bagian dalam nebula mulai berkumpul dan bergabung. Secara perlahan gabungan gas dan debu tersebut mengkerut dan memadat serta di bagian dalamnya menjadi panas. Panas tersebut diakibatkan oleh karena adanya penggabungan inti hydrogen ke dalam helium Selama pemadatan berlangsung panas itupun semakin bertambah yang mengakibatkan terjadinya pelepasan tenaga.

Gambar: Helix Nebula NGC7293.Gambar: Nebula merupakan bahan dasar pembentuk bintang.Adanya awan antar bintang yang mengalami pemampatan dan mengerut yang disebut sebagai kondensasi. Akibat kondensasi tekanan di dalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan. Bila tekanan pada akhirnya melebihi gravitasi, awan akan tercerai berai kembali dan pengerutan tak akan berlangsung. Agar pengerutan gravitasi berlangsung massa awan itu harus cukup besar dan melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jeans atau Mj.

Mj dinyatakan dalam , = kerapatan massa dalam awan (dalam gram/cm3), = berat molekul rata-rata, dan T = temperatur.Selanjutnya awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan dan setiap awan akan mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan-awan itu akan memijar dan menjadi calon bintang yang disebut protobintang. Jadi bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri tetapi berasal dari suatu kondensasi besar disuatu awan antar bintang yang kemudian terpecah dalam kondensasi yang lebih kecil, peristiwa ini disebut fragmentasi. Suatu protobintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya. Pada awalnya temperatur dan luminositas bintang masih rendah. Hayashi menunjukan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam kesetimbangna hidrostatik. Dalam diagram HR daerah ini disebut daerah terlarang Hayashi. Pada mulanya kerapatan materi protobintang seragam, tetapi kemudian materi makin rapat kearah pusat. Materi protobintang sebagian besar adalah hydrogen. Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat. Pada akhirnya protobintang menyeberang daerah terlarang Hayashi. Kita sebut protobintang itu dengan bintang praderet utama. Luminositas bintang sangat tinggi karena materi masih renggang sehingga energy bebas terpancar keluar. Karena bintang tetap mengerut selama luminositasnya meningkat, permukaannya menjadi lebih panas. 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 berumur nol (zero age main sequence disingkat ZAMS). Komposisi kimia bintang pada saat itu masih homogen (sama dari pusat hingga kepermukaan) dan masih mencerminkan komposisi awan antar bintang yang membentuknya.Bila massa bintang terlalu kecil, suhu dipusat bintang tidak pernah cukup tinggi untuk berlangsungnya reaksi pembakaran hydrogen. 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 menjadi katai coklat tanpa mengalami reaksi inti yang berarti. Diagram evolusi bintang pra deret utama ini dapat dilihat pada gambar berikut.

Gambar 7.1.

Diagram Evolusi Bintang Pra Deret Utama

B. Evolusi Bintang Tahap Lanjut

Akibat berlangsungnya reaksi di pusat bintang, secara perlahan terjadi perubahan komposisi kimia di pusat bintang, hydrogen di pusat berkurang sedang helium bertambah. Hal ini berakibat perubahan struktur bintang dengan perlahan. Bintang menjadi lebih terang, jejari bertambah besar dan temperature efektifnya berkurang.Reaksi pembakaran hydrogen menjadi helium dapat berlangsung dengan dua cara yaitu reaksi proton-proton dan reaksi daur karbon. Pada bintang bermassa besar reaksi daur karbon mempunyai pengaruh penting pada strukturnya. Karena laju reaksi daur karbon sangat peka terhadap temperatur, pembangkitan energi naik sangat cepat ke arah pusat. Akibatnya, reaksi sangat terkonsentrasi ke pusat. Karena laju reaksi yang cepat ini, Hidrogen di pusat bintang akan habis dalam waktu yang relatif singkat.

Pada bintang bermassa kecil pembangkitan energinya terutama dari reaksi proton-proton. Dalam hal ini pembangkitan energi tidak terlalu terkonsentrasi ke pusat, sebaliknya konveksi akan terjadi di selubung (selubung konveksi).

