Bintang seperti manusia , mengalami kelahiran, masa kanak -kanak , remaja, dewasa , tua dan akhirnya mati.
Umur bintang tergantung dari massanya
Semakin besar massanya, semakin singkat umurnya , dan sebaliknya Umur dari suatu bintang di deret utama berbanding lurus dengan 1/M2 Contoh :
Bintang A massanya 50 kali massa bintang B. Jika bintang A dapat hidup selama 8 milyar tahun, berapakah lama hidup bintang B ?
Luminositas Bintang
R = radius bintang
= tetapan Stefan – Boltzman (5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4 s-1 ) Te = suhu efektif atau : * @+ * # # + & & Diagram Hertzsprung-Russel
Diagram Hertzprung Russel merupakan suatu diagram yang dapat menunjukkan kepada kita tentang tahap evolusi yang sedang dijalani oleh sebuah bintang. Sumbu horizontal dari diagram ini menunjukkan kelas spektrum / temperatur /panjang gelombang efektif. Sedangkan sumbu vertikalnya menunjukkan luminositas /massa /magnitudo mutlak bintang.
# &
Alur Hidup Bintang
. Pembentukan bintang
Ruang antar bintang tidak kosong, terdapat materi gas dan debu yang disebut materi antar bintang.
Di beberapa tempat terdapat materi antar bintang yang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yang tampak terang bila disinari bintang-bintang panas di sekitarnya. Awan antar bintang ini disebut Nebula.
. Evolusi Awal dan Deret Utama
Kerapatan awan antar bintang sangat kecil.
Kerapatan di dalam awan antar bintang ∼ 10 000 atom/cm3 Kerapatan di antara awan antar bintang ∼ 1 (satu) atom/cm3
(Kerapatan dipermukaan bumi di permukaan laut ∼ 1019 mol/cm3)
Suatu awan antar bintang mempunyai volume yang sangat besar. Materi di dalam awan antar bintang cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang. Bintang terbentuk dari materi antar bintang. Bintang muda selalu diselimuti awan antarbintang. Contoh : Bintang-bintang muda di Orion Nebula.
Dalam proses pembentukan bintang, gaya gravitasi memegang peranan yang sangat penting penting. Akibat suatu ledakan yang sangat hebat, misalnya ledakan bintang atau pelontaran massa oleh bintang. Sekelompok materi antar bintang menjadi lebih mampat daripada disekitarnya. Bagian luar awan akan tertarik oleh gaya gravitasi materi di bagian dalam. Akibatnya awan akan mengkerut dan menjadi makin mampat. Peristiwa ini disebut kondensasi. Akibat kondensasi tekanan di dalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan.
& ' G 9 ' G ! ' ! ' E ( E , G ; -$ H -$ 1 ,2' 0 B
Apakah awan akan mengkerut terus hingga menjadi bintang? Apabila tekanan melebihi gravitasi, awan akan tercerai
kembali dan pengerutan tidak terus berlangsung. Masalah lain adalah, karena momentum sudut yang terkandung dalam awan harus kekal, maka seiring pengerutan, awan akan berputar yang semakin lama semakin cepat hingga mendekati kecepatan cahaya. Selain itu juga medan magnet di dalam awan akan melawan pengerutan.
Jadi apabila pengerutan bisa terjadi, prosesnya tidak akan sederhana.
Apabila efek rotasi dan medan magnet tidak diperhitungkan, gaya gravitasi akan melebihi tekanan di dalam awan apabila massa awan cukup besar, yaitu melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jean (Mj). Suatu awan antar bintang mempunyai kerapatan rata-rata 10.000 atom per cm3 (~ 10-24 gr/cm3), dan mempunyai temperatur beberapa puluh derajat Kelvin, diperoleh massa Jean-nya beberapa ribu massa Matahari.
Tapi apakah perlu massa sebesar itu untuk memungkinkan terjadi pengerutan? Akibat pengerutan gravitasi, rapat materi akan bertambah besar sehingga massa Jean-nya berkurang. Jadi, supaya kondensasi terjadi, massa yang diperlukan tidak usah terlalu besar, beberapa ratus massa Matahari sudah cukup.
Di dalam awan yang berkondensasi selanjutnya akan terjadi kondensasi-kondensasi yang lebih kecil. Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar. Riwayat awan induk, akan terulang lagi di dalam kelompok awan yang lebih kecil. Di situ akan terjadi kondensasi yang lebih kecil lagi, demikian seterusnya. Peristiwa ini disebut fragmentasi.
