BAB I

PENDAHULUAN

Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya sendiri

termasuk Matahari. Seperti halnya ciptaan Tuhan yang lain, bintang mempunyai

daur hidup mulai dari bintang terbentuk sampai bintang tersebut atau meledak.

Evolusi bintang merupakan istilah yang digunakan untuk perubahan struktural

sebuah bintang secara lambat selama keberadaannya di jagat raya. Proses ini juga

disebut proses penuaan bintang. Sama halnya dengan evolusi dalam bidang

biologi dimana perubahan pada spesies pada interval waktu yang terdiri dari

kehidupan individu yang tidak terhitung jumlahnya.

Selama keberadaannya di alam semesta ini, sebuah bintang akan

mengalami siklus hidup atau evolusi. Di alam evolusinya ini bintang mengalami

kelahiran, tumbuh dan akhirnya tak bersinar lagi atau mati. Siklus hidup atau

evolusi bintang ini memerlukan waktu jutaan bahkan milyaran tahun.

Bagaimana evolusi atau siklus kehidupan bintang terjadi? Bagaimana awal

pembentukkan bintang hingga perkembangan akhirnya dan dalam tahapan-

tahapan itu apa yang terbentuk?. Hal-hal inilah yang akan kita bahas dalam

makalah ini.

Astronomy One 1

BAB II

PEMBAHASAN

Evolusi bintang adalah perubahan struktur secara perlahan-lahan yang

dialami sebuah bintang selama keberadaanya. Hal ini merupakan sebuah proses

penuaan bintang. Keseluruhan galaksi kita dan juga galaksi yang lain merupakan

awan yang sebagian besar terdiri dari gas hidrogen dan debu yang sangat luas.

Debu kosmos dapat dilihat dengan sinar yang terpantul atau terhalangi dari

bintang-bintang tetangganya. Debu atau gas kosmos ini dapat dideteksi secara

optik bila gas kosmos mengeluarkan cahaya atau melalui pengamatan radio bila

keadaan gas kosmos gelap. Gas kosmos dapat mengeluarkan cahaya bila gas ini

memantulkan cahaya dari bintang-bintang di dekatnya atau jika sinar ultraviolet

dari bintang-bintang di dekatnya sangat panas sehingga menyebabkan gas ini

berflouresensi. Peristiwa ini terjadi jika sinar ultraviolet dari bintang yang sangat

panas mengeksitasi atom-atom dingin yang lain menaikkan elektron-elektron ke

tingkat orbit yang lebih tinggi, yang kemudian turun lagi menghasilkan sinar

fluorensi.

Kebanyakan gas di ruang angkasa adalah gas hidrogen dingin dalam

keadaan energi terendah yang tak dapat dideteksi secara optik dari bumi. Gas

hidrogen memancarkan gelombang radio dengan panjang gelombang 21 cm.

Panjang gelombang ini sekitar 400.000 kali panjang daripada gelombang cahaya

pada deret Balmer. Pancaran energi rendah ini terjadi bukan sebagai hasil

lompatan orbit elektron tetapi elektron atom hidrogen dalam keadaan energi

terendah mengubah arah spinnya. Sehingga energi terjadi perubahan sangat kecil

pada energi total atom. Pengetahuan kita tentang penyebaran hidrogen dingin di

ruang angkasa semakin banyak dengan mempelajari pancaran radionya.

Astronomy One 2

Gambar 10. 1 Nebula berbentuk kepala kuda pada susunan bintang orion. Ini merupakan nebula gelap, awan dan debu-debu antar bintang yang menghalangi cahaya bintang. Difoto dengan cahaya merah dengan teleskop 200 inchi (Observatorium Hole).

Awan gas dan debu yang sangat luas seperti ini bergerak melewati ruang

angkasa, materi-materi yang ada di dalamnya menjadi terdistribusi tidak merata

dan membentuk bulatan-bulatan kecil padat. Bulatan-bulatan kecil ini jika cukup

kepadatannya, terjadi daya tarik-menarik dan mulai mengkerut. Pada saat yang

sama juga menarik lebih banyak materi-materi ke dalamnya. Hasilnya berupa bola

gas dan debu yang terus mengkerut, mengubah energi potensial gravitasi menjadi

energi panas dan terbentuknya protostar.

