Mengenal Bintang Lebih Jauh

Di antara kita pastinya sudah tahu apa itu bintang. Nah, bintang merupakan benda langit yang dapat memancarkan cahaya sendiri. Penyebabnya oleh reaksi fusi nuklir yang dapat menghasilkan energi yang terjadi di daerah inti suatu bintang. Bintang sendiri terdiri dari cahaya spheroid dari plasma yang terikat oleh gravitasi bintang.

Terdapat definisi lain tentang bintang yaitu :

  • Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir.
  • Bintang merupakan bola gas besar yang mempunyai komponen utama hidrogen dan helium. Bintang ada yang dapat menghasilkan cahaya sendiri tapi ada juga yang cahayanya dipancarkan dari pantulan bintang lain.
blank
Bagian dari Matahari. Source NASA

Para astronom telah mengumpulkan katalog bintang yang mengidentifikasi bintang-bintang yang di ketahui dan memberikan sebutan bintang standar. Perlu di ketahui bahwa alam semesta teramati di perkirakan berjumlah 10 22 sampai 10 24 bintang. Namun sebagian besar tidak terlihat dengan mata telanjang dari Bumi, termasuk semua bintang individu di luar galaksi Bima Sakti.

Bintang diketahui dapat membentuk sistem orbit dengan objek astronomi lainnya, seperti sistem planet dan sistem bintang dengan dua atau lebih bintang. Ketika dua bintang tersebut memiliki orbit yang relatif dekat, interaksi gravitasi mereka dapat memiliki dampak yang signifikan pada evolusi mereka. Nah Bintang dapat membentuk bagian dari struktur terikat gravitasi yang jauh lebih besar, seperti gugus bintang atau bahkan galaksi.

Karakteristik Bintang

Setiap bintang memiliki karakteristiknya masing-masing. Jika di lihat dari usia bintang memang cukup berbeda di setiap bintangnya. Sebagian besar bintang memang biasanya berusia antara 1 miliar dan 10 miliar tahun. Beberapa bintang bahkan mungkin berusia nyaris mencapai 13,8 miliar tahun atau hampir setara usia alam semesta yang teramati. Yang tertua yang pernah di temukan adalah bintang Methuselah, yang di perkirakan berusia sekitar 14,46 ± 0,8 miliar tahun.

Semakin masif suatu bintang, maka semakin pendek pula umurnya. Terutama karena bintang masif memiliki tekanan yang lebih besar pada intinya, yang menyebabkan mereka membakar hidrogen lebih cepat. Bintang paling masif bertahan rata-rata hanya beberapa juta tahun saja, sementara bintang katai merah membakar bahan bakarnya dengan sangat lambat dan dapat bertahan puluhan hingga ratusan miliar tahun.

Untuk komposisi sendiri, di Bima Sakti itu komposisi bintang rata-rata hanya terdiri dari sekitar 71% hidrogen dan 27% helium. Pada elemen berat biasanya di ukur berdasarkan kandungan besi di atmosfer bintang. Ini karena besi merupakan elemen yang sangat umum dan garis absorpsinya relatif mudah di ukur jika di bandingkan dengan yang lain.

Bintang sendiri memiliki ukuran yang bermacam-macam, mulai dari bintang neutron, yang hanya berdiameter antara 20 sampai 40 km. Hingga bintang maharaksasa seperti Betelgeuse di rasi bintang Orion, yang berdiameter sekitar 650 kali diameter matahari atau sekitar 900 juta km. Namun Betelgeuse memiliki kepadatan yang jauh lebih rendah daripada matahari. Meskipun semua bintang tersebut memiliki ukuran besar, hanya terlihat seperti titik yang bersinar di langit malam jika dilihat dengan mata telanjang kecuali Matahari.

Kalau untuk pengamatan kinematika bintang biasanya dinilai dengan kecepatan radialnya menuju atau menjauhi matahari dan pergeserannya secara melintang. Melalui informasi inilah para ilmuwan dapat mengetahui asal mula, umur, bahkan struktur dan evolusi bintang dan galaksi di sekitarnya.