Akibat reaksi pembakarn hydrogen, jumlah helium di pusat bintang bertambah. Timbunan helium di pusat bintang disebut pusat helium. Terjadi pengerutan gravitasi secara perlahan pada pusat helium itu. Energi yang dibangkitkan akibat pengerutan itu kecil sekali sehingga gradien temperature disitu kecil. Dengan kata lain pusat helium ini bersifat isotherm. Bila massa pusat helium ini mencapai 10 hingga 20% massa bintang, gradien tekanan tidak dapat mengimbangi berat bagian luar bintang. Pusat helium tidak lagi mengerut dengan perlahan tetapi tuntuh dengan cepat. Massa kritis pusat helium agar hal ini terjadi disebut batas Schonberg Chandrasekhar. Saat itu struktur bintang berubah secara hebat. Bagian luar bintang akan memuai dengan cepat. Bintang berevolusi menjadi bintang raksasa merah.

Pada bintang bermassa kecil, setelah berevolusi menjadi bintang raksasa merah terjadi peningkatan tekanan yang mendadak di pusat disebut kilatan helium (helium flash). Sebelumnya perubahan struktur bintang berlangsung dengan perlahan selama milyaran tahun. Tetapi setelah kilatan helium terjadi, bintang berubah strukturnya hanya dalam beberapa jam. Setelah helium di pusat bintang habis terbentuklah pusat karbon oksigen di dalam bintang. Suatu bintang yang bermassa kecil yang didalamnya berlangsung reaksi pembakaran hydrogen dan helium di sekitar pusat karbon oksigen dapat goyah kemampatannya. Bintang akan berdenyut dengan denyutan yang makin kuat sehingga terjadi pelontaran massa oleh bintang itu. Bintang akan membubuskan matei bagian luarnya hingga tersingkaplah pusatnya. Seolah-olah terlihat bintang panas yang dikelilingi oleh cincin gas yang mengembang yang biasa disebut planetary nebula. Pusat bintang ini akhirnya akan mengerut menjadi bintang katai putih.

Bintang yang massanya terlampau kecil misalkan 0,5 tidak akan mampu melangsungkan reaksi pembakaran helium. Evolusi awalnya sama namun kilatan helium tidak akan terjadi karena temperature pusatnya kurang tinggi. Setelah membakar hidrogennya bintang mengerut menjadi bintang katai coklat.

Bintang bermassa sedang, setelah tertimbunnya karbon di pusat bintang akibat reaksi pembakaran helium, pusat karbon akan mengerut sehingga rapat massa dan suhu di pusat bintang makin tinggi. Reaksi pembakaran karbon akan sangat eksplosif hingga bintang akan meledak. Bintang akan hancur berantakan

Pada bintang bermassa besar, yaitu lebih dari 10 , reaksi pembakaran karbon akan berlangsung mantap (tidak eksposif), demikian pula reaksi-reaksi berikutnya. Dengan demikian di dalam bintang akan terbentuk beraneka inti berat. Hingga terbentuklah inti yang paling mantap yaitu inti besi di pusat bintang. Inti besi tidak akan bereaksi membentuk unsur yang lebih berat. Sebaliknya pada temperatur dan tekanan yang sangat tinggi inti besi akan terjadi reaksi endoterm atau menyerap panas. Akibatnya tekanan di pusat bintang mendadak turun hingga pusat bintang runtuh dengan dahsyat karena terhimpit oleh beban yang berat. Keruntuhan pusat bintang membawa lapisan luar yang masih kaya akan bahan bakar hidrogen ke tempat yang temperaturnya tinggi. Terjadilah reaksi inti hidrogen dengan laju yang tinggi. Akibatnya terjadi suatu ledakan nuklir yang maha dasyat. Pusat bintang akan runtuh menjadi benda yang sangat mampat sedangkan bagian luarnya terlontar dengan kecepatan puluhan ribu kilometer per detik.

Pusat bintang yang runtuh itu menjadi sangat mampat. Elektron di pusat bintang akan terhimpit hingga makin dekat dengan inti. Akhirnya banyak elektron menembus inti. Elektron yang menembus inti itu menyatu dengan proton membentuk neutron. Dengan demikian terbentuklah gas yang kaya akan neutron. Akhirnya bintang akan akan mantap dengan jejari sekitar 10 km saja namun massanya menyerupai massa matahari yang jejarinya 700.000 km. Bintang ini kita sebut sebagai bintang neutron.

