“” Evo Evolus lusii bin bintan tang g “” adalah rangkaian perubahan radikal yang dialami bintang sela selama ma masa masa hidu hidupn pnya ya (mas (masa a dima dimana na ia mema memanc ncar arka kan n caha cahaya ya dan dan pana panas) s).. Berga Bergantu ntung ng pada pada ukuran ukurannya nya,, masa masa ini terent terentan ang g dari dari ratusa ratusan n ribu ribu tahun tahun untuk untuk bintang super masif hingga ratusan miliar tahun untuk bintang-bintang katai coklat. coklat. Evolusi bintang tidak dipelajari dengan cara mengamati sebuah bintang dari lahir hingga kematiannya. Umur manusia terlalu singkat untuk melakukan hal tersebut. Evolusi bintang dipelajari melalui analisis hasil pengamatan ribuan bintang dengan usia yang berbeda-beda. Tugas astronom adalah memilah-milah dan mengurutkan mana bintang yang muda dan mana yang tua sesuai dengan karakteristik fisisnya. Pemodelan kemudian dilakukan untuk memperkirakan struktur bagian dalam bintang dalam berbagai usia tersebut. Kini, dengan berkembangnya teknologi komputasi, evolusi bintang dapat disimulasikan melalui pemodelan komputer. Evolusi bintang adalah hasil dari “pertempuran” terus-menerus antara tarikan gravitasi dan tekanan ke luar yang berasal dari pembangki pembangkitan tan energi energi nuklir. nuklir. Bintang-b Bintang-bintang intang generasi generasi pertama dilahirkan sekitar 10-20 miliar tahun lalu, ketika galaksi kita mulai memadat dari proses pemuaian jagat raya. Sebagian besar diantaranya masih terbuat dari hidrogen dan helium. Kedua unsur ini memang merupakan satu-satunya elemen yang terbentuk dalam jumlah besar selama proses dentuman besar (big bang) yang diyakini menandai awal terciptanya alam semesta Bintang-bintang seperti halnya Matahari lahir secara berkelompok dalam komplekskompleks awan besar yang termampatkan yg disebut nebula. Salah satu nebula yang terkenal yang menjadi tempat kelahiran banyak bintang adalah sebuah bercak samar di rasi Orion yang dikenal sebagai Nebula Orion. Dilihat dari luar, sebuah nebula nampak gelap dan suram, namun di bagian dalamnya mereka teriluminasi dengan cemerlang oleh bintang-bintang yang baru lahir. Setelah itu, bintang-bintang muda muda itu akan akan melang melanglan lang g keluar keluar dari dari tempat tempat kelahi kelahiran rannya nya di galaks galaksii indukn induknya ya.. Ke arah bintang Deneb di rasi Cygnus ada suatu gelembung super yg sangat besar dari dari gas gas yang yang sang sangat at pana panas s yang yang mung mungki kin n diha dihasi silk lkan an oleh oleh leda ledaka kan n sebu sebuah ah supern supernova ova di dekat dekat pusat pusat gelem gelembun bung g itu. itu. Pada Pada tepian tepiannya nya,, materi materi antar antar bintan bintang g dimamp dimampatk atkan an oleh oleh gelomb gelombang ang supern supernova ova dan memicu memicu kerun keruntuh tuhan an awan awan dan pembentukan bintang. Dari segi ini, sebagaimana kehidupan manusia, bintang juga memiliki orangtua. Dan seperti yang kadang-kadang kita alami, orangtua juga dapat mengalami kematian ketika melahirkan anaknya. Dalam periode remajanya, sebuah bintang biasanya masih diselubungi oleh berkas nebula nebula gas yang yang berpen berpendar dar,, sisa-s sisa-sisa isa dari dari prose proses s pembe pembentu ntukan kan yang yang secara secara gravitasional masih melekat padanya. Contoh bintang semacam ini bisa kita lihat pada bintang-bintang di rasi Pleiades. Miri Mirip p sepe sepert rtii yang yang dial dialam amii manu manusi sia, a, bint bintan angg-bi bint ntan ang g yang yang bera beranj njak ak dewa dewasa sa berkelana jauh dari rumah, dan saudara-saudara sekandung jarang saling bertemu. Bisa jadi di suatu tempat di galaksi Bimasakti ada bintang-bintang, mungkin lusinan jumlahnya, yg merupakan saudara sekandung dari Matahari kita. Mereka terbentuk dari nebula yang sama sekitar 5 milyar tahun lalu. Tapi kita tidak tahu bintang yg manakah itu. Mereka bisa saja berada di sisi lain dari galaksi kita, atau mungkin menjadi salah satu dari bintang kecil tak berarti yang kita lihat berkelap-kelip di langit malam. Dalam proses kelahiran sebuah bintang, tumbukan molekul gas dalam interior awan memanaskannya hingga pada akhirnya tiba ke titik dimana atom-atom hidrogen mulai bergabung menjadi helium: empat atom hidrogen bersatu untuk membentuk satu satu inti inti helium helium.. Proses Proses ini diikut diikutii denga dengan n pelep pelepasa asan n foton foton sinar sinar gamma. gamma. Foton Foton