Suhu dan tekanan dalam protostar bertambah hingga penyerapan materi

terhenti karena tekanan dorongan luar. Keseimbangan terjadi dan terbentuk

bintang yang stabil. Bintang yang baru terbentuk terus memperoleh energi dari

konstraksi gaya tarik menarik. Energi ini terbawa ke permukaan secara konveksi.

Karena suhu pusat bertambah besar, suatu saat tercapai suhu yang

memungkinkan terjadinya reaksi inti. Pada titik suhu ini, jika hidrogen bintang

mulai berubah menjadi helium maka bintang ini menjadi bintang deret utama

(main sequence). Diperlukan berjuta-juta tahun untuk mencapai tahap ini. Sebagai

perbandingan sebuah bintang matahari menempati deret utama dalam beberapa

milyar tahun. Dengan demikian evolusi bintang berubah menjadi helium.

Besarnya massa yang terkandung dalam bintang baru membedakan

tempatnya dalam deret utama. Sebuah bintang yang paling berat akan menjadi

bintang putih kebiru-biruan yang panas, sementara bintang yang massanya paling

Astronomy One 3

ringan akan menjadi bintang merah yang dingin. Perhitungan dan pengamatan

menunjukkan bahwa perolehan energi sebuah bintang sebanding dengan

massanya pangkat tiga. Sebuah bintang massanya 2 kali massa matahari akan

menghasilkan energi sekitar 8 kali energi matahari. Karena luas permukaan

bintang tersebut tidak sampai 8 kali lebih luas dari permukaan matahari, maka

energi lebih banyak dipancarkan tiap centimeter kuadrat sehingga suhu

permukaan menjadi lebih tinggi (hukum Stefan). Jika sebuah bintang yang saat

pertama kali tersusun pada deret utama massanya sama dengan 16 kali massa

matahari, akan terjadi bintang type B-biru, sementara yang massanya 1/3 kali

massa matahari akan menjadi tipe M-merah. Sedangkan bintang yang massanya

sama dengan matahari, akan menghasilkan klasifikasi spectral G2 pada deret

utama.

Semakin besar massa sebuah bintang semakin besar pula penggunaan

bahan bakarnya. Semakin kecil massanya semakin sedikit pula penggunaan bahan

bakarnya. Ini berarti semakin besar massa bintang akan melampui setiap tahap

evolusi lebih cepat. Bintang dengan massa seperti matahari akan memadat kira-

kira 50 juta tahun, bintang dengan massa 20 massa matahari akan memadat hanya

dalam waktu ½ juta tahun. Hal ini dikarenakan massa bintang yang lebih besar

akan menghasilkan medan gravitasi yang lebih kuat, yaitu gas-gas yang masuk

lebih cepat. Sebuah bintang akan tetap berada pada deret utama hanya beberapa

juta tahun, namun matahari kita dan bintang-bintang yang serupa dengan matahari

memerlukan sekitar 10 milyar tahun dalam perkembangannya.

Bintang yang massanya lebih kecil sinarnya lebih redup dan keberadaanya

lebih dingin sehingga berada pada deret utama lebih lama daripada bintang

dengan massa lebih besar bersinar terang dan keadaannya lebih panas.

Sementara itu bintang-bintang yang berada pada deret utama bahan bakar

hidrogennya secara konstan terbakar berubah menjadi helium melalui reaksi

termonuklir. Proses ini sangat mendukung hidup bintang. Namun demikian,

karena hanya 7/10 dari gas secara nyata diubah menjadi energi dalam proses ini,

maka massa bintang relatif tetap.

Astronomy One 4

Hidrogen dalam inti paling dalam sebuah bintang digunakan pertama kali

untuk reaksi nuklir karena suhunya sangat tinggi, sehingga hidrogen berkurang

dan “abu” helium terkumpul. Perhitungan menunjukkan bahwa perubahan

komposisi ini menyebabkan struktur bintang berubah, sehingga sinarnya

bertambahn terang dan permukaannya dalam deret utama sedikit berkurang.