Massa Bintang

Massa dari bintang memang sangat bervariasi. Di mana suatu benda dapat dikatakan bintang apabila ia menghasilkan cahayanya sendiri dan memiliki massa 0,08-200 kali massa matahari. Jika di bawah 0,08, bintang tidak akan cukup panas dan rapat pada bagian intinya untuk dapat membuat reaksi fusi hidrogen. Bintang yang paling masif memiliki massa hingga ratusan kali massa Matahari. Bintang yang lebih masif lagi akan sangat kuat hingga radiasinya sendiri akan menghentikannya untuk terbentuk, dan akan tetap stabil seperti itu.

Salah satu bintang yang paling masif adalah Eta Carinae dengan massa mencapai 100-150 kali massa matahari. Namun ada sebuah bintang bernama R136a1 yang memiliki massa sekitar 265 kali massa matahari, membuat batas tersebut masih dipertanyakan. Ada kemungkinan bintang tersebut terbentuk akibat tabrakan dan penggabungan bintang-bintang masif dari beberapa sistem biner yang berdekatan. sehingga bintang-bintang tersebut mampu melebihi 150 kali massa matahari.

Para astronom sering mengelompokkan bintang berdasarkan massanya, yaitu:

1. Bintang bermassa sangat rendah

Biasanya bintang jenis ini memiliki massa di bawah 0,5 . Bintang ini sepenuhnya konvektif dan mendistribusikan helium merata di seluruh bintang sementara di urutan utama. Oleh karena itu, mereka tidak pernah mengalami pembakaran cangkang dan tidak pernah menjadi raksasa merah. Setelah kehabisan hidrogen, bintang-bintang tersebut menjadi katai putih helium dan perlahan-lahan mulai mendingin.

2. Bintang Bermassa Rendah

Bintang jenis ini termasuk matahari memiliki massa antara 0,5   dan 1,8-2,5   tergantung pada komposisi. Ini menjadi raksasa merah hidrogen inti mereka habis dan mereka mulai membakar helium di inti dalam flashdisk helium. Mereka mengembangkan inti karbon-oksigen yang merosot kemudian di cabang raksasa asimtotik. Yang pada akhirnya meledakkan kulit terluar mereka sebagai nebula planet dan meninggalkan inti mereka dalam bentuk katai putih. Katai putih memiliki massa kurang dari 1.44 kali massa Matahari. Batas massa ini di sebut dengan batas Chandrasekha

3. Bintang massa besar

Ini biasanya sangat panas dan terang, namun bintang ini memang sangat jarang ditemukan. Mereka memiliki umur yang sangat pendek hanya beberapa juta tahun. Inti dari bintang masif sangat panas dan cukup rapat untuk dapat mereaksi fusi elemen hingga menjadi besi. Inti besi tidak lagi memiliki energi yang tersedia, baik untuk fusi maupun fisi. Tidak ada lagi sumber energi untuk menjaga inti tetap panas dan menahan gaya gravitasi ke dalam. Umumnya jenis memiliki massa minimal 7-10   (mungkin serendah 5-6   ). Setelah menghabiskan hidrogen pada intinya, bintang-bintang ini menjadi raksasa super dan terus melebur unsur-unsur yang lebih berat daripada helium. Mereka mengakhiri hidup mereka ketika inti mereka runtuh dan mereka meledak sebagai supernova. Sebuah supernova, pada kecerlangan maksimumnya, dapat seterang satu galaksi yang berisi milyaran bintang.

Klasifikasi Bintang

Perlu di ketahui bahwa sistem klasifikasi bintang saat ini berasal dari awal abad ke-20, ketika bintang-bintang di klasifikasikan dari A ke Q berdasarkan kekuatan garis hidrogen. Pada saat itu belum diketahui bahwa yang paling berpengaruh terhadap kekuatan garis hidrogen adalah suhu; kekuatan garis hidrogen mencapai puncaknya pada suhu 9.000 K (8.730 °C) dan melemah baik pada suhu yang lebih tinggi maupun rendah. Saat sistem klasifikasi diatur ulang berdasarkan suhu, bentuknya semakin mendekati sistem modern yang kita pergunakan saat ini.

