Bab 5. evolusi bintang lanjut

DND-2005

Evolusi Setelah Deret UtamaStruktur dalam bintang pada tahap deret utama bergantung pada massa bintang, demikian juga evolusi lanjut bintang ditentukan oleh massanya.

Gambar berikut memperlihatkan jejak evolusi bintang dengan massa antara 1 M dan 15 M dalam diagram H-R mulai dari deret utama berumur nol (ZAMS)

DND-2005

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

1 M

2

3

1

34 5

3 M

5 M

15 M

66

6

5

5

4

4

12

12

3

6

1 2

3

Titik 1 : kedudukan deret utama berumur nol (ZAMS)

Titik 1 s/d 3 : kedudukan deret utama

Di titik 3 sebagian besar hidrogen di pusat sudah habis

Setelah hidrogen di pusat habis, pusat helium

Massa pusat helium pd akhirnya mencapai batas Schonberg-Chandrasekhar.

Pusat helium mengkerut dg cepat dan menjadi panas. Reaksi pembakaran hidrogen berlangsung di lapisan luar yang melingkupi pusat helium

ZAMS

DND-2005

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

1 M

2

3

1

34 5

3 M

5 M

15 M

66

6

5

5

4

4

12

12

3

6

1 2

3

Pada saat pusat bintang mengkerut, lapisan luar bintang mengembang

Bintang berevolusi menjadi bintang raksasa merah. Jejaknya dalam diagram H-R menuju ke kanan.

Di titik 5, bintang membentuk lapisan luar konveksi yang tebal. Jejak evolusi hampir vertikal ke atas mengikuti jejak Hayashi.

Pusat isoterm yang mengkerut temperaturnya makin tinggi hingga helium di pusat yang tadinya merupakan abu sisa pembakaran hidrogen, sekarang menjadi bahan bakar.

DND-2005

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

1 M

2

3

1

34 5

3 M

5 M

15 M

66

6

5

5

4

4

12

12

3

6

1 2

3

Di titik 6, temperatur di pusat sudah cukup tinggi dan berlangsunglah reaksi triple alpha yang mengubah helium menjadi karbon

Pada saat itu bintang mempunyai dua sumber energi, yaitu pembakaran helium di pusat dan pembakaran hidrogen di lapisan atasnya.

Pusat Helium

Pembakaran Helium

Pembakaran Hidrogen

DND-2005

4

Lo

min

os

ita

s

Log T4,5 4,0 3,5

6

2

0

-2

1M

15 M

3 M

Evolusi bintang sangat bergantung pada massa bintang

DND-2005

Untuk bintang bermassa kecil, reaksi pembakaran helium baru akan berlangsung apabila rapat massa di pusat bintang sudah demikian besar, sehingga materi disitu berada dalam keadaan terdegenerasi sempurna.

Untuk bintang bermassa besar, reaksi pembakaran helium tidak perlu menunggu kerapatan materi di pusat terlampau besar karena temperatur di pusat sudah cukup tinggi sebelum keadaan terdegenerasi tercapai.

DND-2005

Pada materi yang tidak terdegenerasi, tekanan memegang peranan besar dalam membuat bintang mantap

Tinjau suatu reaksi yang berlangsung di pusat bintang yang materinya tidak terdegenerasi. Karena bintang tidak sepenuhnya dapat ditembus

oleh aliran energi, maka pada awalnya energi tidak dapat mengalir keluar dengan laju yang sama seperti laju pembangkitannya.

Akibatnya, temperatur dan juga tekanan akan naik (materi bersifat gas ideal)

DND-2005

Bertambahnya tekanan menyebabkan gas memuai, sehingga temperatur turun lagi dan juga laju pembangkit energi menurun.

Jadi reaksi akan berlangsung dengan mantap karena peningkatan temperatur diimbangi oleh meningkatnya tekanan.

Hal ini terjadi pada pembakaran helium di pusat yang tak terdegenarasi bintang bermassa besar.