Dalam perhitungan menunjukkan bahwa jika 10% hidrogen dari bintang

menjadi helium dalam inti, lapisan-lapisan akan terbentuk dan kondisi berubah

jika dalam inti habis, secepatnya bintang akan berubah posisinya. Sekarang inti

yang semuanya terdiri dari helium mulai berkontraksi karena gravitasi dan karena

keadaan seperti ini bintang itu tidak mempunyai sumber energi untuk mensuplai

panas dan tekanan. Pada saat yang sama hidrogen disekitar inti dipanaskan dan

mulai terbakar menjadi helium. Proses ini bagaikan lautan api yang membakar

sekeliling tepi bidang terbakar, secara konstan bergerak keluar. Selanjutnya energi

bintang berasal dari konstraksi inti dan pembakaran hidrogen pada tepi inti pusat

ini.

Bagian luar bintang menjadi menggelembung dan mengembang sangat

besar, sehingga kerapatannya lebih kecil daripada inti yang memadat. Suhu

permukaan bintang menurun (karena jumlah energi percentimeter kuadrat

menurun) dan bintang bersinar lebih merah. Bintang ini akan keluar perlahan-

lahan dari deret utama dan menjadi bintang merah yang sangat besar (red giant)

(gambar 10.2).

Astronomy One 5

Gambar 10.2 Garis-garis evolusi sebuah bintang dengan massa kira-kira sebesar matahari. Diagram skema ini menunjukkan perubahan-perubahan dari deret utama menjadi tahap bintang kerdil putih, tetapi tidak menunjukkan garis-garis perjalanan yang dapat terjadi.

Sebuah bintang merah sangat besar atau super besar (super giant)

mempunyai suhu permukaan antara 30000 dan 70000 K. Cahayanya bisa mencapai

100 hingga 10.000 kali dibanding matahari. Ini dapat dicapai bila ukurannya 10

hingga 500 kali diameter matahari. Jika sebuah bintang berubah menjadi bintang

merah superbesar, seperti Antares dengan massa 50 kali massa matahari, maka

volume bintang itu akan menjadi 64 juta kali lebih besar dari matahari. Tetapi

karena mengembang, rata-rata kerapatannya hanya 1/10.000.000 dibanding

matahari.

Sekitar 90% hidup bintang sebelum menjadi bintang merah sangat besar

(red giant) waktunya dihabiskan pada deret utama. Selebihnya waktu yang relatif

singkat digunakan bintang bergerak dari deret utama ke bagian red giant dan ini

disebut Hertzprung gap.

Sementara bintang dalam bentuk bintang yang sangat besar, inti helium

terus memadat karena berat yang dimilikinya dan suhu pusat terus meningkat. Jika

suhu mencapai sekitar 100 juta derajat, reaksi inti yang melibatkan helium mulai

Astronomy One 6

terjadi. Dari perhitungan menunjukkan permulanan “pembakaran helium”

barangkali merupakan perkembangan sangat cepat, secepat namanya “cahaya

helium”.

Unsur-unsur yang lebih berat terbentuk melalui proses inti dan bintang

kemudian menghasilkan energinya. Tahap reaksi inti yang sangat penting adalah

pembentukkan inti karbon. Pada suhu yang sangat tinggi ini tiga inti helium dapat

bergabung membentuk karbon yang disebut proses triple alpa (inti Helium biasa

disebut juga partikel alpha). Tahap selanjutnya dari evolusi bintang adalah

terbentukknya unsur-unsur yang lebih berat.

Tahap berikutnya cahaya dan akibatnya jejak evolusi menjadi komplek.

Beberapa hidrogen dari lapisan luar bergabung kembali dengan inti dan mungkin

untuk sementara waktu bintang itu kembali pada deret utama. Selama hidupnya

bintang kebanyakan bersinar dengan sinar konstan. Dalam usia tuanya setelah

tahap bintang sangat besar (red giant) perhitungan menunjukkan bahwa bintang

bervariasi sinarnya sebagai akibat ketidakstabilan. Setelah periode waktu tertentu,

ketika pasokan helium secara signifikan habis, laipsan luar bintang akan

menyesuaikan diri dengan inti perubahan.