Namun jika bintang sisa ledakan supernova tersebut cukup besar yaitu lebih dari 1,44 , bintang akan semakin mampat dan medan gravitasi di permukaannya semakin kuat. Bintang akan mantap dengan jejari sekitar 3 km saja namun massanya menyerupai massa matahari yang jejarinya 700.000 km. Bintang ini kita sebut sebagai lubang hitam (black hole).

C. Akhir Sebuah BintangKetika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan disebut bintang raksaksa merah yang dapat mencapai 100 kali ukuran matahari sebelum membentuk bintang kerdil putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang tersebut akan membentuk superraksaksa merah. Superraksaksa merah ini kemudiannya membentuk Nova atau Supernova dan kemudiannya membentuk bintang neutron atau Lubang hitam.Supernova adalah ledakan dari suatu bintang di galaksi yang memancarkan energi yang teramat besar. Peristiwa supernova ini menandai berakhirnya riwayat suatu bintang. Bintang yang mengalami supernova akan tampak sangat cemerlang dan bahkan kecemerlangannya bisa mencapai ratusan juta kali cahaya bintang tersebut semula.Energi yang dipancarkan oleh supernova amatlah besar. Bahkan pancaran energi yang dipancarkan saat supernova terjadi dalam beberapa detik saja dapat menyamai pancaran 4energi sebuah bintang dalam kurun waktu jutaan hingga miliaran tahun. Pancaran energi supernova dapat dihitung berdasarkan sifat-sifat pancaran radiasinya.Supernova biasa terjadi dikarenakan habisnya usia suatu bintang. Saat bahan-bahan nuklir pada inti bintang telah habis, maka tidak akan dapat terjadi reaksi fusi nuklir yang merupakan penyokong hidup suatu bintang. Dan bila sudah tidak dapat dilakukan fusi nuklir ini, maka bintang akan mati dan melakukan suApernova.D. Jenis-jenis SupernovaBerdasarkan pada garis spektrum pada supernova, maka didapatkan beberapa jenis supernova : Supernova Tipe IaPada supernova ini, tidak ditemukan adanya garis spektrum Hidrogen saat pengamatan.

Supernova Tipe Ib/cPada supernova ini, tidak ditemukan adanya garis spektrum Hidrogen ataupun Helium saat pengamatan. Supernova Tipe IIPada supernova ini, ditemukan adanya garis spektrum Hidrogen saat pengamatan. HipernovaSupernova tipe ini melepaskan energi yang amat besar saat meledak. Energi ini jauh lebih besar dibandingkan energi saat supernova tipe yang lain terjadi.Berdasarkan pada sumber energi supernova, maka didapatkan jenis supernova sebagai berikut. Supernova Termonuklir (Thermonuclear Supernovae) Berasal dari bintang yang memiliki massa kecil Berasal dari bintang yang telah berevolusi lanjut Bintang yang meledak merupakan anggota dari sistem bintang ganda. Ledakan menghancurkan bintang tanpa sisa Energi ledakan berasal dari pembakaran Karbon (C) dan Oksigen (O) Supernova Runtuh-inti (Core-collapse Supernovae) Berasal dari bintang yang memiliki massa besar Berasal dari bintang yang memiliki selubung bintang yang besar dan masih membakar Hidrogen di dalamnya. Bintang yang meledak merupakan bintang tunggal (seperti Supernova Tipe II), dan bintang ganda (seperti supernova Tipe Ib/c) Ledakan bintang menghasilkan objek mampat berupa bintang neutron ataupun lubang hitam (black hole). Energi ledakan berasal dari tekananE. Tahapan terjadinya SupernovaSuatu bintang yang telah habis masa hidupnya, biasanya akan melakukan supernova. Urutan kejadian terjadinya supernova adalah sebagai berikut.1. PembengkakanBintang membengkak karena mengirimkan inti Helium di dalamnya ke permukaan. Sehingga bintang akan menjadi sebuah bintang raksasa yang amat besar, dan berwarna merah. Di bagian dalamnya, inti bintang akan semakin meyusut. Dikarenakan penyusutan ini, maka bintang semakin panas dan padat.2. Inti BesiSaat semua bagian inti bintang telah hilang, dan yang tertinggal di dalam hanyalah unsur besi, maka kurang dari satu detik kemudian suatu bintang memasuki tahap akhir dari kehancurannya. Ini dikarenakan struktur nuklir besi tidak memungkinkan atom-atom dalam bintang untuk melakukan reaksi fusi untuk menjadi elemen yang lebih berat.3. PeledakanPada tahap ini, suhu pada inti bintang semakin bertambah hingga mencapai 100 miliar derajat celcius. Kemudian energi dari inti ini ditransfer menyelimuti bintang yang kemudian meledak dan menyebarkan gelombang kejut. Saat gelombang ini menerpa material pada lapisan luar bintang, maka material tersebut menjadi panas. Pada suhu tertentu, material ini berfusi dan menjadi elemen-elemen baru dan isotop-isotop radioaktif.4. PelontaranGelombang kejut akan melontarkan material-material bintang ke ruang angkasa.F. Dampak dari SupernovaSupernova memiliki dampak bagi kehidupan di luar bintang tersebut, di antaranya: a. Menghasilkan LogamPada inti bintang, terjadi reaksi fusi nuklir. Pada reaksi ini dilahirkan unsur-unsur yang lebih berat dari Hidrogen dan Helium. Saat supernova terjadi, unsur-unsur ini dilontarkan keluar bintang dan memperkaya awan antar bintang di sekitarnya dengan unsur-unsur berat.b. Menciptakan Kehidupan di Alam SemestaSupernova melontarkan unsur-unsur tertentu ke ruang angkasa. Unsur-unsur ini kemudian berpindah ke bagian-bagian lain yang jauh dari bintang yang meledak tersebut. Diasumsikan bahwa unsur atau materi tersebut kemudian bergabung membentuk suatu bintang baru atau bahkan planet di alam semesta.Peristiwa Supernova yang teramati

