MENGENAL BINTANG, KOMPONEN INTI PENYUSUN ALAM SEMESTA

BINTANG DAN PENGKLASIFIKASIANNYA

 Bintang, komponen utama di alam semesta

Assalammualaikum warahmatullahi wabarakatu, salam astronomi, salam remaja produktif, segala tentang astronomi ada disini!

Halo sobat, kembali lagi dengan saya Dafit di blog astronomi dan ilmu pengetahuan ruang angkasa. Dan kali ini, seperti biasanya saya akan memberikan pemahaman kepada kalian semua mengenai pokok pembahasan kita kali ini, yakni mengenai bintang. Mungkin semua orang sudah tahu apa itu bintang, benda kecil berkelompok yang terlihat berkilauan di malam hari, terlihat berkedip kedip, dan pemahaman lumrahnya menyatakan bahwa sesuatu yang bisa menghasilkan cahaya sendiri, dinamakan bintang. Semua pernyataan tersebut tidak ada yang salah, namun bagi kalian para sobat astronomi yang ingin mendalami astronomi, harus menelusuri lebih jauh lagi mengenai astronomi, salah satu bahasannya ya bintang ini sendiri. Dibalik ukurannya yang sangat kecil dilihat oleh mata telanjang dari bumi, bintang itu sejatinya berukuran sangat besar lho! ribuan hingga jutaan kali lipat! Untuk lebih jelasnya, langsung saja kita bahas. Cekidot!

Bintang merupakan objek di luar angkasa yang bisa menghasilkan cahayanya sendiri. Menurut ilmu astronomi, bintang diartikan sebagai sebuah benda masif yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir.

Bintang sendiri menurut pembagiannya terbagi menjadi 2, yakni bintang semu dan bintang nyata. Bintang semu adalah bintang yang tidak bisa menghasilkan cahayanya sendiri, namun cahaya yang tampak padanya didapat dari pantulan cahaya dari bintang nyata. Sedangkan bintang nyata adalah definisi bintang secara umum, bintang yang bisa menghasilkan cahaya sendiri. Bintang terdekat dari bumi yakni matahari, yang berperan sebagai pusat tata surya kita, dengan jarak sekitar 150 juta km, disusul Proxima Centauri sebagai terdekat kedua dengan jarak 4,2 tahun cahaya.

 

Bintang terbentuk di dalam awan molekul, yaitu sebuah daerah medium antar bintang yang luas dengan kerapatan tinggi. Awan ini terdiri dari hidrogen sekitar 25%, helium, dan beberapa persen elemen berat, namun saat bintang terbentuk komposisi unsur ini ada sedikit perubahan. Sejak awal pembentukannya, komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa nukleosintesis Big Bang pada awal pembentukan alam semesta. Gravitasi mengambil peranan penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai saat terjadi ketidakstabilan gravitasi dibawah awan molekul. Ketidakstabilan ini dipicu oleh gelombang kejut dari supernova atau tumbukan antar dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapai kerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya Instabilitas Jeans, awan tersebut mulai runtuh dibawah gravitasi sendiri. Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai globula Bok. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapai kesetimbangan hidrostatik, sebuah protobintang akan terbentuk di intinya. Bintang pra deret utama ini sering kali dikelilingi oleh piringan protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta Kelvin, hidrogen di inti terbakar menjadi helium karena reaksi termonuklir. Reaksi nuklir didalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan energi di pusat hingga proses pengerutan berhenti. Pembentukkan ini terjadi sangat lama, hingga akhirnya melahirkan bintang bintang baru. Secara umum, komposisi penyusun bintang terdiri dari 70% hidrogen, 28% helium, dan 2% merupakan unsur pendukung lainnya, biasanya terdapat unsur unsur yang lebih berat. Untuk mengetahui unsur berat dalam sebuah bintang, dilakukan dengan mengukur muatan besi yang terkandung dalam atmosfer bintang, sebab kandungan besi merupakan unsur yang umum dan garis spektrum serapannya lebih mudah untuk dihitung. Dengan mengetahui unsur unsur yang terkandung dalam suatu bintang dapat digunakan untuk menentukan umur bintang dan memberikan petunjuk akan keberadaan planet planet disekitar bintang tersebut.