Bintang-bintang yang tidak stabil

Ada banyak bentuk bintang yang tidak umum, masing-masing merupakan akibat

ketidakstabilan selama garis edar evolusinya. Garis edar yang diberikan oleh

bintang-bintang disekitar tahap bintang merah sangat besar ini tidak menentu.

Beberapa bintang pada tahap ini secara periodik mengembang dan menyusut

sehingga mengakibatkan pencahayaannya berubah-ubah. Perbedaan karakteristik

dari “perubahan bintang” yang diilustrasikan dengan kurva cahaya yang

menunjukkan bagaimana tingkat kecerahan bintang seiring perubahan waktu

(Gambar 10.3).

Astronomy One 7

7.0

7.2

7.4

7.6

7.8

8.0

0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7

Visual Magnitude

Time, days

RR Lyrae

Gambar 10.3 Kurva cahaya pada beberapa perubahan bintang.

Sebagai contoh adalah Cepheid yaitu sebuah bintang yang secara periodik

mengembang dan menyusut berubah-ubah bantuk maupun cahayanya. Selain itu,

terdapat bintang Lyrae yang ditemukan jauh dari galaksi dan dianggap berada di

antara bintang-bintang yang paling tua.

Astronomy One 8

A Typical Cepheid variable

Nova Puppis 1942

Karakteristik lainnya yang tidak biasa menunjukkan bintang-bintang yang

tidak hanya menempatkan mereka terpisah dari bintang pada umumnya. Tetapi

juga menunjukkan bahwa mereka berada pada akhir evolusinya. Atmosfer telah

memperbesar kandungan gas. “Planetary Nebula” adalah contoh bintang tersebut.

Planetary Nebula diperkirakan melepas massanya ke ruang angkasa yang masing-

masing mangandung 4% hingga 1,0% massa aslinya. Salah satu yang terkenal

adalah cincin nebula dalam gugus bintang Lyrae (Gambar 10.4)

Gambar 10.4 Cincin nebula dalam gugus bintang Lyrae.

Karena bintang-bintang yang tidak biasa itu pada dasarnya tidak stabil,

pada tahap ini mereka berkembang relatif lebih cepat secara umum. Pada diagram

H-R bintang-bintang ini ditemukan di daerah jarang terdapat bintang-bintang

secara umum. Beberapa lokasi yang ditunjukkan pada gambar 5. Seperti dapat

terlihat, banyak dari bintang ini ditemukan pada kesenjangan antara raksasa merah

dan tahap-tahap selanjutnya evolusi. Mereka mungkin mewakili berbagai cara

bintang berkembang menuju tahap akhir.

Astronomy One 9

Gambar 10.5 Diagram H-R yang memperlihatkan lokasi dari bintang yang tidak umum.

Tahapan selanjutnya dari evolusi bintang ditandai dengan pengikatan

materi pada intinya yang menyebabkan suhu masih tinggi. Hal ini menunjukkan

reaksi nuklir terjadi kepadatan lebih dicapai dalam inti bintang dan elektron yang

lebih dekat. Akhirnya perilaku gas menjadi menurun dan tidak berperilaku seperti

gas normal, artinya hukum fisika tidak berlaku pada gas yang tidak normal.

Bintang Kerdil Putih (White dwarf)

Sampai akhir 1960-an, hanya satu jalur diyakini ada untuk bintang-bintang di

tahap akhir evolusinya. Bintang berevolusi menjadi bintang kerdil putih setelah

bintang kehilangan sejumlah materi sampai batasnya. Ini dapat terlihat di

diagaram H-R. Penelitian menunjukkan bahwa ukuran dari bintang ini tergantung

dari massanya. Semakin besar massanya maka semakin kecil radiusnya.

Hubungan radius dengan massa dapat terlihat pada gambar 10.6. Untuk bintang

ini yang memiliki jari-jari Bumi maka hanya dapat memiliki sekitar satu setengah

massa matahari.

Astronomy One 10

Gambar 10.6 Hubungan radius dan massa bintang kerdil putih semakin besar massanya semakin kecil radiusnya.

Setelah bintang mencapai tahap bintang kerdil putih. Energinya hanya

berasal dari panas intinya karena tidak ada energi baru. Karena tidak ada energi

yang dihasilkan maka bintang akan menjadi dingin kemudian menjadi gelap total.