Supernova 1994D

Sebuah ilustrasi dari super novaAda satu bintang yang melakukan supernova di ruang angkasa tiap satu detik kehidupan di bumi. Hanya saja, untuk menemukan bintang yang akan melakukan supernova tersebut sangat sulit. Banyak faktor yang memengaruhi dalam pengamatan supernova. Walaupun begitu, ada beberapa peristiwa supernova yang telah teramati oleh manusia, di antaranya:a) Supernova 1994DDahulu kala, sebuah bintang meledak di tempat yang amat jauh dari bumi. Ledakan itu tampak seperti sebuah titik terang. Ini terjadi di bagian luar dari galaksi NGC 4526, dan dinamakan Supernova 1994D. Sinar yang dipancarkannya selama beberapa minggu setelah ledakan tersebut menunjukkan bahwa supernova tersebut merupakan Supernova Tipe Ia.Supernova 1987A yang terjadi di Awan Magellan Besar. Tanda panah di bagian kanan menunjukkan bintang sebelum meledak

Ternyata kejadian supernove tidak sampai itu, menurut hasil pemotretan teropong terbesar di gunung Palomar, kabut hasil dari ledakan sebuah bintang itu tampak cahaya, sumber radio, sinar x, dan sinar gama. Ternyata sumbere enerzi itu terdapat dari inti kabut itu, namun dilihat dari denyutannya yang sangat kerap, jelas keadaannya sangat berat dan dia berputar sangat cepat pada sumbunya, karena itu dinamakan binyut ( bintang berdenyut Nona Jocelyn Bell ), dan setelah itu banyak lagi hal yang sama yang ditemukan.

Cebol putih atau binyut berasal dari supernova. Keadaan cebol putih sangat berbeda dengan netron, cebol putih warnanya putih sehingga masih terlihat sedangkan bintang neutron tidak sehingga tidan terlihat tapi proses pembentukannya sama, bintang neutron keadaannya hitam dia disebut pula cebol hitam. Walaupun dia tidak nampak tapi keberadaannya dapat terdengar dengan mengirimkan gelombang radio.G. Lubang HitamSebuah bintang yang berukuran lebih dari 10 kali berat matahari tidak akan menjadi cebol putih tapi langsung menjadi cebol hitam. ( bintang neutron ), gravitasinya terus bertambah dan akhirnya setelah bintang itu mampat , kepesatannya lepas dari permukaannya mencapai lebih dari kecepatan cahaya. Sehingga tidak akan ada cahaya yang lepas darinya, hal ini dinamakan oleh para ahli sebagai lubang hitam.Sebuah lubang hitang akan terlihat apa bila didekatnya terdapat sebuah bintang yang cahayanya tertarik oleh lubang hitam tersebut.