– Berdasarkan Spektrumnya
KelasSuhuContoh Bintang
Olebih dari 33.000 K Zeta Ophiuchi
B10.500–30.000 KRigel
A7.500–10.000 KAltair
F6.000–7.200 KProcyon A
G5.500–6.000 KMatahari
K4.000–5.250 KEpsilon Indi
M2.600–3.850 K Proxima Centaury
Klasifikasi Bintang Berdasarkan Spektrum

Klasifikasi ini di mulai dari tipe O yang sangat panas sampai M yang begitu dingin hingga molekul dapat terbentuk pada atmosfernya. Tabel di samping ini merupakan tabel contoh klasifikasi bintang berdasarkan spektrumnya.

Beberapa bintang dengan jenis spektrum yang langka memiliki klasifikasi khusus tersendiri. Umumnya adalah kategori L dan T, yang meliputi bintang dengan suhu dan massa yang rendah serta katai cokelat. Tiap huruf itu di bagi lagi dalam 10 subbagian yang di beri nomor 0–9, dari suhu yang tertinggi hingga yang terendah. Namun ini kurang tepat pada suhu yang sangat tinggi

0 Maha maha raksasa
IMaharaksasa
IIRaksasa terang
IIIRaksasa
IVSub-raksasa
VDeret utama (katai)
VISub-katai
VIIKatai putih
Klasifikasi Bintang Berdasarkan
efek luminositas
– Berdasarkan Efek Luminositas

Klasifikasi ini sebanding dengan ukuran dan kuat gravitasi permukaannya. Ini lebih di kenal dengan sistem klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas seperti tabel di samping.

Klasifikasi bintang berdasarkan  ditemukan dalam garis spektralnya, yang sesuai dengan ukuran spasialnya dan ditentukan oleh gravitasi permukaannya. Bintang deret utama jatuh di sepanjang pita diagonal yang sempit ketika digambarkan menurut magnitudo absolut dan tipe spektralnya. Matahari adalah deret utama katai kuning G2V dengan suhu menengah dengan ukuran biasa. 

Bagaimana proses Fusi Nuklir Pada Bintang?

Fusi Nuklir sendiri merupakan  sebuah reaksi dimana dua inti atom bergabung membentuk satu atau lebih inti atom yang lebih besar dan partikel subatom (neutron atau proton). Proses fusi membutuhkan energi yang besar untuk menggabungkan inti nuklir, bahkan elemen yang paling ringan, hidrogen. Tetapi fusi inti atom yang membentuk inti atom yang lebih berat dan neutron bebas, akan menghasilkan energi yang lebih besar lagi dari energi yang dibutuhkan untuk menggabungkan mereka.

Proses fusi paling penting di alam adalah yang terjadi diinti bintang. Meskipun tidak melibatkan reaksi kimia, tetapi sering kali fusi termonuklir di dalam bintang disebut proses “pembakaran”. Ada dua jenis pembakaran hidrogen, yaitu rantai proton-proton dan siklus CNO yang keberlangsungannya bergantung pada massa bintang. Untuk bintang-bintang seukuran Matahari atau lebih kecil, reaksi rantai proton-proton mendominasi, sementara untuk bintang bermassa lebih besar siklus CNO yang mendominasi. Reaksi pembakaran lain seperti pembakaran helium dan karbon juga terjadi tergantung pada tahapan evolusi bintang.

Proses reaksi fusi nuklir bintang atau biasa disebut reaksi termonuklir merupakan reaksi nuklir yang terjadi pada bagian inti bintang. Ini terjadi jika dua inti atom bergabung untuk membentuk inti atom yang lebih besar yang kemudian melepaskan energi yang sangat besar. Fungsi dari reaksi ini yaitu sebagai sumber tenaga bagi bintang untuk terus bersinar. Fungsi lainnya sebagai pemasok utama untuk mempertahankan tekanan bintang, ini bertujuan supaya bintang tersebut runtuh ke dalam oleh gaya gravitasinya sendiri.