DND-2005

Untuk bintang bermassa kecil, reaksi pembakaran helium terjadi pusat yang terdegenerasi sempurna.

Tekanan di pusat hampir sepenuhnya diberikan oleh elektron terdegenerasi (Tekanan elektron terdegenerasi tidak bergantung pada temperatur)

Akibatnya setelah temperatur naik akibat pembakaran helium, tekanan hampir tidak berubah. Tidak terjadi pemuaian seperti pada keadaan

tak terdegenerasi Temperatur akan terus naik dan laju

pembangkitan energi juga makin cepat

DND-2005

Dengan meningkatnya temperatur, materi yang tadinya terdegenerasi menjadi tidak terdegenerasi.

Apabila hal ini terjadi, maka gas akan berada pada temperatur yang terlalu tinggi untuk tekanannya (karena gas sekarang sudah bersifat sebagai gas ideal)

Akibatnya gas akan menyesuaikan tekanannya dan proses ini berlangsung dengan cepat.

Peristiwa mulai dari pembakaran helium hingga peningkatan tekanan yang mendadak di pusat disebut kilatan helium (helium flash)

DND-2005

Apabila kilatan helium terjadi, sangat sukar untuk mengikuti evolusi bintang.

Sebelumnya, perubahan struktur bintang ber-langsung perlahan sela-ma milyaran tahun. Tetapi setelah kilatan helium terjadi, bintang berubah strukturnya dalam beberapa jam.

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

Helium Flash

Cabang Raksasa Merah

Deret Utama

DND-2005

Untuk bintang bermassa sedang dan besar reaksi pembakaran helium berlangsung dengan mantap.

Struktur bintang berubah dengan perlahan sehingga evolusi bintang setelah tahap pembakaran helium dapat diikuti.

Ada beberapa perbedaan antara bintang bermassa sedang dengan bintang bermassa besar

Untuk bintang bermassa sedang (∼ 5 M), setelah terjadi pembakaran helium, pusat bintang yang tadinya mengerut akan mengembang.

DND-2005

Pengembangan pusat bintang ini diikuti oleh pengerutan lapisan luar bintang sehingga temperatur efektif bintang meningkat dan jejak evolusinya menuju ke kiri setelah titik 6.

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

1 M

2

3

1

34 5

3 M

5 M

15 M

66

6

5

5

4

4

12

12

3

6

1 2

3

DND-2005

Untuk bintang bermassa besar (∼ 15 M), pada saat bintang meninggalkan deret utama, temperatur di pusat sudah cukup tinggi, sehingga reaksi pembakaran helium terjadi setelah bintang meninggalkan deret utama. Reaksi triple alpha sudah terjadi pada saat

bintang masih didaerah biru dalam diagram H-R.

Tahap evolusi selanjutnya, bintang bergerak ke kanan menjadi bintang maharaksasa merah.

DND-2005

Akhir Riwayat Bintang

Bintang bermassa kecil seperti Matahari akan mengalami kilatan helium.

Setelah terjadi kilatan helium, kedudukan bintang di diagram H-R akan menyebrang ke cabang horizontal.

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

Cabang Horizontal

Helium Flash

Cabang Raksasa Merah

Deret Utama

DND-2005

Kedudukannya yang tepat di cabang horizontal akan begantung pada massa dan komposisi kimia bintang.

Makin kecil massa bintang dan makin sedikit unsur beratnya makin biru warnanya

Setelah helium di pusat bintang habis, terbentuklah pusat karbon oksigen di dalam bintang. Suatu bintang bermassa kecil yang didalamnya

berlangsung reaksi pembakaran hidrogen dan helium di sekitar pusat karbon oksigen, akan goyah kemantapannya.

DND-2005

Bintang akan berdenyut dengan denyutan yang makin kuat sehingga terjadi pelontaran massa oleh bintang.