Medan magnet pada bintang terjadi melalui sirkulasi konveksi dipusat bintang, dimana gerakan plasma konduktif dipusat bintang berperan sebagai dinamo menciptakan pergesekan yang menghasilkan arus magnetik diseluruh bagian bintang. Kuatnya medan magnetik bintang bergantung pada kandungan bintang dan aktivitas internal bintang. Sedangkan untuk arus magnetik dipermukaan bintang dipengaruhi oleh kecepatan rotasi bintang. Akibat dari aktivitas magnetik pada bintang, memunculkan beberapa fenomena, diantaranya 1)bintik bintang, yaitu daerah dipermukaan bintang dengan medan magnet yang kuat namun bersuhu jauh lebih rendah dibandingkan daerah permukaan bintang lainnya, 2)lengkungan korona, yakni medan magnet yang melengkung hingga ke daerah korona dari daerah aktif bintang, 3)semburan bintang, yakni semburan partikel energi yang menjulang tinggi akibat aktivitas magnetik, dan 4)angin bintang, yakni gejala yang timbul pada permukaan bintang karena berperan dalam memperlambat laju rotasi bintang, seiring pertambahan usia bintang. Pada bintang bintang muda, aktivitas permukaan bintang sebagai akibat pengaruh medan magnetiknya sangat tinggi. Ini dikarenakan pada bintang muda, unsur yang terkandung pada bintang masih sangat rapat dan melimpah sehingga memungkinkan sirkulasi konveksi menjadi sangat aktif. Pada bintang tua, hal ini tidak bisa dilakukan karena sebagian besar energinya sudah terlepas ke alam semesta dan dengan memperkuat sirkulasi konveksi di inti bintang diimbangi dengan memperkecil aktivitas dipermukaan bintang untuk mengurangi pelepasan energi, membuat pasokan energi yang dihasilkan cukup untuk menjalankan dinamo bintang dan mempertahankannya dari keruntuhan.

Setiap bintang memiliki laju rotasinya masing masing, seperti halnya planet yang berotasi. Laju rotasi bintang dapat diketahui melalui spektroskopi atau dengan mengamati laju rotasi bintik bintang. Laju rotasi maksimum pada bintang bintang muda bisa mencapai 100 km/detik bahkan lebih, bila dihitung dari bidang ekuatornya. Semakin bertambahnya usia suatu bintang, maka laju rotasinya akan semakin lambat. Bintang degenerat adalah bintang yang telah menyusut menjadi massa yang kompak dan mengakibatkan laju rotasi tinggi. Namun, laju rotasinya masih lebih rendah dari yang diperkirakan oleh hukum kekekalan momentum sudut. Sebagian besar momentum sudut bintang tersebut menghilang akibat hilangnya massa bintang oleh angin bintang.

Suhu permukaan bintang sangat bervariasi, ditentukan dari indeks warna bintang. Suhu yang dimaksud biasanya merujuk pada suhu efektif, yakni suhu yang jika sebuah bintang dianggap sebagai benda hitam ideal yang memancarkan energi dengan luminositas yang sama diseluruh permukaannya. Suhu efektif ini hanya sebuah gambaran saja, karena suhu bintang akan semakin tinggi apabila mendekati intinya. Suhu suatu bintang menentukan laju ionisasi berbagai unsur didalamnya, juga menentukan sifat garis serapan spektrumnya. Suhu permukaan, magnitudo absolut, dan sifat serapan spektografi bintang digunakan sebagai dasar pengklasifikasian bintang. Bintang masif dalam deret utama memilliki suhu hingga 50.000* C, matahari sebagai bintang kelas G memiliki suhu sekitar 5.000* C hingga 10.000* C, dan bintang pada kelas merah memiliki suhu relatif rendah, dibawah 4.000* C.