Reaksi Fusi Nuklir sendiri serupa dengan reaksi untuk proses ledakan bom Hidrogen, contohnya yang terjadi pada matahari. Nah, reaksi fusi termonuklir pada matahari mengubah 657 juta ton Hidrogen menjadi 652,5 juta ton abu Helium dan 4,5 juta ton menjadi sinar gamma dan neutron. Reaksi fusi nuklir didalam inti bintang memang cukup berbeda dari yang terjadi di Bumi karena proses pembakaran yang tidak melibatkan reaksi kimia apapun.

Pada dasarnya reaksi fusi nuklir terbagi menjadi 3 tahapan. Yaitu :

Reaksi Fusi Tahapan Pertama
blank
Diagram Rantai Proton-Proton

Pada tahap pertama ini, 1 proton berfusi melalui benturan hebat dengan 1 proton jenis lainnya sehingga membentuk inti deuteron (isotop hidrogen berat yang sangat langka). Deuteron hasil reaksi ini memang terdiri dari proton dan netron yang bersifat sangat reaktif (sangat mudah bereaksi). Saking dahsyatnya benturan tersebut, terdapat bahan-bahan yang tersisa berupa pecahan-pecahan reaksi. Benda itu adalah positron (muatan listrik +), elektron (muatan listrik – ), dan neutron (tidak mengandung muatan listrik). Positron tidak dapat melintasi gas tanpa bertabrakan dengan elektron yang berada di sekelilingnya, dan jika keduanya bertabrakan maka akan saling membinasakan karena kedua benda itu adalah benda yang sangat berlawanan. Akibatnya positron dan elektron akan musnah apabila saling bertabrakan.

Sedangkan neutron dapat bergerak secara langsung melewati apa saja, sehingga zarah ini mampu keluar menerobos lapisan-lapisan matahari tanpa hambatan kemudian meninggalkan lingkungan matahari, melesat ke angkasa, dan bahkan mampu meninggalkan lingkungan tata surya dengan kecepatan hampir menyamai kecepatan cahaya. Hal ini dikarenakan neutron adalah zarah yang tidak memiliki muatan listrik, tidak memiliki massa, dan merupakan zarah yang berukuran sangat kecil di dalam skala sub atomik.

– Reaksi Fusi Tahapan Kedua

Setelah selesai maka akan berlanjut ke tahap kedua. Di tahap kedua ini inti deuteron yang telah di hasilkan pada tahap pertama bakal menangkap inti hidrogen yang ada di sekitarnya. Caranya yaitu melalui benturan dahsyat yang akan menghasilkan sebuah unsur baru yaitu helium-3. Helium-3 tersebut merupakan isotop ringan dan sangat langka yang intinya terdiri dari 2 proton dan 1 netron. Selain menghasilkan helium-3, dahsyatnya benturan itu juga dapat mengakibatkan terbentuknya energi baru. Energi seperti apa sih ? Yaitu energi radiasi dalam bentuk sinar gamma. Itu merupakan sinar yang memiliki gelombang paling pendek namun memiliki daya tembus serta daya rusak yang paling kuat. Sekaligus itu juga yang paling membahayakan dibandingkan dengan radiasi elektromagnetik yang lain.

– Reaksi Fusi Tahapan Ketiga
blank
Siklus karbon-nitrogen-oksigen

Setelah tahap kedua selesai, maka di lanjut ke tahap ketiga. Inti helium-3 hasil reaksi tahap kedua akan berfusi dengan inti helium-3 lainnya, sehingga menghasilkan inti helium-4. Itu adalah jenis helium biasa yang terdiri dari 2 proton dan 2 netron. Hasil fusi antara 2 inti helium-3 ini akan menyisakan proton saja. Nah, dua proton sisa reaksi fusi tahap ketiga ini selanjutnya akan berbenturan dengan proton lainnya dan menghasilkan inti deuteron. Selanjutnya inti deuteron akan bereaksi lagi untuk membentuk helium-3 sebelum akhimya kembali lagi menjadi helium-4 (helium biasa).

