Reaksi Inti di Dalam Bintang
Matahari dan bintang-bintang menciptakan energi di pusatnya. Proses pembangkitan energi itu berupa reaksi inti yang sebagian besar merupakan reaksi Hidrogen dengan Hidrogen menjadi Helium. Jadi reaksi ini merupakan reaksi penggabungan inti yang lebih ringan menjadi inti yang lebih berat. Jenis reaksi inti seperti ini disebut reaksi fusi. Salah satu contoh teaksi fusi yang pernah terjadi di Bumi adalah ledakan Bom hidrogen. Selain reaksi fusi ada juga jenis reaksi inti yang membelah inti berat menjadi inti-inti yang lebih ringan, reaksi ini disebut reaksi fisi. Mekanisme ledakan bom atom yang dijatuhkan di Hiroshima dan Nagasaki adalah contoh ledakan reaksi fisi. Reaksi fisi tidak terjadi di dalam bintang. Reaksi penggabungan inti Hidrogen menjadi Helium tidaklah sederhana, reaksi ini membutuhkan temperatur dan tekanan yang sangat tinggi, mengapa? Karena ketika dua proton saling mendekat, akan segera menjauh lagi karena gaya elektrostatik yang saling tolak diantara kedua proton. Diperlukan kecepatan gerak saling mendekat yang sangat tinggi agar kedua proton bisa berada sangat dekat sebelum gaya tolak elektrostatik membuat kedua proton terpental.
Hal ini dapat dibandingkan dengan kalau kita berupaya menumbukkan kutub-kutub yang sama dari dua batang magnet (misalnya kutub utara dengan utara). Kalau kecepatan mendekat kedua kutub itu rendah, sebelum sampai bersentuhan, gaya tolak kedua kutub akan mendorong
Materi : Inti Atom Kelas XII
Kompetensi dasar :
XII.3.10 Memahami karakteristik inti atom, radioaktivitas dan pemanfaatannya dalam teknologi
148 RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INTI kedua magnet saling menjauh. Tetapi kalau kita menggerakkan kedua magnet saling mendekat dengan kecepatan yang tinggi, kedua kutub utara bisa sampai saling menyentuh sebelum tertolak lagi.
Pada dua buah proton yang saling mendekat, jika kedua proton bisa sangat dekat, ada suatu jenis gaya yang disebut gaya kuat inti (strong nuclear force) yang bisa membuat kedua proton tarik menarik sehingga saling terikat. Gaya kuat inti ini adalah gaya yang mengikat proton dan neutron di dalam inti atom. Jangkauan gaya ini sangat pendek, yaitu sekitar 10-15
meter, lebih dari itu gaya tidak terasa oleh partikel. Oleh karena itu kecepatan proton harus sangat tinggi sehingga dua proton bisa melawan gaya tolak elektrostatik dan saling mendekat sedekat 10-15 m agar dapat bereaksi.
Kecepatan gerak proton bergantung pada temperaturnya, semakin tinggi temperatur semakin cepat proton bergerak. Ternyata dibutuhkan temperatur jutaan derajat kelvin agar gerak mendekat dua proton bisa membuatnya bersatu.
Reaksi proton proton menjadi helium sebenarnya tidak sederhana, melainkan melalui dari beberapa tahap. Tahap pertama adalah :
1H1 + 1H1→1D2 + e+ + ν (12.1)
Dengan 1H1adalah Hidrogen, 1D2 adalah deuterium, yaitu isotop Hidrogen yang mempunyai satu proton dan satu neutron di dalam intinya, e+ adalah positron yang massanya sama dengan elektron namun bermuatan positif seperti proton dan ν adalah neutrino yang bermassa seperti elektron tapi tak bermuatan. Jadi ini adalah reaksi dua inti hidrogen menjadi satu deuterium. Positron yang dilepaskan akan bertabrakan dengan elektron bebas di dalam bintang, saling menghilangkan (anihilasi) dan menciptakan sinar γ.