Bintang akan melontarkan materi bagian luarnya sehingga tersingkap pusatnya yang panas dan bintang menjadi Planetary Nebula. Planetary nebula tampak sebagai bintang

panas yang dikelilingi oleh cincin gas.

Pengamatan pada planetary nebula menunjukkan bahwa cincin gas itu mengembang dan pusatnya mengkerut.

Bintang pusat yang mengkerut tersebut pada akhirnya akan menjadi bintang katai putih.

DND-2005

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/01/

Planetary Nebula Helix yang berjarak 690 tahun cahaya Gambar ini merupakan gabungan dari hasil pemotretan dengan teleskop Ruang Angkasa Hubble dan teleskop 4-m yang berada di Cerro TololoInter-American Observatory, Chili

DND-2005

DND-2005

Planetary Nebula Cincin (Ring Nebula – M57) yang diabadikan oleh teleskop Ruang Angkasa Hubble. Planetary nebula ini berjarak 2 000 tahun cahaya


DND-2005

Planetary Nebula NGC 3132 yang diabadikan oleh teleskop Ruang Angkasa Hubble. Planetary nebula ini berjarak 2 000 tahun cahaya


DND-2005

Planetary Nebula Mata Kucing (Cat’s Eye Nebula - NGC 6543 yang diabadikan oleh teleskop Ruang Angkasa Hubble. Planetary nebula ini merupakan planetary nebula yang sudah tua ( ∼ 1 000 tahun) dan penampilannya sangat komplek. Jaraknya 3 000 tahun cahayahttp://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1995/01/

ionized nitrogen (green)

Hydrogen-alpha (red)

neutral oxygen (blue)

DND-2005

Planetary Nebula Jam Gelas (Hourglass Nebula) yang diabadikan oleh teleskop Ruang Angkasa Hubble. Planetary nebula ini merupakan planetary nebula yang masih muda dan jaraknya 8 000 tahun cahaya

ionized nitrogen (red)

hydrogen (green)

doubly-ionized oxygen (blue)


DND-2005

Planetary Nebula Stingray (Stingray Nebula – Hen 1357) yang diabadikan oleh teleskop Ruang Angkasa Hubble. Planetary nebula ini merupakan planetary nebula yang sedang dalam tahap pembentukan. Umurnya diperkirakan baru sekitar 20 tahun. Planetary nebula ini berjarak 18 000 tahun cahaya).


DND-2005

DND-2005

Bintang yang massanya terlalu kecil (∼ 0,5 M) tak akan mampu melangsungkan reaksi pembakaran helium. Evolusi awalnya sama seperti bintang yang

massanya lebih besar. Bintang membentuk pusat helium yang terdegenerasi, tetapi kilatan helium tidak terjadi karena temperatur pusatnya kurang tinggi.

Setelah membakar hidrogennya, bintang mengkerut menjadi bintang katai putih (White Dwarf)

DND-2005

Bintang dengan massa kecil ini sangat lambat evolusinya, diperlukan waktu melibihi umur alam semesta sekarang untuk menjadi bintang katai putih.

http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2003/19/images/b/formats/print.jpg

DND-2005

Pada umumnya bintang yang massanya < 6 M akan berevolusi menjadi bintang katai putih setelah melontarkan sebagian massanya. Setelah sumber tenaga energinya di dalam bintang

habis, bintang katai putih selanjutnya menjadi bintang katai gelap.

DND-2005

Untuk bintang bermassa sedang (6 ~ 10 M ?), akibat reaksi pembakaran helium, karbon akan tertimbun di pusat bintang dan membentuk pusat karbon. Pusat karbon akan mengkerut hingga rapat massa

dan temperatur di pusat bintang makin tinggi. Pada temperatur yang cukup tinggi untuk

berlangsungnya pembakaran karbon, materi di pusat sudah sangat terdegenerasi.

Reaksi pembakaran karbon dalam keadaan terdegenerasi akan sangat eksplosif hingga bintang meledak. Bintang akan hancur berantakan. Ledakan bintang ini disebut Supernova.