Periode pendinginan ini lebih lama dibandingkan dengan umur galaksi kita dan

karena itu pula maka bintang kerdil hitam tidak mungkin ada di Bimasakti.

Ada banyak jenis bintang kerdil putih yang dikenal dan dipelajari. Bintang

kerdil putih yang terkenal adalah Sirius B. Masih banyak lagi jenis bintang kerdil,

namun karena cahayanya yang suram membuat sulit diamati.

Nova

Apabila sebuah bintang menjadi anggota dari sistem tata surya maka tahap akhir

evolusinya akan dipengaruhi oleh bintang pasangannya. Jika dua bintang memiliki

massa yang lebih besar akan berkembang lebih cepat dan mencapai tahap bintang

kerdil putih lebih dulu. Sedangkan anggota yang kedua mengembang menjadi

bintang merah besar, maka aliran materi dari atmosfers bintang pasangannya yang

kerdil putih menyebabkan ketidakstabilan permukaannya. Hal ini mengakibatkan

perubahan energi dan semburan materi ke ruang angkasa.

Astronomy One 11

Gambar 10.7 Nova Hercules (difoto dari Observatorium Lick).

Pencahayaan bintang kerdil putih naik secara cepat puluhan ribu kali.

Inilah yang disebut “Nova” yang artinya “bintang baru”. Disebut demikian karena

sebelumnya Nova dan pasangannya tidak dapat dilihat dengan mata telanjang.

Setelah muncul, Nova akan bersinar selama periode waktu yang singkat. Orang

Cina menyebutnya sebagai “bintang tamu”. Gambar 10.3 menunjukkan kurva

cahaya sebuah Nova.

Nova tidak terlihat dengan mata telanjang karena jaraknya yang jauh. Oleh

karena itu, hanya beberapa fenomena yang telah dicatat dalam sejarah masa lalu.

Namun diperkirakan bahwa setiap beberapa tahun ledakan tersebut terjadi di

galaksi kita. Gambar 10.7, sebuah foto Nova Hercules menggambarkan salah satu

yang dapat terlihat dengan mata. Bahkan terlihat dengan menggunakan teleskop,

namun Nova ini muncul seperti kebanyakan bintang lainnya, hanya sebagai titk

terang cahaya.

Sama seperti bintang secara umumnya, analisis spektrokopi menghasilkan

sebagian besar informasi mengenai nova. Pengukuran kecepatannya menunjukkan

bahwa cahaya dipancarkan lebih dari ribuan kilometer yang setara dengan jarak

dari New York ke San Francisco dalam satu detik. Beberapa nova telah diketahui

meledak beberapa kali. Hal ini mungkin sebagai bahan tambahan ke bintang

kerdil putih.

Supernova

Sebuah pelepasan materi yang jauh lebih dahsyat dari nova terjadi pada

Supernova. Bagian tengah bintang hancur ketika pelepasan energi yang besar

menyebabkan bagian luar bintang terpisah, melepaskan sebagian besar ikatan

Astronomy One 12

bintang secara cepat, suhu tinggi yang dihasilkan dan kepadatan yang ada dalam

kondisi itu menciptakan unsure-unsur yang lebih berat. Hal ini akhirnya akan

mempercepat hilangnya gravitasi secara cepat dan energi yang sangat besar

sehingga menyebabkan ledakan hebat.

Istilah “super” tidak menyatakan perbedaan antara bintang-bintang ini,

dengan nova. Keduanya mudah meledak akan tetapi ledakannya dapat

dibandingkan dengan perbedaan antara letusan petasan kecil dari dentuman

dinamit. Sebuah Supernova menyala terang ratusan juta kali dibanding dengan

kondisi semula dan mencapai magnitude -14 sampai 18 atau bahkan lebih terang.

Dua supernova terakhir yang terlihat dalam galaksi kita adalah Tycho

Brahe pada tahun 1972 dan bintang Kepler pada tahun 1604. Sejak itu tidak

pernah terlihat lagi dalam galaksi kita, akan tetapi melalui pengamatan Supernova

pada Observatorium comlitos di New Mexico banyak ditemukan Supernova di

galaksi lain (gambar 10.8)

Gambar 10.8 (a) Supernova Tycho Brahe pada tahun 1972.(b) Bintang Kepler pada tahun 1604.