Pada tahap kedua, inti Deuterium yang terbentuk dapat bereaksi lagi dengan inti Hidrogen (proton) yang lain membentuk inti Helium 2He3 yaitu inti yang bermassa 3 satuan massa atom karena terdiri dari dua proton dan satu neutron
1D2 + 1H1 → 2He3 + γ (12.2)
Pada tahap ketiga, dua inti 2He3 bergabung menghasilkan inti 2He4 yang terdiri dari dua proton dan dua neutron, ditambah dengan pancaran sinar γ. Tentu untuk reaksi ini dibutuhkan kecepatan yang lebih tinggi karena gaya tolak intinya menjadi empat kali lipat dibandingkan dengan reaksi proton-proton. Artinya dibutuhkan temperatur yang lebih tinggi. Kelebihan
RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INT 149 dua proton kemudian dilepaskan untuk kelak bisa bereaksi kembali pada reaksi proton – proton atau proton – deuterium yang lain.
2He3 + 2He3 → 2He4 + 21H1 (12.3)
Gambar 12.1 Diagram rangkaian reaksi proton-proton
Ketiga reaksi diatas, secara efektif merupakan reaksi penggabungan empat proton menjadi satu helium dengan melepaskan dua positron, neutrino dan sinar γ
41H1 → He4 + 2e+ + + γ (12.4)
Reaksi berantai yang disebut reaksi proton proton (PP) ini menghasilkan energi yang sangat besar, karena ada massa yang berubah menjadi energi, sehingga cenderung meningkatkan temperatur.
Besarnya massa yang diubah menjadi energi dapat diketahui dari perbedaan massa empat proton dengan satu helium. Massa 4 proton adalah 4 x 1,0079 sma = 4,0316 sma. Sma adalah Satuan Massa Atom (Atomic Mass Unit) yang setara dengan 1,66 x 10-27 kg. Massa satu inti Helium (yang terdiri dari 2 proton dan 2 neutron) adalah 4,0026 sma. Artinya ada massa yang hilang menjadi energi sebesar 0,029 sma atau sekitar 0,7% dari massa empat proton. Kemudian energi yang tercipta dapat dihitung dengan menggunakan rumus kesetaraan massa dan energi yang merupakan konsekuensi dari teori relativitas umum Einstein:
2
mc
E
(12.5)(12.5) (12.4)
150 RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INTI Di dalam rumus itu m adalah massa yang hilang ketika terjadi reaksi inti dan c adalah kecepatan cahaya di ruang hampa. Temperatur yang lebih tinggi membuat kecepatan gerak rata-rata partikel menjadi lebih tinggi sehingga kecepatan reaksi menjadi lebih tinggi lagi. Kecepatan reaksi lebih tinggi akan membuat produksi energi semakin cepat dan cenderung membuat temperatur lebih tinggi lagi dan seterusnya. Sementara itu, sebagian energi yang dihasilkan dipancarkan keluar sehingga cenderung menurunkan temperatur. Pada saat laju energi yang tercipta dari reaksi inti menjadi sama dengan laju energi yang terpancar keluar, laju reaksi menjadi konstan. Pancaran radiasi yang diterima Bumi yang relatif tetap saat ini menunjukkan bahwa Matahari berada dalam keadaan kesetimbangan, artinya laju reaksi fusi konstan.
Reaksi Hidrogen menjadi Helium di pusat Matahari dan bintang-bintang dapat juga dipercepat oleh karbon, nitrogen dan oksigen kalau di dalam bintang terdapat banyak unsur-unsur tersebut. Akhir reaksinya sama yaitu hidrogen menjadi helium, unsur C, N dan O hanya berfungsi sebagai katalis yang mempercepat reaksi hidrogen menjadi Helium dengan mengembalikan C, N dan O, oleh karena itu siklus reaksi itu disebut siklus CNO. Reaksi proton menjadi helium yang melalui siklus CNO ini diperkenalkan oleh Bethe pada tahun 1939. Rangkaian reaksi inti siklus CNO ini adalah sebagai berikut:
6C12 + 1H1 → 7N13 + γ (12.6) 7N13 → 6C13 + e+ + ν (12.7) 6C13 + 1H1 → 7N14 + γ (12.8) 7N14 + 1H1 → 8O15 + γ (12.9) 8O15 → 7N15 + e+ + γ (12.10) 7N15 + 1H1 → 6C12 + 2He4 (12.11) Siklus ini membutuhkan temperatur yang lebih tinggi untuk bisa terjadi, oleh karena itu reaksi ini hanya bisa terjadi pada bintang-bintang populasi I yang bermassa besar dan temperatur pusatnya lebih tinggi. Bintang-bintang populasi I yang banyak terdapat di bidang galaksi banyak mengandung unsur C, N dan O yang diproduksi bintang-bintang generasi sebelumnya, oleh karena itu bintang-bintang disana yang bermassa besar bisa mengalami siklus ini dan ber-evolusi lebih cepat. Pada bintang-bintang bermassa kecil seperti Matahari, reaksi intinya hanya sampai Helium dan tidak akan mengalami rantai reaksi CNO.