Kembali ke pembentukan bintang, sebagian besar bintang di alam semesta mulai terbentuk sejak 10 miliar tahun yang lalu. Bahkan mungkin ada beberapa bintang yang terbentuk sejak alam semesta ini dimulai (sejak 13,8 miliar tahun yang lalu). Semakin tinggi massa sebuah bintang, maka usia bintang akan semakin pendek. Hal ini disebabkan karena massa bintang yang lebih tinggi akan memiliki tekanan yang tinggi pada inti bintang, yang menyebabkan pembakaran unsur hidrogen terjadi sangat cepat. Karena itulah, bintang bintang dengan massa sangat besar (bintang masif) hanya bisa bertahan paling lama puluhan hingga ratusan juta tahun, sementara bintang dengan massa minimum (kelompok katai), bisa bertahan hingga ratusan miliar tahun. Hal ini terjadi karena proses pembakaran pada bintang masif lebih cepat dibandingkan bintang katai yang terjadi secara perlahan.

Dalam pengklasifikasian bintang sendiri, terdapat beberapa pembagian yang berlaku. Pembagian bintang berdasarkan spektrumnya, yakni penggolongan suhu efektif bintang dari tertinggi hingga terendah. Pada sistem ini, bintang diberi klasifikasi huruf berdasarkan spektrumnya, terbagi menjadi 7 pembagian kelas. Lebih lanjutnya bisa kalian lihat pada tabel dibawah ini.

Kelas spektral bintang

Untuk bintang dengan jenis spektrum yang langka, memiliki pembagian kelas tersendiri, seperti kategori L dan T, yang meliputi bintang dengan suhu dan massa yang rendah (katai cokelat). Pembagian bintang berdasarkan efek luminositas dan garis spektrumnya, yang sebanding dengan ukuran dan kuat gravitasi permukaannya. Klasifikasi ini dinamakan klasifikasi Yerkes dan membagi bintang berdasarkan kelas kelas. Gambar klasifikasi Yerkes yakni sebagai berikut.

Klasifikasi Yerkes

Umumnya klasifikasi Yerkes ini disandingkan dalam bentuk grafik bintang berdasarkan magnitudo absolut dan jenis spektrumnya, yang biasanya kita kenal dalam bentuk diagram Hertzsprung~Russell. Diagram Hertzsprung~Russell bisa kalian lihat dibawah ini.

Diagram Hertzsprung~Russell

Bintang yang tersebar di alam semesta ini sebagian besar berdiri sendiri, maksudnya tanpa ada keterikatan dengan bintang lain. Namun, sebagian kecil dari populasi bintang yang tersebar di alam semesta ada yang saling terikat karena gravitasi dan mengorbit satu sama lain. Bintang semacam ini terdapat dalam suatu sistem yang dinamakan sistem multibintang. Sistem multibintang ini sendiri merupakan sekumpulan bintang bintang masif (sebagian besar kelas O dan B) yang disekitar bintang tersebut terdapat banyak sekali bintang katai, yang mana dalam satu bintang masif terdapat 2 atau lebih bintang katai maupun bintang yang setara, dan mengorbit satu sama lain. Objek bintang yang berada didalam sistem multibintang ini dinamakan bintang biner. Bintang masif, sekitar 80% populasinya terdapat di sistem multibintang ini. diimbangi dengan beragam jenis bintang katai didalamnya.