Akibat fragmentasi, awan yang tadinya satu
terpecah menjadi ratusan bahkan menjadi ribuan awan, dan setiap awan mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan-awan tersebut akan memijar dan menjadi “embrio” atau “janin” bintang yang disebut protobintang.
Pada saat sudah menjadi protobintang, materi awan yang tadinya tembus pancaran menjadi kedap terhadap aliran pancaran. Energi yang dihasilkan pengerutan yang tadinya bebas dipancarkan keluar, sekarang terhambat. Akibatnya tekanan dan temperatur bertambah besar sehingga proses pengerutan menjadi lambat dan proses fragmentasi terhenti.
Bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, tetapi berasal dari suatu kendensasi besar di suatu awan antar bintang yang kemudian terpecah dalam kondensasi yang kecil-kecil. Kelahiran bintang bersamaan dari suatu awan antar bintang yang besar, didukung oleh pengamatan. Tidak pernah diamati bintang muda terisolasi sendirian. Banyak bintang yang merupakan anggota gugus atau assosiasi (kelompok bintang yang lebih renggang dan lepas). Dalam suatu gugus bintang
dapat terdiri atas beberapa ratus hingga beberapa ribu bintang. Contoh : Gugus Pleiades.
Lalu, mengapa banyak bintang yang bukan merupakan anggota gugus atau assosiasi (contoh : Matahari) ? Hal ini disebabkan oleh karena ketidakmantapan gugus/kelompok bintang. Suatu gugus/kelompok yang tidak mantap pada akhirnya akan terurai dan bintang anggotanya mengembara ke berbagai pelosok dalam galaksi. Makin besar jumlah anggota suatu kelompok dan makin dekat jarak antara satu bintang, makin mantap kelompok bintang tersebut. Contohnya gugus bola yang beranggota ratusan ribu bintang bisa tetap mantap dalam waktu lebih dari 10 milyar tahun.
Bintang muda yang panas memancarkan dan mengionisasikan gas di sekitar bintang. Bintang seperti ini disebut berada dalam tahapan T Tauri. Nama T Tauri diambil dari nama prototipe bintang ini yang berada di rasi Taurus. Akibatnya, bintang dilingkungi oleh daerah yang mengandung ion hidrogen yang disebut daerah HII yang mengembang dengan cepat.Pemuaian selubung ion hidrogen ini dapat berlangsung secara supersonik hingga menimbulkan gelombang kejut. Akibat gelombang kejut ini, gas dingin disekitarnya akan mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah bintang baru. Bintang baru ini pun akhirnya akan dilingkungi oleh daerah HII yang mengembang cepat. Bintang lebih baru akan terbentuk lagi akibat dorongan gas yang memuai ini. Begitulah seterusnya, pembentukan bintang berlangsung secara berantai.
Pada awal dan pada tahap akhir evolusi suatu bintang, pengerutan gravitasi memegang peranan yang penting. Apabila suatu bintang mengkerut, energi potensial gravitasinya berkurang. Di dalam bintang juga terkandung energi termal. Energi ini adalah energi kinetik partikel di dalam bintang. Setengah dari pengurangan energi potensial akan disimpan sebagai energi panas, dan setengahnya lagi dipancarkan keluar.
Jejak Evolusi Pra Deret Utama
Protobintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengkerut akibat gravitasinya.
Awalnya temperatur dan luminositas bintang masih rendah, kedudukannya di diagram H-R berada di sebelah kanan (titik A).
Hayashi menunjukkan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam kesetimbangan hidrostatis. Dalam diagram H-R, daerah ini disebut daerah terlarang Hayashi.
lo g L/ L Der etU tama log Te A lo g L/ L Der etU tama log Te lo g L/ L Der etU tama log Te A lo g L/ L Deret Utama log Te A lo g L/ L Deret Utama log Te lo g L/ L Deret Utama log Te A Dae rah Terl aran gH ayas hi
Kerapatan materi protobintang awalnya seragam, kemudian materi makin merapat ke arah pusat. Materi protobintang ini sebagian besar hydrogen. Pada temperatur yang rendah kebanyakan hidrogen berupa molekul H2. Dengan meningkatnya temperatur, tumbukan antar molekul semakin sering dan semakin hebat. Pada T ~ 1 500 K, terjadi penguraian (disosiasi) molekul hidrogen menjadi atom hidrogen. Untuk menyediakan energi yang besar guna kelangsungan disosiasi, prorobintang mengkerut lebih cepat.Pada temperatur yang lebih tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hidrogen dan helium. Proses ini menyerap energi sehingga pengerutan berlangsung terus. Pengerutan dengan laju besar ini akan berakhir apabila semua hidrogen dan helium di dalam telah terionisasi semua.
Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat. Pada akhirnya protobintang akan menyebrang daerah terlarang Hayashi (titik B). Setelah menjadi bintang pra deret utama, bintang akan mengkerut dengan laju yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi. Jejak evolusinya hampir vertikal (Te hampir tidak berubah) jejak ini dikenal sebagai jejak Hayashi.
Karena kekedapan ( ) menurun dengan naiknya temperature. Gradien temperatur di pusat bintang juga menurun. Berlaku keadaan setimbang pancaran di pusat bintang. Terbentuklah pusat yang energinya diangkut secara pancaran. Dengan membesarnya pusat pancaran yang kekedapannya kecil, maka bintang pun makin berkurang kekedapannya. Akibatnya akan lebih banyak energi yang mengalir secara pancaran. Hal ini ditandai dengan naiknya luminositas (titik C).
Karena bintang tetap mengkerut selama luminositasnya meningkat, permukaan bintang menjadi panas, bintang bergerak ke atas dan ke kiri dalam diagram H-R. Laju evolusi pada tahap ini jauh lebih lambat daripada sebelumnya.
lo g L/ L Der etU tama log Te lo g L/ L Der etU tama log Te Jeja kH ayas hi A B Dae rah Terl aran gH ayas hi
Protobintang menjadi bintang Pra Deret Utama. L >, karena materi masih renggang sehingga energi bebas terpancar keluar. Karena Te <, hampir seluruh bintang berada
dalam keadaan konveksi. Bintang mengkerut dengan radiusnya mempunyai harga terbesar yang diperbolehkan oleh kesetimbangan hidrostatis
Pada akhirnya temperatur di pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan terhenti. Bintang menjadi bintang Deret Utama (titik D).
Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massanya. Makin besar massa bintang, makin singkat waktu yang diperlukan untuk mencapai deret utama.
Mass (M ) (10Time 6 years) 15 0.16 5 0.7 2 8 1 30 0.5 100
Contoh bintang pra deret utama :
Apabila massa protobintang terlalu kecil, maka temperatur dipusat tidak cukup tinggi untuk melangsungkan reaksi pembakaran hydrogen. Batas massa untuk bisa berlangsungnya pembakaran hidrogen adalah 0,1 M (0,08 M ). Protobintang dengan massa lebih kecil dari batas ini akan mengkerut dan luminositasnya menurun. Protobintang akan mendingin menjadi bintang katai coklat (Brown Dwarf).
Paramater fisik bintang katai coklat: Luminosity: 2 x 10-6 L
Temperature: 700 K
Mass: 20 - 50 MJ = 0,02 – 0,05 M
Evolusi di Deret Utama
Bintang pada tahap pra deret utama energi yang dipancarkanya berasal dari pengerutan gravitasi. Akibat pengerutan gravitasi, temperatur di pusat menjadi semakin tinggi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat, inti hidrogen mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi ini menyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan gravitasi dan
4" - 2"@ 4" - G = ; 2
bintang menjadi mantap. Bintang mencapai deret utama berumur nol (zero age main sequence – ZAMS).
Kedudukan deret utama berumur nol dalam diagram H-R dapat ditentukan secara teori. Kedudukannya itu bergantung pada komposisi kimia bintang.
ZAMS untuk bintang dengan komposisi kimia yang berbeda merupakan jalur yang hampir sejajar. Jadi deret utama berumur nol (ZAMS) merupakan kedudukan bintang dengan reaksi inti di pusatnya yang komposisi kimianya masih homogen.
Akibat reaksi inti di pusat bintang, hidrogen di pusat bintang berkurang dan helium bertambah. Akibatnya struktur bintang berubah secara perlahan. Kedudukan bintang di diagram H-R berubah secara pelahan. Bintang menjadi lebih terang, radiusnya bertambah besar dan temperatur efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari ZAMS. Sebagai contoh, apabila hidrogen di pusat bintang sudah berkurang sebanyak 10%, maka bintang akan lebih terang paling tinggi dua kalinya, dan temperatur efektifnya turun sekitar 10%.Tahap evolusi ini disebut tahap deret utama.