tersebut mengalami alternasi emisi dan absorpsi oleh materi yg terhampar, yg secara berangsur-angsur berupaya mencapai permukaan bintang. Dalam perjalanannya, foton terus menerus mengalami kehilangan energi. Butuh waktu hingga sejuta tahun bagi foton untuk mencapai permukaan bintang dan dipancarkan ke ruang. Sang bintang kini telah menyala. Keruntuhan gravitasional awan pra-bintang telah terhenti. Beban lapisan-lapisan terluar bintang sekarang didukung oleh suhu dan tekanan tinggi yang dihasilkan di bagian interior reaksi inti. Matahari berada pada kondisi stabil seperti itu selama 5 milyar tahun terakhir. Reaksi termonuklir seperti yang terjadi pada bom hidrogen memberikan tenaga kepada matahari dalam ledakan yang kontinyu dan berwadah, mengubah sekitar 4 juta ton hidrogen tiap detiknya. Ketika kita menengadahi langit malam dan memandang kelap-kelip bintang, semua yang kita lihat bercahaya karena adanya penggabungan inti hidrogen di kejauhan. Akhir Hidup Bintang Proses fusi dalam bintang-bintang ini terus mengubah hidrogen menjadi helium. Ketika persediaan hidrogen habis, maka helium mulai terbakar untuk membentuk elemen yang lebih berat. Reaksi penyatuan ini akan terus berlangsung untuk memberi tenaga kepada bintang sampai seluruh intinya berubah menjadi besi. Besi tidak dapat melewati proses fusi untuk membentuk elemen yang lebih berat sehingga bahan bakar nuklir di bintang itu pun habislah. Kecepatan bintang membakar persediaan nuklir tergantung pada masanya. Sebagai bintang bermassa sedang, Matahari kita masih belum sampai separuh jalan dalam fase pertama evolusi bintang. Matahari telah membakar hidrogen selama 5 milyar tahun dan masih akan berpijar mantap hingga 5 milyar tahun berikutnya. Sebaliknya, bintang-bintang bermassa besar (sekitar 10 kali massa matahari) akan membakar persediaan hidrogennya dengan kecepatan hingga 1000 kali kecepatan proses serupa pada bintang sekelas Matahari. Bintang semacam ini akan menghabiskan bahan bakarnya dalam tempo kurang dari 100 juta tahun. Nasib yang disediakan bagi masing-masing tipe bintang ini di akhir hidupnya juga berbeda. Bintang sekelas Matahari akan mengakhiri hidupnya dalam sebuah proses evolusi yang lambat. Ketika persediaan hidrogennya mulai berkurang, bintang akan menyusut. Penyusutan itu akan menghasilkan lebih banyak energi yang menyebabkan terhentinya penyusutan, dan bintang bersangkutan akan mulai mengembang. Bintang itu akan terus membengkak hingga menjadi sebuah bintang raksasa merah (red giant). Helium yang terbentuk dalam proses fusi bintang itu semasa hidupnya akan membeku dan membuatnya lebih mengembang. Menjelang habisnya helium, bintang tersebut akan menjadi labil. Ia akan melepas lapisan luarnya dan sisanya akan runtuh kedalam. Bintang itu akan mulai berkontraksi dan menjelma menjadi bintang kerdil putih (white dwarfs), yang berukuran kira-kira sebesar Bumi namun dengan kerapatan yang sangat tinggi. Bintang tersebut akan mengalami tahapan ini sampai suatu saat produksi energi benar-benar terhenti dan bintang itu akan menemui ajalnya sebagai sebuah bintang mati yang dingin dan gelap. Bintang-bintang bermassa besar akan mengakhiri hidupnya secepat ia membakar persediaan hidrogennya.Dalam tempo beberapa detik setelah bahan bakar nuklirnya habis, sebuah reaksi nuklir yang lebih eksotik segera berlangsung untuk mengantarkannya sebagai sebuah supernova. Supernova Proses terbentuknya supernova biasanya berawal dari pembangkitan pusat besi yang masif oleh fusi silikon. Dibawah tekanan yang sangat tinggi, elektron bebas