Pada intinya sih, 2 proton sisa reaksi tahap ketiga itu dapat di gunakan kembali dalam proses daur ulang pada siklus reaksi fusi nuklir selanjutnya. Hal ini menjadikan proses reaksi fusi nuklir dapat terus berlangsung hingga cadangan hidrogen pada bintang habis. Energi yang di gunakan dalam setiap tahapan fusi nuklir itu akan di pancarkan dalam bentuk foton atau cahaya.

Lalu bagaimanakah Massa Minimum Bintang agar Dapat Melakukan Fusi Nuklir?

Unsur Massa Matahari
Hidrogen0,01
Helium0,4
Karbon5
Neon8
Massa Minimum Suatu Bintang Agar Dapat
Melakukan Fusi Nuklir

Sebagaimana yang kita tahu bahwa suatu bintang pasti terjadi reaksi fusi nuklir di inti bintang. Nah pada tabel di atas telah di jelaskan massa minimum bintang yang dibutuhkan untuk reaksi fusi.

Sistem Multibintang

blank
Sistem Bintang NU Scorpii

Bintang-bintang di alam semesta ini tidak hanya berdiri sendiri, melainkan ada juga yang lebih dari 1 bintang yang saling mengorbit satu sama lain. Yang paling sering di temui adalah Sistem Ganda atau Binary, salah satunya adalah Sirius yang menjadi bintang paling terang di langit malam. Selain bintang Binary, ada juga Sistem bintang tiga bahkan ada yang sampai tujuh bintang yang mengorbit satu sama lain. Seperti contohnya sistem Alpha Centaury berjarak 4,2 – 4,4 Tahun cahaya dari Bumi.

Salah satu contoh sistem bintang tujuh yaitu NU Scorpii yang berada di rasi Scorpius dengan jarak sekitar 470 Tahun Cahaya. Susunan orbit bintangnya seperti pada gambar di samping.

Perlu di ketahui bahwa Nu Scorpii sendiri itu dibagi menjadi dua kelompok, yaitu Nu Scorpii AB dan Nu Scorpii CD. CD Nu Scorpii terletak pada 41 detik busur dari Nu Scorpii A, yang juga di kenal sebagai HR 6026.

NU Scorpii A itu merupakan sistem bintang tiga yang di kenal sebagai Nu Scorpii Aab, dan merupakan spektroskopi biner berjajar tunggal dengan magnitudo tampak sekitar 4,35. Nu Scorpii B adalah bagian dari subsistem Nu Scorpii AB yang mengorbit Nu Scorpii A. Ia memiliki magnitudo 5,40. Nu Scorpii A dan B dipisahkan oleh 1,305 detik busur.

Penutup

Mungkin Segitu saja yang dapat penulis jelaskan seputar bintang di alam semesta ini, memang masih jauh dari sempurna dan masih banyak kekurangan. Terima kasih yang sudah membaca, mohon koreksinya ya. Inshaallah kedepannya penulis bakal membahas di artikel berikutnya tentang evolusi bintang dari awal hingga kematian bintang. Terima kasih dan semoga bermanfaat

Sumber

Jurnal

  • Percy, John. Evolusi Bintang, International Astronomical Union, University of Toronto (Canada). http://sac.csic.es/astrosecundaria/in/cursos/formato/materiales/conferencias/C1_in.pdf . terakhir akses : 27 Oktober 2021

Setelah selesai membaca, yuk berikan artikel ini penilaian!

Klik berdasarkan jumlah bintang untuk menilai!

Rata-rata nilai 0 / 5. Banyaknya vote: 0

Belum ada yang menilai! Yuk jadi yang pertama kali menilai!

Baca juga:
Rachmat Arief Murditanto
Latest posts by Rachmat Arief Murditanto (see all)
Artikel Berhubungan:

Tinggalkan Balasan

Alamat email Anda tidak akan dipublikasikan. Ruas yang wajib ditandai *