Bintang yang ada di alam semesta relatif stabil, namun tidak menutup kemungkinan ada bintang yang kondisi fisiknya sering berubah ubah (dalam arti fisik, bukanlah perubahan bentuk). Di alam semesta sendiri, perubahan pada kondisi bintang nampak dari tingkat luminositasnya, baik dikarenakan faktor internal dan faktor eksternal. Bintang semacam ini dinamakan bintang variabel. Bintang variabel yang diakibat oleh faktor internal sendiri terbagi kedalam 3 kategori utama :

• Bintang variabel berdenyut, bintang yang sering berubah ubah radius dan luminositasnya sepanjang waktu, mengembang dan mengerut dengan selang waktu dari beberapa menit hingga bertahun tahun, tergantung ukuran bintang tersebut. Bintang variabel ini misalnya kategori bintang chepeid dan bintang Mira.
• Bintang variabel eruptif, yakni bintang yang mengalami lonjakan luminositas tiba tiba akibat peristiwa semburan maupun peristiwa pelontaran materi bintang yang berlangsung massal. Kategori ini termasuk protobintang, bintang suar, bintang raksasa dan maha raksasa.
• Bintang variabel eksplosif atau kataklismis, termasuk bintang nova dan supernova, sistem bintang biner yang salah satunya ialah bintang katai putih, dapat menghasilkan ledakan jenis tertentu yang luar biasa. Beberapa nova terjadi berulang ulang, dengan ledakan berkala yang memiliki amplitudo rendah.

Bintang variabel yang diakibat oleh faktor eksternal, misalnya bintang biner gerhana, juga bintang yang memiliki bintang yang luar biasa saat berotasi. Contohnya bintang biner gerhana agol yang magnitudonya sering berubah dari 2,5 ke 3,5 dengan periode 2,87 hari.

Gerak relatif sebuah bintang terhadap matahari dapat memberikan informasi penting mengenai asal mula dan umur bintang tersebut, bahkan juga mengenai struktur dan evolusi galaksi disekitarnya. Komponen gerak sebuah bintang terdiri atas kecepatan radialnya menuju atau menjauhi matahari, dan pergeseran melintangnya yang disebut gerak diri. Kecepatan radial sebuah bintang ditentukan dari pergeseran doppler pada garis spektrumnya dan dinyatakan dalam satuan km/detik. Gerak diri sebuah bintang ditentukan dari perhitungan astronomis yang teliti dalam satuan milidetik busur/tahun. Dengan menentukan paralaks sebuah bintang, gerak diri kemudian dapat dikonversikan kedalam satuan kecepatan. Bintang dengan kecepatan gerak diri paling tinggi kemungkinan berjarak dekat dengan matahari, sehingga cocok untuk diukur paralaksnya.

Ketika kandungan hidrogen pada bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan kalor, memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar yang masih banyak mengandung hidrogen mengembang dan berubah warna merah, menjadi bintang raksasa merah sebelum akhirnya membentuk bintang kerdil putih. Jika bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang tersebut akan membentuk maha raksasa merah, sebelum kemudian meledak menjadi nova atau supernova, sehingga terbentuk bintang neutron atau black hole.

Sedikit informasi dan pengetahuan bagi sobat semua, untuk nama nama bintang beserta statistiknya bisa kalian lihat dibawah ini.

Baiklah sobat, sekian artikel yang bisa saya berikan. Mungkin dari kalian semua ada yang bertanya tanya, mengapa saya hanya menjelaskan materi saja, tanpa disertai rumus dan hitung hitungan? Saya ingin menuntaskan materi astronomi dasar terlebih dahulu kepada sobat semua, karena jika saya langsung memberikan rumus rumus dan perhitungan tanpa ada dasar yang jelas, maka akan menyulitkan sobat semua, mengingat dalam astronomi sendiri banyak menggunakan pengaplikasian rumus matematika, fisika, dan kimia dasar, hingga lanjutan. Pembahasan mengenai segala jenis perhitungan yang terlibat dalam astronomi akan saya jelaskan jika materi dasar dalam astronomi telah selesai saya berikan kepada sobat semua. Jadi, mohon bersabar ya?

Nantikan artikel selanjutnya ya? tetap ikuti terus perkembangan blogku dan terima kasih. Wassalammualaikum warahmatullahi wabarakatu. Salam astronomi!