Lirazan - Bintang adalah objek astronomi yang sudah dikenal luas oleh banyak orang, dan sebagai benda yang mewakili dasar dari terbentuknya sebuah galaksi, keunikan dari sebuah bintang pun menjadi sebuah keindahan tersendiri bagi galaksi.
Usia, distribusi, dan komposisi dari bintang-bintang di galaksi menelusuri sejarah, dinamika, dan evolusi galaksi itu.
Selain itu, bintang bertanggung jawab dalam pembuatan dan distribusi unsur-unsur berat seperti karbon, nitrogen, dan oksigen, dan karakteristik mereka sangat erat dengan karakteristik sistem planet yang bisa bergabung dengan mereka.
Akibatnya, studi tentang kelahiran, kehidupan, dan kematian bintang-bintang adalah pusat dari bidang astronomi.
Proses Terlahirnya Bintang Baru
Bintang dilahirkan di dalam 'awan debu' dan tersebar di seluruh galaksi. Sebuah contoh akrab 'awan debu' adalah Nebula di konstelasi Orion.
Awan debu di kenal juga dengan nama Nebula. Ini adalah contoh dari salah satu nebula di Orion:
Turbulensi yang mendalam pada awan ini menimbulkan knot dengan massa yang cukup membuat gas dan debu dapat runtuh oleh tarikan gravitasi itu sendiri.
Ketika awan meluruh, material yang ada di dalamnya mulai memanas, dan di kenal dengan nama Protobintang. Protobintang adalah inti panas yang ada di jantung awan yang telah runtuh, hal itulah yang akan menjadi cikal bakal terbentuknya sebuah bintang atau disebut juga dengan lahirnya bintang baru.
Komputer dengan model tiga dimensi dari pembentukan bintang, memprediksi bahwa perputaran dari awan yang telah runtuh membuat gas dan debu memecah menjadi dua atau tiga gumpalan.
Dibawah ini akan menjelaskan mengapa mayoritas Bintang-bintang di Bima Sakti berpasangan atau berkelompok dengan beberapa bintang.
Saat awan runtuh, mereka saling berpadu serta inti panas akan membentuk dan mulai mengumpulkan debu dan gas. Tidak semua material ini berakhir sebagai bagian dari sebuah bintang -debu yang tersisa bisa menjadi planet, asteroid, atau komet atau mungkin tetap sebagai debu.
Dalam beberapa peristiwa, awan mungkin saja tidak runtuh pada kecepatan stabil. Januari 2004, seorang astronom amatir, James McNeil, menemukan sebuah nebula kecil yang muncul tiba-tiba di dekat nebula Messier 78, di konstelasi Orion.
Ketika pengamat di seluruh dunia menjelaskan instrumen mereka pada McNeil Nebula, mereka menemukan sesuatu yang menarik - kecerahannya muncul sangat bervariasi.
Pengamatan bersama NASA Chandra X-ray Observatory memberikan penjelasan yang memungkinkan: interaksi antara medan magnet bintang muda dan gas sekitarnya menyebabkan kenaikan episodik dalam kecerahan.
Urutan inti Bintang-bintang
Sebuah bintang dengan ukuran sebesar Matahari, membutuhkan waktu sekitar 50 juta tahun untuk menjadi matang atau dewasa dari awal runtuhnya hingga dewasa.
Matahari akan tetap pada fase dewasa ini (pada urutan utama seperti yang ditunjukkan dalam Diagram Hertzsprung-Russell) selama kurang lebih 10 miliar tahun.
Bintang mendapatkan bahan bakarnya dari fusi nuklir hidrogen untuk membentuk helium jauh di dalam interior mereka. Aliran energi dari daerah pusat bintang menyediakan tekanan yang dibutuhkan untuk menjaga bintang dari keruntuhan di bawah bobotnya sendiri, dan energi dengan cara mana ia bersinar.
Sebagaimana ditunjukkan pada Diagram Hertzsprung-Russell, Urutan bintang utama merentang serangkaian luminosities dan warna, dan dapat diklasifikasikan sesuai dengan karakteristik mereka. Bintang terkecil, yang dikenal sebagai red dwarfs, dapat mengandung sedikitnya 10% massa Matahari dan memancarkan hanya 0,01% sebanyak energi, bersinar lemah pada suhu antara 3000-4000K. Meskipun mereka bersifat kecil, red dwarfs sejauh ini merupakan bintang yang paling banyak di Alam Semesta dan memiliki rentang hidup puluhan miliaran tahun.