DND-2005

Nebula Kepiting (Crab Nebula) yang merupakan sisa ledakan Supernova

DND-2005

Untuk bintang bermassa besar (> 10 M ?), reaksi pembakaran karbon sudah berlangsung sebelum materi di pusat terdegenerasi. Reaksi pembakaran karbon berlangsung dengan

mantap (tidak eksplosif) demikian juga reaksi-reaksi berikutnya.

Dengan demikian di dalam bintang akan terbentuk aneka inti berat yang pada akhirnya akan terbentuk 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 terurai menjadi inti helium.

DND-2005

Terurainya inti besi menjadi helium akan menyerap energi. Akibatnya tekanan di pusat bintang mendadak turun hingga pusat bintang runtuh dengan dahsyat karena terhimpit beban yang berat. Keruntuhan pusat bintang membawa lapisan

luar yang masih kaya akan bahan bakar inti ke tempat yang temperaturnya tinggi. Terjadilah reaksi inti dengan laju yang sangat tinggi.

Proses reaksi inti yang dalam keadaan normal berlangsung ribuan atau jutaan tahun dipercepat hanya dalam beberapa detik saja.

DND-2005

Akibatnya terjadi suatu ledakan nuklir yang maha dahsyat. Pusat bintang akan runtuh menjadi benda yang sangat mampat sedangkan bagian luarnya terlontar dengan kecepatan puluhan ribu kilometer per detik.

Supernova.

Supernova 1987A Supernova 1987A yang diamati oleh yang diamati oleh teleskop Hubbleteleskop Hubble

DND-2005

Eta Carinae yang berjarak lebih dari 8,000 tahun cahaya dan berdiameter 10 milyar kilometer (hampir sama dengan diameter tatasurya). Eta Carinae merupakan sisa-sisa ledakan supernova yang terjadi sekitar 150 tahun yang lalu.


DND-2005

Pada bulan Januari 2002, sebuah bintang yang lemah cahayanya tiba-tiba menjadi 600 000 kali lebih terang daripada Matahari sehingga menjadi bintang paling terang dalam galaksi kita. Bintang yang bernama V838 Monocerotis ini baru saja meledakan dirinya menjadi supernova.


DND-2005

Pusat bintang yang runtuh tersebut menjadi sangat mampat. Elektron di pusat bintang akan terhimpitkan sehingga makin dekat dengan inti. Akhirnya banyak elektron menembus inti. Elektron yang menembus inti ini menyatu dengan

proton membentuk neutron Akibatnya akan terbentuk gas yang kaya dengan

neutron. Apabila rapat massa gas mencapai 1015 gram per

cm3 (Satu milyar ton per cm3), hampir seluruh materi berupa neutron.

Pada keadaan yang sangat mampat ini, gas neutron terdegenerasi.

DND-2005

Neutron yang terdegenerasi ini akan memberikan tekanan balik yang menghentikan pengerutan.

Bintang akan mantap dengan radius sekitar 10 km saja, namun massanya menyerupai matahari yang radiusnya 700 000 km.

Bintang ini disebut bintang neutron.

Bintang neutron Bintang neutron (anak panah) yang (anak panah) yang diabadikan oleh diabadikan oleh teleskop Hubbleteleskop Hubble

DND-2005

Teori bahwa bintang neutron terbentuk dari ledakan supernova sudah diajukan pada tahun 1934 oleh Baade dan Zwicky.

Perhitungan teori mengenai struktur bintang neutron telah dilakukan oleh Oppenheimer dan Volkoff pada tahun 1939.

Bintang neutronnya baru ditemukan pada tahun 1967 oleh seorang mahasiswi yang bernama Jocelyn Bell.