Meskipun Supernova hanya terlihat dalam periode waktu yang singkat,

sisanya masih selama berabad-abad. Nebula Tudung (Veil Nebula) dalam gugus

bintang Cygnus diyakini sebagai sisa yang nampak (gambar 10.9). Sebuah

Supernova paling terkenal yang diamati oleh orang China pada tahun 1504

Masehi di ekspansi dan lokasinya saat ini telah menghitung ledakan dan ekspansi

berikutnya dari materi ke ruang angkasa sekitar 900 juta tahun yang lalu. Telah

lama dikenal sebagai sumber gelombang radio yang kuat dan baru-baru ini

sebagai sumber x-ray. Pada tahun 1968 ditemukan juga mengandung objek yang

Astronomy One 13

(a)

(b)

tidak biasa, jenis baru dari bintang yang telah ditemukan hanya ada satu tahun

sebelum pulsar.

Gambar 10.9 The Veil Nebula yang berada di gugus bintang Cygnus

Pulsar/Bintang Neutron

Pada Agustus 1967, radio astronom di Cambridge, Inggris, bekerja dengan

sesuatu yang baru yaitu teleskop yang dapat merekam sesuatu yang luar biasa.

Sebuah ledakan energi yang besar berasal dari suatu titik di langit setiap 1 1/3

detik. Sebenarnya kecepatan meledak ini lebih besar setiap 1,3373013 detik yang

jauh lebih tepat dari sinyal waktu terbaik radio. Jam atom khusus yang diperlukan

untuk membuat pengukuran waktu tersebut dan hanya teleskop yang baru ini

dapat mendeteksi perubahan singkat dalam intensitas gelombang.

Sumber gelombang itu disebut pulsar karena sinyal yang diterima

berkarakteristik berdenyut. Hal itu ditunjukkan CP 1919 untuk pulsar Cambridge

sudut deklinasi 19 jam 19 menit. Secara singkat, pulsar lebih banyak ditemukan

dengan periode yang berbeda tetapi dalam waktu sekitar satu detik. Ketika sinyal

radio secara tepat ditemukan bahwa gelombang ini terdiri dari beberapa

gelombang yang berada dengan panjang waktu 50 ms.

Sejauh ini, hanya dari pulsar yang misterius ini yang ditemukan sebagai

cahaya di radio energi cahaya dan energi x-ray. Ini adalah pulsar yang terletak di

crab nebula, sebuah penemuan yang menunjukkan kemungkinan untuk solusi dari

teka teki pulsar. Cahaya ini ditemukan berkedip selama 30 kali per detik, kedipan

ini sejalan dengan radio dan gelombang sinar x-ray (gambar 10.10). Saat ini studi

Astronomy One 14

intensif dilakukan utnuk mendeteksi pulsa optic atau x-ray dari pulsar lainnya,

terutama yang tampaknya terkait dengan sisa-sisa supernova yang dahulu.

Gambar 10.10 Foto sebuah pulsar yang sebelumnya dianggap sebagai bintang biasa. Akan tetapi observasi menunjukkan bahwa benda tersebut sebenarnya berkedip terus menerus dalam pencahayaannya yang tepat.

Hampir 30 tahun sebelum penemuan pulsar pertama, fisikawan dan ahli

Astronomi telah menghipotesis keberadaan sebuah “bintang neutron”. Sebuah

bintang yang partikelnya tersusun padat yang terdiri dari muatan elektron dan

protonnya, sehingga disebut “squashed together”. Akibatnya massa

keseluruhannya hanya tersusun dari neutron. Jauh lebih padat daripada white

dwarf, satu inci kubik bahan ini mempunyai berat satu milyar ton di Bumi. Jika

semua bahan di Bumi tersusun seperti kepadatan ini maka Bumi akan masuk di

sebuah ruangan yang besar (gambar 10.10). Ukuran sepanjang enam kaki tidak

akan terlihat di mikroskop elektron dan diameter Matahari hanya berukuran

beberapa mil.