Di sisi lain, bintang yang paling masif, dikenal sebagai hypergiants, mungkin 100 atau lebih dari masif Matahari, dan memiliki suhu permukaan lebih dari 30.000 K.
Hypergiants memancarkan ratusan ribu kali lebih banyak energi dari Matahari, namun memiliki daya tahan hanya beberapa juta tahun.
Meskipun bintang ekstrim seperti ini diyakini menjadi hal yang umum di awal alam semesta, saat ini mereka sangat jarang ditemukan - di sepanjang galaksi Bima Sakti hanya ada segelintir hypergiants.
Bintang dan Takdir
Secara umum, semakin besar bintang, semakin pendek hidupnya, meskipun semua bintang paling masif hidup selama miliaran tahun.
Ketika sebuah bintang telah menyatu semua hidrogen di intinya, reaksi nuklir berhenti. Kehilangan produksi energi yang diperlukan untuk mendukungnya, inti mulai runtuh ke dalam dirinya dan menjadi lebih panas.
Hidrogen masih tersedia di luar inti, sehingga fusi hidrogen terus berlanjut di tempurung yang ada di sekeliling inti. Inti yang semakin panas dapat menekan lapisan luar bintang ke luar, menyebabkan mereka untuk meluas dan sejuk, mengubah bintang menjadi raksasa merah.
Jika bintang tersebut cukup besar, keruntuhan inti bisa jadi cukup panas untuk mendukung reaksi nuklir lebih eksotis yang mengkonsumsi helium dan menghasilkan berbagai unsur yang lebih berat sampai dengan zat besi.
Namun, reaksi tersebut hanya menawarkan penangguhan hukuman sementara. Secara bertahap, kebakaran nuklir internal bintang ini menjadi semakin tidak stabil - kadang-kadang terbakar marah, dan di lain waktu padam ke bawah.
Variasi ini mengakibatkan bintang berdenyut dan membuang lapisan luarnya, melemparkan diri dalam kepompong gas dan debu. Apa yang terjadi berikutnya tergantung pada ukuran inti.
- Rata-rata Bintang Menjadi White Dwarfs
- White Dwarfs Bisa Menjadi Novae
- Supernovae Neutron Stars atau Black Holes
- Black Holes
- Bangkitnya Bintang Baru
Bagi bintang yang rata-rata seperti Matahari, proses mendepak lapisan luarnya akan terus berlanjut sampai inti bintang terkena. Mati, tapi tetap dengan ganasnya panas bintang cinder ini disebut White Dwarfs. White Dwarfs rata-rata memiliki ukuran seperti Bumi meskipun mengandung massa bintang.
Para astronom di buat bingung olehnya dan bertanya "why didn't they collapse further? What force supported the mass of the core? Quantum mechanics provided the explanation."
Tekanan dari elektron yang bergerak cepat menjaga bintang-bintang ini dari keruntuhan. Semakin besar inti, akan membentuk White Dwarfs yang lebih padat. Dengan demikian, yang terkecil dari sebuah White Dwarfs adalah diameter, yang lebih besar adalah massa! Bintang-bintang paradoks yang sangat umum - Matahari akan menjadi White Dwarfs miliaran tahun dari sekarang.
White Dwarfs, secara intrinsik sangat redup karena mereka begitu kecil, dan kurang sumber produksi energi, mereka memudar terlupakan karena mereka secara bertahap mendingin.
Nasib ini menanti hanya pada bintang-bintang dengan massa sampai sekitar 1,4 kali massa Matahari. Di atas massa itu, tekanan elektron tidak dapat mendukung inti terhadap keruntuhan yang lebih lanjut. Bintang semacam ini mengalami nasib yang berbeda seperti yang dijelaskan di bawah ini.
Jika White Dwarfs ada dalam sebuah binary atau beberapa sistem bintang, mungkin mengalami kematian yang lebih penuh peristiwa sebagai nova.
Nova adalah bahasa Latin untuk "baru" - nova pernah dianggap menjadi bintang baru.