Sebuah lubang hitam nampak ketika didekatnya terdapat bintang .Lubang hitam sebagai mana para ilmuan menyebutnya, sesungguhnya sama sekali tidak hitam, coba saja kita bayangkan setiap bintang memiliki sinar yang terang ketika ditelan lubang hitam cahayanya menjadi lenyap, terhapus menurut penglihatan dari sebelah luar tetapi didalam lubang hitam itu sendiri tentu keadaannya amatlah benderang karena pancaran setiap bintang yang ditelannya, jika kita berada didalamnya mungkin saja kita akan melihat langit putih berkilau seperti luluhan perak dengan panas yang dahsyat.Pembentukan bintang sama dengan pembentukan matahari. Dimulai ketika sebagian debu dan gas purba di bagian dalam nebula mulai terkumpul dan bergabung. Kemudian secara perlahan-lahan gabungan gas dan debu itu mengerut dan memadat, serta di bagian dalamnya menjadi panas. Selama pemadatan berlangsung, panasnya semakin bertambah. Panas ditimbulkan oleh penggabungan inti-inti hidrogen ke dalam helium. Akibatnya terjadi pelepasan tenaga dan bersinarlah ia menjadi bintang hingga hidrogennya habis terpakai. Ketika hidrogennya mulai berkurang di bagian dalamnya akan terjadi pengrutan. Namun suatu keanehan akan terjadi; bersamaan dengan bagian dalamnya mengerut, bagian luarnya justru mengembang dan lapisan luarnya akan mendingin. Karena mendingin warnanya akan menjadi merah dengan suhu yang meningkat. Tetapi keadaan tersebut akan berubah lagi yaitu menjadi mengerut kembali dengan warna putih (cebol putih). Pada tahap menjadi cebol putih, sinar bintang sangat lemah tetapi memiliki bobot yang sangat berat dan secara perlahan akan padam. Dalam keadaan demikian ia akan menjadi sebuah bola yang gelap dan dingin, dan kita tidak dapat melihatnya lagi.Matahari saat ini masih cukup banyak memiliki hidrogen sehingga dalam waktu 5 milyar lagi akan tetap bersinar, tetapi suatu saat jika tidak keburu kiamat, ia akan berubah menjadi raksasa merah yang mengembang dengan panas melebihi panas yang ada sekarang. Andaikata sudah sampai pada waktu itu, pastilah Bumi akan menjadi panas dan manusia tidak ada yang dapat hidup di permukaanya.Selain melalui proses kematian, bintang juga ada yang mengakhiri hidupnya dengan ledakan yang disebut nova, jika sangat besar ledakannya disebut Supernova. Para astronom mencatat kejadian nova antara lain tahun 1670 pada gugus Vulvecula trjadi nova dengan derajat gemilau 3. Tahun 1848 dalam gugus Ophiuchus dengan gemilau 5,5. Tahun 1876 dalam gugusan Cygnus dengan gemilau 3. Bahkan selama abad 20 peristiwa ledakan bintang (nova) relatif sering terjadi yaitu sekitar 18 kali. Menurut hasil penelitian, ledakan itu terjadi pada lapisan luar dari sebuah bintang. Lapisan tersebut meledak dengan kecepatan pancaran sekitar 500 hingga 650 km per detik karena itu semburan cahanya dapat terlihat contoh nova yang ledakannya cepat adalah di gugusan Aquila tahun 1918. Selama sekitar 4 bulan lamanya setelah meledak terlihat awan gas. Awan gas tersebut masih terus terlihat hingga sekitar 20 tahun, baru memudah dan menjadi sangat lemah. Semburan cahanya mencapai garis tengah sekitar 1.600.000.000.000 km, dan selanjutnya lenyap tidak kelihatan.Setelah terjadi ledakan ternyata beberapa kasus ledakan bintang menyisakan sejumlah bintang berdenyut yang ukurannya sangat kecil dengan massa yang sangat berat. Bintang ini dinamakan pulsar atau Binyut (bintang berdenyut). Munculnya Binyut merupakan tahap lanjut dari proses keruntuhan dan pengerutan gravitasi sebuah cebol putih dan proses itu akan berakhir pada sebuah bintang netron. Jadi binyut adalah salah satu jenis dari bintang netron.Bintang netron yang berasal dari peristiwa Supernova berbeda dengan bintang netron dari nova. Ledakan bintang-bintang yang jauh lebih besar dan lebih padat daripada matahari mengasilkan bintang netron yang cebol hitam yang tidak tampak. Tetapi karena terdengar kelakuannya melalui denyutan gelombang radio maka diketahui posisinya. Cebol hitam inilah yang kemudian disebut Lubang Hitam (black-hole). Lubang hitam merupakan bintang yang cukup padat, mampat sekali, dan memiliki gravitasi yang sangat kuat. Kepesatan lepas (gravitasi) dari permukaan bintang lebih besar daripada kecepatan cahaya, sehingga cahaya yang dipancarkan bintang dibelokkan kembali menuju inti bintang dan cahayanya tidak jadi memencar ke sekelilingnya. Akibatnya bintang itu seperti tidak bersinar dan menyerupai lubang hitam. Lubang hitam dapat terlihat karena disinari oleh bintang yang ada di dekatnya.