Kumpulan massa nebula yang lebih kecil lagi mungkin malah tidak dapat mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulai reaksi proton-proton,
RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INT 151 sehingga tidak dapat menjadi bintang yang bersinar. Apabila di dalam awan antar bintang itu banyak terdapat unsur-unsur yang lebih berat yang diproduksi bintang-bintang generasi sebelumnya, maka unsur-unsur berat itu akan cenderung berkumpul di tempat yang lebih dalam, hidrogen di bagian luar.
Kita dapat melihat planet-planet raksasa seperti Jupiter, Saturnus dan lain-lain atmosfirnya sebagian besar terdir dari hidrogen, sementara di bagian dalamnya diyakini terkumpul unsur-unsur yang lebih berat. Oleh karena itu, diduga planet terbentuk dari pengerutan awan antar bintang dengan proses yang sama dengan Matahari, namun tidak dapat sampai pada temperatur yang cukup tinggi untuk terjadinya reaksi fusi di pusatnya. Dari rangkaian reaksi ini dapat kita lihat bahwa atom karbon yang pertama bereaksi dengan H kembali dihasilkan di akhir reaksi, sementara di dalam proses, ada tambahan 3 atom H yang ikut bereaksi sehingga, secara neto, yang bereaksi adalah :
41H1 → 2He4 + 2e+ + + γ (12.12) Pada reaksi ini tidak ada perubahan jumlah karbon. Jadi pada dasarnya reaksi ini sama dengan reaksi proton-proton diatas, hanya saja, siklus ini menggunakan karbon, nitrogen dan oksigen sebagai katalis yang mempercepat reaksi. Pada temperatur 10 juta Kelvin hanya siklus PP saja yang dapat berlangsung karena pada temperatur tersebut inti karbon dan inti hidrogen belum dapat bereaksi. Siklus PP ini termasuk siklus yang lambat, lambatnya reaksi ini merupakan salah satu penyebab panjangnya umur bintang bermassa kecil. Pada temperatur 13 juta Kelvin, siklus CNO baru mulai dapat berkontribusi. Pada temperatur 18 juta Kelvin energi yang dihasilkan oleh siklus PP dan CNO kira-kira sama. Diatas temperatur itu siklus CNO mendominasi, menjadi proses yang lebih banyak, dan proses reaksi pembentukan helium dari hidrogen menjadi lebih cepat. Oleh karena itu bintang yang bermassa lebih besar yang temperatur pusatnya lebih tinggi, lebih cepat berevolusi, dan umurnya lebih pendek. Di pusat bintang panas, siklus CNO berlangsung dengan lebih cepat dibandingkan dengan PP.
Pada bintang yang lebih masif lagi, temperatur di pusatnya bisa lebih tinggi lagi antara lain karena cepatnya produksi energi oleh reaksi siklus PP dan terutama siklus CNO. Jika temperatur di pusat bintang mencapai orde ratusan juta derajat, Helium bisa bereaksi menghasilkan unsur yang lebih berat seperti karbon dan oksigen, misalnya melalui rangkaian reaksi yang disebut reaksi triple alpha :
2He4 + 2He4 → 4Be8 (12.13)
(12.7)
152 RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INTI
4Be8 + 2He4 → 6C12 + γ (12.14) Dinamakan triple alpha karena melibatkan tiga inti helium, sedangkan inti helium ini yang pernah dideteksi sebagai sinar asing yang dinamakan sinar alpha. Pada temperatur yang lebih tinggi lagi bisa terjadi reaksi pembentukan oksigen sebagai berikut :
6C12 + 2He4 → 8O16 + γ (12.15) Dengan demikian pada inti bintang yang bermassa lebih besar dari Matahari dapat terjadi produksi unsur-unsur yang lebih berat dari Helium. Jika mengingat bahwa atom-atom yang pertama terbentuk di alam semesta ini setelah ledakan besar adalah hidrogen, sementara di dalam tubuh kita banyak terdapat atom karbon, nitrogen, oksigen dan lain-lain, dapat diduga bahwa unsur-unsur selain hidrogen di dalam tubuh kita dahulu dibentuk di pusat bintang masif.