Saat ini, kita memahami bahwa kenyataanya mereka adalah bintang yang sangat tua - White Dwarfs. Jika White Dwarfs cukup dekat dengan bintang pasangannya, gravitasinya dapat menyeret masalah - sebagian besar hidrogen -dari lapisan luar bintang ke dirinya sendiri, membangun lapisan permukaannya.
Ketika hidrogen cukup terakumulasi di permukaan, ledakan fusi nuklir terjadi, menyebabkan White Dwarfs menerangi secara substansial dan mengusir material tersisa. Dalam beberapa hari, cahaya mereda dan siklus dimulai lagi. Kadang-kadang, White Dwarfs (objek dekat pada batas 1,4 massa matahari yang disebutkan di atas) dapat terakumulasi begitu banyak massa dengan cara yang mereka runtuh dan meledak sepenuhnya, menjadi apa yang dikenal sebagai supernova.
Urutan bintang utama lebih dari delapan kali massa matahari yang ditakdirkan untuk mati dalam ledakan titanic disebut supernova.
Sebuah supernova bukan hanya sekedar nova yang lebih besar. Dalam sebuah nova, ia hanya meledak pada permukaan bintang.
Dalam sebuah supernova, inti bintang akan runtuh dan kemudian meledak. Pada bintang-bintang besar, serangkaian kompleks dari reaksi nuklir mengarah ke produksi besi di dalam inti.
Memiliki zat besi yang diperoleh, bintang telah memeras seluruh energi itu hingga bisa keluar dari fusi nuklir - reaksi fusi yang membentuk unsur yang lebih berat dari besi sebenarnya mengkonsumsi energi daripada memproduksinya.
Bintang tersebut sudah tidak lagi memiliki cara untuk mendukung massa sendiri, dan inti besi telah runtuh.
Hanya dalam hitungan detik inti menyusut dari sekitar 5000 mil lebarnya menjadi selusin, dan lonjakan suhu 100 miliar derajat atau lebih.
Lapisan luar bintang itu awalnya mulai runtuh bersama dengan inti, tetapi melambung dengan merilis banyak energi dan dibuang dengan kekerasan ke arah luar. Supernova merilis energi dengan jumlah yang hampir tak terbayangkan.
Untuk jangka waktu hari ke minggu, supernova mungkin lebih cemerlang dari seluruh galaksi.
Begitu pula, semua elemen yang terjadi secara alami dan array yang kaya partikel subatomik diproduksi dalam ledakan ini.
Rata-rata, ledakan supernova terjadi sekitar satu kali setiap seratus tahun di galaksi yang khas. Sekitar 25 sampai 50 supernova ditemukan setiap tahun di galaksi lain, tetapi kebanyakan terlalu jauh untuk dilihat tanpa teleskop.
Jika inti bintang runtuh lebih besar dari tiga massa matahari, ia runtuh sepenuhnya untuk membentuk black hole: sebuah objek padat tak terhingga yang memiliki gravitasi yang begitu kuat sehingga tidak ada yang dapat melarikan diri dari dekatnya, bahkan tidak bercahaya. Sejak itu, foton adalah rancangan NASA untuk melihat black hole, black hole hanya dapat dideteksi secara tidak langsung atau menghitung tingkat rotasi black hole.
Hasil pengamatan black hole secara mendalam tidak langsung mungkin terjadi karena medan gravitasi black hole ini begitu kuat sehingga setiap materi di dekatnya - sering lapisan luar bintang pasangannya -. terjebak dan terseret di dalamnya.
Sebagai materi spiral yang menjadi sebuah lubang hitam, maka akan membentuk disk yang dipanaskan hingga mencapai suhu yang sangat besar, dan memancarkan sinar-X dan Gamma-ray dengan jumlah berlebihan yang menunjukkan adanya pendamping tersembunyi yang mendasari.
Debu dan puing-puing yang ditinggalkan oleh nova dan supernova akhirnya menyatu dengan gas dan debu antarbintang di sekitarnya, memperkaya dengan unsur-unsur berat dan senyawa kimia yang dihasilkan selama kematian bintang. Akhirnya, bahan-bahan di daur ulang, dan menyediakan pondasi bangunan untuk bintang generasi baru dan sistem planet yang menyertainya.
0 komentar:
Posting Komentar