Dari pengamatan dapat disimpulkan bahwa jumlah bintang bermassa besar lebih sedikit daripada bintang bermassa kecil.
4" -. " - " E - ' ? " ' 1 - '"0 "' -" H 2 " -@ G 2 - - ' " " 8 ! I ;/ ! " - -2 - " !, ,'"'" !" " 2 - " '' @
Bintang yang berada di deret utama bagian atas, mempunyai temperatur pusat lebih tinggi daripada yang berada di bagian bawah deret utama. Reaksi daur karbon sangat peka terhadap temperatur. Jadi bintang yang berada di bagian atas deret utama, pembangkit energinya terutama berasal dari reaksi daur karbon. Bintang yang berada di bagian bawah deret utama seperti Matahari, pembangkit energinya terutama dari reaksi proton-proton.
Bintang bermassa besar, pembangkit energinya berasal dari reaksi daur karbon. Karena laju reaksi daur karbon sangat peka terhadap temperatur, maka pembangkit energi naik sangat cepat ke arah pusat bintang. Akibatnya, reaksi sangat terkonsentrasi ke pusat. Hal ini akan mengakibatkan gradien temperatur yang sangat besar di pusat. Akibatnya, syarat kesetimbangan pancaran akan dilanggar. Dengan demikian di pusat bintang akan terjadi konveksi. Tempat terjadinya konveksi ini disebut pusat konveksi.
Karena laju reaksi yang cepat, hidrogen di pusat bintang akan habis dalam waktu yang singkat. Akibat adanya aliran konveksi, hidrogen di bagian pusat bintang ini akan diisi kembali oleh hidrogen dari lapisan di atasnya, sedangkan materi di pusat akan di bawa ke lapisan atasnya.
Bintang bermassa kecil, pembangkit energinya terutama berasal dari reaksi proton-proton. Dalam hal ini pembangkitan energi tidak terlalu terkonsentrasi ke pusat. Konveksi tidak terjadi di pusat melainkan terjadi di lapisan atasnya (selubung).
Sebagian besar massa hidup bintang dihabiskan di deret utama (sekitar 2/3 dari massa hidupnya). Kemungkinan menjumpai bintang yang berada pada tahap deret utama jauh lebih besar daripada menjumpai bintang yang berada dalam tahap lainnya. Oleh karena itu dalam diagram H-R, sebagian besar bintang menempati deret utama.
Akibat reaksi pembakaran hidrogen, jumlah helium di pusat bintang bertambah. Timbunan helium di pusat bintang ini disebut pusat helium. Terjadi pengerutan gravitasi secara perlahan di pusat helium. Energi yang dibangkitkan oleh pengerutan gravitasi ini kecil, sehingga gradien temperatur di pusat helium kecil.Pusat helium bersifat isoterm (temperaturnya sama di semua tempat).
Menurut Schönberg dan Chandrasekhar, apabila massa pusat helium mencapai 10 ~ 20% massa bintang, gradien tekanan tidak dapat mengimbangi berat bagian luar bintang. Pusat helium tidak lagi mengkerut dengan perlahan, tetapi runtuh dengan cepat. Massa kritis agar peristiwa ini terjadi disebut batas Schönberg dan Chandrasekhar. Pada saat itu, struktur bintang berubah dengan cepat, bagian luar bintang akan mengembang dengan cepat dan bintang berevolusi menjadi bintang raksasa merah.
Umur bintang di deret utama
Karena bintang bermassa besar umurnya di deret utama relatif singkat, maka bintang biru kelas O dan B di ujung deret utama bukanlah bintang tua, umurnya baru beberapa juta hingga beberapa puluh juta tahun. Jadi semua bintang kelas O dan B ini letaknya belum jauh dari tempat kelahirannya. Dari hasil pengamatan diketahui bahwa banyak bintang-bintang biru kelas O dan B letaknya berasosiasi dengan awan antar bintang, contohnya bintang biru di gugus Pleiades yang masih diselimuti awan antar bintang.
Evolusi Setelah Deret Utama
4" -. " - " E - ' ? " ' 1 - '"0 "' -" H 2
" -@ G 2 - - ' " " ' !" 2