Gambar Lubang hitam (Sumber: www.celestiamotherlode.net)Diagram Hertzprung-Russel (HR)

A. Mengenal Diagram Hertzprung-Russel (HR)Ejnar Hertzprung pada tahun 1911 mem-plot sebuah diagram yang menghubungkan antara magnitudo relatif bintang-bintang dalam satu gugus dengan tipe spektral yang mereka miliki. Dua tahun kemudian Henry Russel yang bekerja secara independen, membuat sebuah diagram yang mem-plot antara magnitudo absolut bintang-bintang dekat yang diketahui jaraknya, dengan tipe spektral mereka. Berdasarkan hasil dari Ejnar Hertzprung dan Henry Russel, maka kita mengenal diagram Hertzprung-Russel, yang merupakan diagram yang sangat penting dan menjadi dasar kita memahami bintang.

Diagram Hertzprung-Russel atau dikenal dengan diagram HR merupakan plot antara terang intrinsik (luminositas/ magnitudo absolut) pada sumbu vertikal (ordinat) dan temperatur efektif pada sumbu horizontal (absis). Sifat yang dimiliki sumbu vertikal adalah nilainya semakin bertambah ke arah atas, sedangkan untuk sumbu horizontal nilainya bertambah ke arah kiri. Diagram HR biasa dinamakan dengan "Color-Magnitude Diagrams (CMD)".B. Memahami Diagram HRHal utama yang harus kita ketahui adalah bahwa 90% bintang dalam Diagram HR menempati posisi seperti diagonal dari kiri atas ke kanan bawah. Daerah ini dinamakan daerah Deret Utama (Main Sequence). Posisi kiri atas merupakan posisi bintang yang memiliki derajat terang bintang yang tinggi dan panas. Sedangkan posisi kanan bawah memiliki derajat terang bintang yang rendah dan relatif 'dingin'. Matahari kita berada pada pertengahan daerah ini.

Sebelah kanan Deret utama, terdapat bintang yang dingin (indeks warnanya : merah) tetapi terang. Karena luminositas hanya bergantung pada temperatur dan massa/ukuran, maka seharusnya bintang-bintang di daerah ini lebih besar daripada bintang-bintang di deret utama. Daerah ini dinamakan Giants (Raksasa) dan Supergiants (Maharaksasa). Pada sudut sebaliknya adalah bintang yang redup, bintang biru yakni bintang panas, bintang kecil atau White Dwarfs (Katai Putih). Sempitnya Deret utama merupakan petunjuk bahwa terdapat hubungan yang kuat antara luminositas dengan massa. Maka dinamakan Relasi Massa-Luminositas.