Gambar 10.11 Perbandingan ukuran bumi, bintang neutron dan bintang kerdil putih mempunyai jari-jari yang sama dengan bumi kira-kira 6000 km.

Astronomy One 15

Ada bukti yang meyakinkan bahwa pulsar tersebut dapat diprediksi

sebagai “bintang neutron”. Perhitungan ini menunjukkan bahwa bintang neutron

dapat berputar secara cepat karena momentum angularnya. Seperti bintang,

berdiamater beberapa mil, akan berbalik sepenuhnya pada poros tiap detiknya.

Dengan banyaknya misteri ini, setelah berbulan-bulan dilakukan

pengamatan dengan hati-hati, semua pulsar diketahui (lebih dari 50 yang

ditemukan dalam waktu 3 tahun penemuan) ditemukan bintang neutron berputar

dengan kecepatan yang terus menerus berkurang. Ini sesuai dengan teori bahwa

rotasi bintang akan berkurang karena kehilangan energi secara radiasi. Rata-rata

pulsa dapat digunakan sebagai penentu umur secara kasar. Jangka waktu yang

sangat singkat dari crab pulsar menunjukkan generasi muda. Pulsar dengan

periode kedua ditemukan di dekat pusat sisa-sisa supernova besar dan cukup tua

di konstelasi Vela. Tidak ada objek yang terlihat dan diidentifikasi dengan sumber

radio. Hal ini menunjukkan bahwa sisa supernova dari pulsar lama (periode yang

lama) telah lama hilang.

Dua pulsar (salah satu yang crab pulsar) juga mengalami peningkatan

pulsar tiba-tiba diikuti dengan penurunan lagi. Crab pulsar juga ditemukan

menurun secara tiba-tiba. Meskipun banyak teori yang telah diusulkan untuk

menjelaskan ini “glitches” dalam pulsa, tidak ada yang memenuhi. Salah satu ide

disebutkan bahwa penyebabnya adalah gempa yang terjadi di bintang dalam

“kerak” dari sebuah bintang neutron.

Objek ini berdenyut aneh yang tidak begitu jauh dari kita sekitar 130

parsec yang ada di bagian galaksi kita. Namun dengan pengecualian, mereka tidak

terlihar karena meredup secara ekstrim.

Perhitungan juga menunjukkan bahwa bintang-bintang super padat ini

memiliki medan magnet jauh melebihi medan magnet benda lain. Matahari

memiliki medan magnet sebesar 4000 Gauss dan bahkan White dwarf mungkin

memiliki medan magnet 10 juta hingga 100 juta Gauss dan sebuah bintang

neutron dapat memiliki medan magnet sebesar milyaran Gauss. Sebagai

perbandingan medan magnet bumi yang menggerakkan kompas adalah hanya

sekitar 1 Gauss. Seperti medan magnet yang kuat benar-benar diketahui di Bumi

Astronomy One 16

dan memang sulit untuk dibayangkan. Jadi pulsar memberi harapan untuk studi

medan gravitasi dan magnetic secara intens.

Materi yang padat menurut teori relativitas umum secara drastis

mempengaruhi bentuk ruang yang ada di dekatnya. Seperti yang telah dibahas

pada Bab 5, teori ini memprediksi bahwa sinar cahaya akan membelok saat

melewati massa objek yang besar dan hal ini dapat digunakan sebagai ukuran

kelengkungan ruang tentang suatu objek. Ketika cahaya dari bintang ini melewati

matahari kita dengan defleksi sekitar sepuluh ribu derajat. Sebuah sinar cahaya

yang melewati bintang neutron dengan massa sebesar Matahari secara teori akan

dibelokkan sejauh 300.

Bintang-bintang padat ini sangat kecil untuk mewakili jalur lain dari

evolusi bintang yang disebut generasi tua. Alih-alih hanya mengikuti ukuran dan

densitas dari White dwarf. Bintang-bintang hasil pengikatan lebih cepat

memproduksi pulsar yang sangat kecil atau bintang neutron kecil. Beberapa

pertanyaan yang belum terjawab adalah apakah ini memang pulsar redup atau

bintang neutron yang teoritis dan apakah mereka berasal dari ledakan supernova.