Bintang neutron yang ditemukan Bell ini adalah bintang neutron yang berputar cepat yang disebut dengan Pulsar (pulsating radio source)

DND-2005

Pulsar ini memancarkan gelombang radio dari kutub magnetnya pada arah tertentu, sehingga pulsar tampak seperti berdenyut (Dari pengamatan dengan teleskop radio, pulsar memancarkan sinyal yang berulang dengan irama yang tetap).

DND-2005

Animasi ledakan supernova hingga bintang menjadi Pulsar

DND-2005

Pada tahun 1967, di tengah nebula kepiting ini ditemukan sebuah pulsar yang dikenal dengan nama Pulsar Kepiting yang berdenyut dengan periode 0,033 detik

DND-2005

Crab Pulsar "On" Crab Pulsar "Off"

DND-2005

Bintang yang mengalami keruntuhan gravitasi, medan magnetnya akan ikut terjerat oleh materi yang termampatkan hingga kekuatannya menjadi berlipat ganda. Pulsar memancarkan energi dalam bentuk

pancaran dwikutub magnet (magnetic dipole radiation) dan pancaran partikel relativistik. Dalam hal ini energi yang dipancarkannya perdetik adalah,

DND-2005

dE

dt= − ω4 sin2θ

B2 R6

6 c3. . . . . . . . . . . . (3-20)

B = medan magnet di kutub magnet

R = radiusω = kecepatan sudut rotasi

c = kecepatan cahaya dalam ruang hampa

θ = sudut antara sumbu rotasi dan sumbu magnet

θ

ω

Kehilangan energi

DND-2005

Energi yang dipancarkan pulsar berasal dari energi kinetik rotasinya, jadi

Apabila kita hitung dengan hampiran (hanya pada orde magnitudo besaran dalam rumus 3-20) maka kita bisa ambil sin θ ≈ 1, sehingga

. . . . . . . . . . . . . . (3-22)dE

dt= I ω

dω

dt

Momen inersia Pulsar

dE

dt= − ω4B2 R6

6 c3. . . . . . . . . . . . (3-21)

DND-2005

Apabila pers (3-21) dan (3-22) kita gabung maka akan diperoleh,

dω

dt= − ω3B2 R6

6 I c3. . . . . . . . . . . . (3-23)

Apabila P adalah periode rotasi pulsar, maka

ω = 2 π

P

Jadi pers. (3-24) dapat dituliskan menjadi,

dP

dtB2 = P

3 I c3

2 π2 R6

. . . . . . . . . (3-24)

DND-2005

Pers. (3-24) dapat digunakan untuk menaksir medan magnet di permukaan Pulsar. Sebagai contoh untuk Pulsar Kepiting

Dari pengamatan diperoleh :

P = 0,0331 detik dan dP/dt = 422,69 x 10-15

Dari teori struktur bintang diketahui I ≈ 1045 gr cm2 dan R ≈ 106 cm.

Apabila harga ini dimasukan ke pers. (3-24), maka akan diperoleh,

B = 7,6 x 1012 gauss Umumnya medan magnet pulsar sekitar 1012 – 1013 gauss.

DND-2005

Apabila pers. (3-23) diintegrasikan untuk t dari 0 sampai τ (umur pulsar) dan diandaikan kecepatan sudut rotasi pulsar pada saat dilahirkan yaitu ωo jauh lebih besar daripada kecepatan sudut rotasi sekarang yaitu ω, maka ωo

−2 dapat diabaikan terhadap ω−2 . Hasilnya adalah

τ = P

2 dp/dt . . . . . . . . . . . . . . (3-25)

Apabila harga dP/dt dan P untuk pulsar kepiting dimasukan ke persamaan ini, maka akan diperoleh τ = 1241 tahun. Hasil ini tidak jauh berbeda dengan umur sebenarnya (pulsar kepitinng dilahirkan tahun 1054, yaitu saat terjadinya supernova)

DND-2005

Apabila kita masukan harga ω dan dω/dt untuk Pulsar Kepiting ke pers. (3-22) dan kita ambil harga I = 1045 gr cm2, maka akan didapat,

dE

dt= 4,6 x 1038 erg s-1

Laju pancaran energi Pulsar Kepiting ini sesuai dengan hasil pengamatan yaitu 4 x 1038 erg s-1

DND-2005

Dari pembicaraan yang lalu telah kita ketahui bahwa apabila pusat suatu bintang mengalami keruntuhan gravitasi, maka bagian luar bintang akan terlontar keluar dengan menghamburkan unsur berat yang dihasilkan oleh reaksi inti di dalam bintang.