Jumlah energi yang dihasilkan dari reaksi inti tiap satuan waktu di pusat bintang sama dengan daya yang dipancarkan (luminositas) Matahari. Dengan demikian, jika kita dapat mengukur jumlah energi Matahari yang sampai atmosfir Bumi tiap detik tiap meter persegi, maka kita dapat menghitung energi total yang diproduksi oleh pusat Matahari setiap detik, dan kemudian dapat juga menghitung laju pengurangan massa Matahari karena diubah menjadi energi.
Fluks energi (daya per satuan luas) Matahari di sekitar Bumi, yang disebut juga konstanta Matahari adalah kurang lebih f = 1380 joule/(m2 dt). Maka daya total yang menembus bola yang berpusat di Matahari dan berjari-jari sama dengan jarak Bumi-Matahari adalah :
f
d
L4
2 (12.16)Di dalam persamaan diatas 4πd2 adalah luas permukaan bola yang berjari-jari d yaitu jarak Bumi-Matahari, yang sekitar 150 juta km. Dengan demikian kita dapat menghitung daya Matahari. Jumlah ini sama dengan yang diproduksi oleh pusat Matahari dari reaksi hidrogen menjadi helium, sebab Matahari berada dalam keadaan setimbang thermal. Yang dimaksud dengan setimbang thermal adalah temperatur di setiap lapisan Matahari kurang lebih konstan untuk jangka waktu yang cukup panjang.
Selain memproduksi helium reaksi ini juga mengubah 0,7% massanya menjadi energi, sehingga massa yang hilang tiap satuan waktu dapat dihitung dan banyaknya hidrogen yang berubah menjadi helium juga dapat dihitung. Akhir riwayat bintang adalah ketika 10% massa hidrogen sudah berubah menjadi helium, dengan demikian kala waktu hidup Matahari dapat dihitung.
RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INT 153 Sinar kosmik
Sinar kosmik sebenarnya adalah partikel subatomik yang datang dari angkasa. Sinar kosmik yang terdeteksi di Bumi kebanyakan merupakan partikel yang terbentuk di atmosfir atas, dari tumbukan partikel bermuatan dari angkasa luar. Partikel bermuatan yang berasal dari Matahari atau dari bintang-bintang di galaksi menghantam atmosfir Bumi dengan kecepatan sangat tinggi. Kecepatan angin Matahari berkisar antara 1,2 juta hingga 3 juta km/jam, kecepatan proton yang berasal dari
bintang-Contoh Soal:
Dari pengukuran fluks energi Matahari di Bumi, dan rumus kesetaraan massa - energi Einsten dan perkiraan bahwa Matahari berada di akhir riwayat hidupnya ketika massa helium yang terkumpul di pusatnya 10% dari massa matahari, para astronom dapat memperkirakan kala hidup matahari. Berapakah usia matahari ketika riwayatnya berakhir, dihitung sejak kelahirannya?
Jawab :
Fluks energi radiasi matahari di sekitar Bumi f = 1380 joule/(m2dt) Maka Luminositas Matahari :
Lʘ = 4πd2f=3,9×1026 joule/detik
Energi ini berasal massa yang hilang dari reaksi fusi, jadi massa yang hilang dapat dihitung dengan menggunakan persamaan Einstein :
E=mc2
diperoleh massa yang hilang tiap detik 4,3 juta ton atau 1,37 × 1017
kg/tahun.