Massa dan Luminositas di-plot dalam skala logaritmik relatif terhadap massa matahari dan luminositas matahari. Maka posisi deret utama bergantung pada massa, bintang yang lebih masif lebih panas dan lebih terang Daerah-daerah pada diagram HR yang dijelaskan di atas ditunjukkan dalam gambar II.1 di bawah ini :

Sumber :http://astropc0.ulb.ac.be/~siess/server/iso.html

Gambar II. 1 Diagram HRC. Interpretasi Diagram HRBintang yang satu dengan yang lain dapat dibedakan hanya dari massa inisialnya dan usianya. Berdasarkan hal tersebut, kita dapat menginterpretasikan diagram HR dalam dua hal yaitu :

1. Sebaran titik dalam diagram HR menunjukkan perbedaan usia bintang-bintang. Implikasi dari konsep ini adalah bahwa bintang-bintang dibentuk pada waktu yang berbeda dan kita mengenal ada bintang muda dan bintang tua. Berdasarkan hipotesis ini evolusi bintang dapat diletakkan dalam diagram HR dengan beberapa garis, yang menunjukkan waktu/usia dari bintang mulai terbentuk, dengan perubahan parameter selama waktu tersebut

2. Parameter gugus bintang, terutama luminositas dan temperatur permukaan, memiliki relasi kuat dengan massa. Massa merupakan parameter yang membedakan pada saat pembentukan. Berbeda titik dalam diagram menunjukkan perbedaan massa bintang.

D. Diagram HR untuk GugusSutantyo (1984) menjelaskan bahwa bintang dalam satu gugus kemungkinan besar mempunyai asal mula yang sama, yaitu dilahirkan pada saat yang hampir bersamaan dan berasal dari materi yang sama. Oleh karena itu penyelidikan pada gugus bintang dengan berbagai umur penting artinya pada telaah evolusi bintang. Terdapat dua tipe gugus bintang yaitu :

a) Gugus Bintang Terbuka (Gugus Galaktik)

Gugus bintang terbuka mengandung 100 sampai 1000 bintang yang memiliki kemiripan komposisi kimia dengan matahari. Bintang yang paling terang sebagian besar berwarna biru. Bentuk gugus ini tidak beraturan, memiliki ukuran dalam rentang 1 sampai 20 parsec (pc). Gugus bintang yang telah diketahui hampir 1000 terdapat di galasi kita dan sebagian besar terdapat pada piringan. Beberapa mengandung gas dan debu, sementara yang lain tidak. Contoh gugus bintang terbuka adalah Pleiades dan Praesepe.

b) Gugus Bola

Gugus bola terkondensasi pada pusatnya. Bentuknya sferis secara virtual. Mengandung 100.000 sampai dengan 1000.000 bintang. Bintang yang paling terang berwarna merah. Berukuran mencapai 40 parsec (pc). Dalam galaksi kita, gugus bola yang telah diketahui sebanyak 150 buah, terdistribusi secara sferis di pusat galaksi. Gugus ini tidak mengandung gas dan debu. Bintang-bintang penyusunnya secara tipikal memiliki kelimpahan elemen berat, jika dibandingkan dengan matahari memiliki faktor antara 10-1000.

Diagram HR dalam suatu gugus bintang dapat digambarkan sebagai hubungan antara magnitudo mutlak dan warna bintang anggotanya. Parameter yang sering digunakan adalah hubungan antara Mv dan B-V.Pada gugus galaktik muda hampir semua bintang masih berada di deret utama. Pada gugus galaktik tua, bintang yang massanya besar sudah ber-evolusi meninggalkan deret utama, sedangkan bintang yang massanya kecil masih di deret utama.

Begitu juga dengan gugus bola, sebagian besar bintang yang berluminositas besar sudah meninggalkan deret utama. Hal ini menunjukkan bahwa gugus bola merupakan gugus yang tua. Evolusi yang cepat terdapat pada daerah antara cabang horizontal dan cabang raksasa. Daerah tersebut adalah gap atau rumpang, yang menunjukkan daerah dengan evolusi yang cepat.

Titik pada deret utama yang merupakan perbatasan antara bintang yang masih berada dalam deret utama dan bintang yang sudah meninggalkan deret utama dinamakan titik belok. Semakin rendah letak titik belok, semakin tua gugus tersebut, karena bintang yang bermassa lebih kecil sudah meninggalkan deret utama.