Pusat yang runtuh itu bisa menjadi bintang neutron yang diamati sebagai pulsar.

Dari perhitungan teori diperoleh bahwa jika bintang yang runtuh tersebut massanya lebih dari 3 M , maka tekanan degenerasi elektron dan neutron tak akan mampu menghentikan keruntuhan gravitasi bintang. Bintang semakin mampat, medan gravitasi

dipermukaannya semakin kuat.

DND-2005

Kelengkungan ruang waktu di sekitar bintang pun semakin besar.

Menurut K. Schwarzschild apabila radius bintang mencapai

Rs = 2 G M

c2 . . . . . . . . . . . . . . . . (3-26)

Maka kelengkungan ruang waktu sudah sedemikian besar sehingga cahaya pun tak dapat lepas dari pemukaannya. Bintang disebut Lubang Hitam (Black Hole), sedangkan Rs disebut radius Schwarzschild.

DND-2005

Persamaan (3-26) : Rs = 2 G M

c2

diperoleh dari persamaan konservasi energi (energi kinetik sama dengan energi potensial) atau

021 2 =

−+

RGMm

mv

Apabila v = c, maka diperoleh,

2

2cGM

Rs =

DND-2005

Permukaan bola yang radiusnya sama dengan radius Schwrzschild disebut event horizon. Di pusat lubang hitam terdapat singularitas, yaitu daerah dimana hukum-hukum fisika yang ada tidak berlaku karena lingkungannya sangat ekstrem. Menurut Roger Penrose’s, walau pun hukum-hukum fisika tidak berlaku di dalam event horizon, namun tidak berpengaruh pada fisik di luar lubang hitam.

DND-2005

Lubang Hitam di Galaksi NGC 4261 yang berjarak 100 juta tahun cahaya (Hasil Pengamatan Teleskop Ruang Angkasa)

DND-2005

Animasi evolusi bintang

Resume Evolusi BintangResume Evolusi Bintang

Nebula Orion

Protobintang

Nebula Orion

Bintang Deret Utama

(90% umurnya berada di Deret

Utama)

Bintang bermassa

kecil

Bintang Raksasa Merah

Bintang bermassa besar

Bintang Maharaksasa Merah

Bintang Raksasa Merah

Planetary Nebula

Bintang Katai Putih

Bintang Katai Gelap

Bintang Katai Gelap

Bintang dengan massa kecil

Supernova 1987A yang berada di Supernova 1987A yang berada di Large Large Magellanic Magellanic Cloud. Gambar kanan (anak Cloud. Gambar kanan (anak panah) bintang sebelum menjadi panah) bintang sebelum menjadi supernova, kiri setelah menjadi supernovasupernova, kiri setelah menjadi supernova

Bintang Maharaksasa Merah

Bintang dengan massa besar

Supernova remnant (Crab Nebula)

Supernova

Supernova remnant (Crab Nebula)

Bintang neutron (anak panah) yang Bintang neutron (anak panah) yang diabadikan oleh teleskop Hubblediabadikan oleh teleskop Hubble

Lubang Hitam (Black Hole)Lubang Hitam (Black Hole)

Bintang dg

massa sedang

Bintang dg massa sangat besar

Bintang Neutron

Bintang yang materinya terdiri dari neutron dengan kerapatan yang sangat tinggi (~1 milyar ton per cm3) tetapi radiusnya kecil (~ 10 km)

Education

Bab 5. evolusi bintang lanjut