Massa matahari Mʘ = 1,99 × 1030 kg. Sepuluh persen dari Massa ini 1,99 × 1029 kg.
Prosentase massa yang hilang dari reaksi hidrogen menjadi helium adalah 0,7%, maka banyaknya massa yang berubah menjadi energi selama hidup Matahari adalah
0,7% × 1,99 × 1029 kg = 1,39 × 1027 kg Massa sejumlah itu dihabiskan dalam waktu :
154 RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INTI bintang lain di galaksi jauh lebih tinggi lagi sehingga ketika menumbuk partikel di atmosfir, bisa terjadi pecahan berupa partikel lain yang lebih kecil dan berumur pendek. Partikel-partikel berumur pendek itulah yang kebanyakan kita kenal sebagai sinar kosmik, dan dapat terdeteksi oleh kamera pada saat kita memotret benda langit lain.
Awal penemuan sinar kosmik adalah ketika kadang orang mendeteksi adanya berkas cahaya berupa garis tipis dan terang pada film di dalam kamera, padahal shuter kamera dalam keadaan tertutup, artinya ada berkas cahaya yang dapat menembus shutter dan dinding kamera. Makin tinggi posisi orang yang membawa kamera, semakin sering pula terdeteksi berkas sinar itu, sehingga orang yakin bahwa sinar itu berasal dari angkasa, itu sebabnya disebut sinar kosmik. Sinar kosmik jelas bukan gelombang cahaya, karena dapat menembus shutter kamera dan tidak menyebar, melainkan lebih mirip benda kecil yang melintas. Namun karena sudah terlanjur dianggap sebagai sinar, maka penamaannya tetap sinar kosmik. Sifat-sifat benda kecil sinar kosmik itu berbeda dengan partikel-partikel elementer yang dikenal seperti proton, elektron dan neutron. Orang menduga bahwa partikel sinar kosmik itu adalah pecahan inti atom. Maka mulailah orang memanfaatkan sinar kosmik untuk mempelajari partikel-partikel yang merupakan komponen pembentuk proton, dan neutron. Sinar kosmik yang datang dari angkasa tidak menentu, kadang ada, kadang tidak, arah datangnya pun tidak bisa diprediksi. Hal ini menyulitkan pengukuran dalam penelitian. Kemudian orang mencoba membuat sinar kosmik buatan dengan cara mempercepat gerak proton sehingga setara dengan proton yang datang dari angkasa luar ke atmosfir, lalu menumbukkannya dengan proton lain. Dengan cara itu para fisikawan bisa mendapatkan partikel seperti partikel sinar kosmik dengan lebih terkendali dan dalam jumlah banyak, tanpa harus menunggu datangnya sinar kosmik dari langit yang tidak menentu.
Bagaimana cara mempercepat proton? Para fisikawan partikel pun merancang akselerator yaitu alat untuk mempercepat partikel. Saat ini akselerator partikel terbesar di dunia adalah LHC (Large Hadron Collider) di perbatasan Swiss dan Perancis. Keliling akselerator itu adalah 27 km. Kemampuannya luar biasa hebat, dapat mempercepat proton hingga 99,999999% kecepatan cahaya. Setelah mencapai kecepatan itu ditembakkan proton-proton lain dari arah berlawanan. Sebagian kecil dari proton-proton itu akan bertumbukan dan pecah. Pecahannya itu kemudian dideteksi dan diukur karakteristiknya, seperti massanya, muatannya, kala hidupnya dan lain-lain.
RADIO AKTIVITAS DAN REAKSI INT 155 Soal-soal
1. (OSKK 2010) Energi Matahari dibangkitkan oleh reaksi fusi thermonuklir dibagian pusatnya. Proses thermonuklir mengubah empat inti “A” menjadi inti lebih berat dan mengeluarkan sejumlah energi. Apakah inti “A” itu ?
a. Hidrogen b. Helium c. Oksigen d. Karbon e. Uranium
2. (OSKK 2010) Sumber energi bintang berkaitan dengan a. reaksi atom di korona bintang
b. reaksi nuklir di inti bintang c. reaksi atom di atmosfer bintang
d. pembakaran elemen hingga menjadi radioaktif e. pembakaran unsur berat
159