Lubang hitam

Sebuah jalur evolusi ketiga yang masih secara teoritis mengenai penuaan bintang

yang dapat diterima. Perhitungan menunjukkan bahwa pada kondisi tertentu,

bintang-bintang yang massanya besar akan berada pada tahap terakhir dari

penuaan keruntuhan evolusi yang sangat cepat yang ditemukan di bintang

neutron yang dapat diamati sebagai pulsar. Bintang pun semakin mampat dan

medan gravitasi permukaan semakin besar. Dengan demikian kelengkungan ruang

waktu disekitar bintang pun makin besar. Maka ada materi atau cahaya yang

keluar dari bintang tersebut sehingga bintang ini menjadi lubang hitam (The Black

Hole). Sekarang lubang hitam ini banyak digunakan sebagai penelitian. Meskipun

tidak ada yang telah diidentifikasi, tetapi keberadaannya cukup dirasakan. Dan

bagaimana mereka dapat didekteksi adalah sebuah masalah. Salah satu

kemungkinan untuk memahaminya secara tidak langsung. Misalnya dengan

menganggap lubang hitam adalah satu anggota dari sistem gerhana biner.

Astronomy One 17

Bintang kerdil putih, bintang neutron, dan lubang hitam sekarang dianggap

sebagai tiga jalur utama bintang yang berasal dari pembakaran helium. Apa yang

menyebabkan bintang tersebut berevolusi tidak sepenuhnya dapat dipahami.

BAB III

Gambar 10.12 bentuk The Black Hole

Astronomy One 18

KESIMPULAN

Pada awalnya, bintang merupakan gas dan debu kosmik yang disebut

nebula. Karena faktor gravitasi maka debu dan gas kosmik ini saling berikatan.

Ikatan dari debu dan gas kosmik ini menjadi bola padatan yang juga mengubah

energi potensial menjadi energi panas yang akan membentuk protostar (bintang

protoa). Suhu internal dan tekanan pada bintang ini akan terus meningkat sampai

suatu saat terhenti oleh adanya tekanan dorong ke luar permukaan. Kemudian

keseimbangan bintang tercapai dan terbentuklah bintang stabil (stable star).

Tahap selanjutnya setelah terbentuk protostar, karena kenaikan suhu inti

terus menerus, suatu saat tercapai suatu keadaan reaksi nuklir. Pada titik ini,

hidrogen pada bintang mulai diubah menjadi helium dan bintang tersebut menjadi

bintang yang ada pada deret utama barisan bintang. Prostostar itu kemudian

mengembang dan menurunkan suhu permukaannya dan akan menjadi red giant.

Reaksi nuklir dalam inti akan terus menerus terjadi, maka suatu saat terjadi

keadaan dimana gas pembentuk bintang tidak stabil (unstable star). Setelah itu

bintang berkembang menjadi bintang kerdil putih, nova, dan supernova. Pada

tahap supernova ini bintang akan meledak dan membentuk sebuah pulsar yang

akhirnya akan menjadi lubang hitam.

Astronomy One 19

DAFTAR PUSTAKA

Hynek, J. A., Necia. H. Apfel. 1972. Astronomy One. Northwestern University. California. W. A. Benjamin. Inc.

Astronomy One 20

Tugas IndividuMata Kuliah IPBA

EVOLUSI BINTANG

Dosen Pembina:

Prof. Dr. H. Prabowo, M. Pd

Disusun Oleh

ARIE ARMA ARSYADNIM. 117795047

UNIVERSITAS NEGERI SURABAYA

PROGRAM PASCA SARJANA

S 2 PENDIDIKAN SAINS

2012

Astronomy One 21

DAFTAR ISI

BAB I PENDAHULUAN.................................................................................1

BAB II PEMBAHASAN..................................................................................2

Bintang-bintang yang Tidak Stabil.......................................................7

Bintang Kerdil Putih.............................................................................10

Nova......................................................................................................11

Supernova.............................................................................................12

Pulsar....................................................................................................14

Lubang Hitam.......................................................................................17

KESIMPULAN.................................................................................................19

DAFTAR PUSTAKA.......................................................................................20

Astronomy One 22