Bintang dalam galaksi kita tidak dilahirkan dalam waktu yang bersamaan. Hal ini menunjukkan adanya generasi bintang. Ada bintang generasi tua, dan ada juga bintang generasi muda, yang memiliki ciri yang berbeda antara satu dengan yang lainnya.

Pada tahun 1944 W.Baade mengajukan dua macam populasi bintang, yaitu :

1) Populasi I : kelompok bintang muda

2) Populasi II : kelompok bintang tua

Bintang dalam populasi I, terdiri atas bintang maharaksasa biru dan bintang yang terbentuk belum lama berselang, sedangkan bintang dalam populasi II terdiri dari bintang raksasa merah dan bintang tua lainnya. Bintang yang terdapat dalam gugus galaktik, biasanya tergolong populasi I, sedangkan bintang anggota gugus bola tergolong populasi II.

Bintang yang letaknya dekat dapat diamati geraknya. Berdasarkan geraknya bintang dapat terbagi menjadi dua golongan yaitu : bintang yang bergerak cepat dan bintang yang bergerak lambat. Dalam diagram HR, bintang yang bergerak cepat menyerupai gugus bola, sedangkan bintang yang bergerak lambat menyerupai gugus galaktik. Hal ini menunjukkan bahwa bintang yang bergerak lambat tergolong populasi I, sedangkan bintang yang bergerak cepat tergolong populasi II. Matahari termasuk bintang yang bergerak lambat, hal ini disebabkan matahari bergerak mengelilingi pusat galaksi dengan kecepatan tinggi. Jika keadaan ini dilihat dari matahari atau dari kita, maka semua bintang ini bergerak lambat karena kita bergerak bersama mereka. Bintang yang bergerak cepat, mengelilingi pusat galaksi dengan kecepatan rendah, hal ini disebabkan bintang yang bergerak cepat tersebut tertinggal oleh gerak matahari, jika titik acuan kita adalah matahari.

Berdasarkan pengamatan spektroskopi, terdapat fakta yang menunjukkan bahwa di antara bintang populasi I ada yang garis logamnya lemah, dan adapula yang kuat. Garis logam adalah garis spektrum yang berasal dari unsur kimia lebih berat dari helium (He). Bintang ini digolongkan menjadi bintang bergaris kuat dan bintang yang bergaris lemah. Bintang populasi II mengandung unsur berat yang lebih sedikit dibandingkan unsur berat populasi I.

J.H. Oort mengajukan klasifikasi populasi bintang secara lebih cermat, yaitu ditunjukkan dalam 5 kelompok. Ciri kelima kelompok tersebut diberikan dalam Tabel II.1. Contoh diagram HR gugus (M5) ditunjukkan pada gambar II.2 di bawah ini:

PopulasiBintang

AnggotanyaKecepatan Gerak

(km/detik)Jumlah Elemen Zat (Z)

(%)

Ekstrem IMaharaksasa biru,

gugus galaktik104

Pertengahan IBintang bergaris kuat203

Tua IBintang bergaris lemah302

Pertengahan IIBintang bergerak cepat501

Ekstrem IIRaksasa merah,

Gugus bola1800.3

Tabel II. 1 Klasifikasi Populasi Bintang menurut J.H. Oort

Gambar II. 2 Contoh Diagram HR Gugus (M5)

Nebula

Mawan > MJeans

Kondensasi besar

Kondensasi kecil

Kondensasi lebih kecil

protobintang

fragmentasi

Massa sangat kecil

0,1 QUOTE , Teff 10 QUOTE

Massa Sedang

Massa kecil

1 -3 QUOTE

0,5 QUOTE

Reaksi Daur Karbon

Reaksi Daur Karbon

Reaksi pp

Reaksi pp

Maharaksasa merah

Raksasa merah yang terang

Katai putih

Raksasa merah

Katai gelap

terbentuk inti besi

Carbon Flash

Helium flash

Bintang runtuh

Bintang hancur

Planetari Nebula

Supernova Remant

Katai Putih

Supernova

Massa akhirl

> 1,44 QUOTE

Massa akhirl

< 1,44 QUOTE

Bintang Neutron

Lubang Hitam

Gambar 7.2.

Diagram Evolusi Bintang Tahap Lanjut