didalam interior bintang dipaksa untuk menyatu dengan proton inti besi, dimana muatan listrik yang sama dan berlawanan saling meniadakan. Bagian dalam inti bintang akan berubah menjadi suatu nukleus atom raksasa tunggal, mengisi volume yang jauh lebih kecil daripada elektron dari inti besi sebelumnya. Pusat itu meledak ke dalam dengan kuatnya, bagian eksterior menyatu kembali dan suatu ledakan supernova dihasilkan. Supernova dapat lebih cemerlang daripada keseluruhan cahaya yang dihasilkan oleh semua bintang lain dalam galaksi dimana supernova terbentuk. Terbentuknya supernova temasuk fenomena yang jarang terjadi. Pada umumnya, terjadinya supernova dalam sebuah galaksi adalah berkisar sekali dalam satu abad. Sepanjang hidup sebuah galaksi -- sekitar 10 milyar tahun -- 100 juta bintang akan meledak. Ini jumlah yang sangat banyak, tetapi itu baru berarti hanya satu diantara 1000 bintang yang akan berakhir sebagai sebuah supernova. Salah satu supernova yang terkenal dicatat oleh para astronom China pada 4 Juli 1054. Dalam catatan itu disebutkan bahwa sebuah bintang baru -- mereka menyebutnya "bintang tamu" yg sebelumnya tidak pernah terlihat mendadak muncul di rasi Taurus dan bersinar dengan sangat terang. Konon sinarnya begitu terang sehingga dapat terlihat di siang hari, sementara di malam hari orang bisa membaca hanya dengan mengandalkan sinarnya. Objek ini terlihat hingga tiga bulan sebelum akhirnya lenyap begitu saja. Sisa-sisa peristiwa itu masih dapat kita lihat saat ini melalui teleskop sebagai sebuah nebula yang dikenal sebagai Nebula Kepiting (Crab Nebula). Baru pada 1572, Tycho Brahe, seorang astronom Eropa melaporkan adanya sebuah supernova lain. Ia menyebutnya nova stella, yang artinya "bintang baru". Supernova lainnya tercatat pada 1604 oleh Johannes Kepler. Sayangnya, tidak ada supernova yang teramati di galaksi kita sejak penemuan teleskop, dan selama berabad-abad para astronom dibuat penasaran oleh pencarian terhadap objek ini. Nova Dua buah bintang dengan massa yang hampir sama akan berevolusi hampir secara sejajar. Tetapi bintang yang lebih masif akan lebih cepat menghabiskan bahan bakar nuklirnya, lebih cepat menjadi raksasa merah, dan menjadi yang pertama mencapai kemunduran akhir kerdil putih. Karenanya, seharusnya ada banyak kasus bintang ganda dimana satu komponennya adalah bintang raksasa merah, dan pasangannya berupa kerdil putih. Sejumlah pasangan semacam itu demikian dekatnya hingga bersentuhan. Sebagian atmosfer mengalir dr bintang raksasa merah yg bengkak ke kerdil putih yang masif lewat suatu daerah tertentu dari permukaan kerdil putih. Hidrogen menumpuk menekan hingga tekanans&uhunya terus meninggi karena gravitasi yg kuat dari kerdil putih. Demikian seterusnya hingga sejumlah atmosfer yg "dicuri" dari raksasa merah mengalami reaksi termonuklir, dan kerdil putih meletup sesaat menjadi lebih cemerlang. Bintang ganda semacam itu biasa disebut sebagai nova. Secara umum, nova memiliki asal-usul yg berbeda dari supernova. Nova hanya terdapat pd sistem bintang ganda&dimotori oleh fusi hidrogen, sedangkan supernova terjadi pd bintang tunggal&dimotori oleh peleburan silikon. Kembali ke Asal Sepintas supernova merupakan tahap akhir dari kehidupan sebuah bintang. Namun, kita tidak boleh lupa bahwa bintang-bintang dan planet pengiringnya juga dilahirkan dari keruntuhan gravitasional awan gas dan debu antar bintang. Dengan demikian, supernova selain merupakan akhir dari riwayat sebuah bintang, di sisi lain juga merupakan pemicu tahapan evolusi bintang yang melahirkan bintang-bintang baru.
Banyak dari elemen-elemen berat yang dihasilkan selama hidup sebuah bintang atau setelah meledak menjadi sebuah supernova tersebar di ruang antar bintang. Sebagian dari "debu bintang" ini bergabung dengan gas yang runtuh dan membentuk bintang lain di suatu tempat. Miliaran tahun kemudian, generasi bintangbintang berikutnya pun terlahir. Masing-masing bintang bisa dikelilingi oleh lingkaran gas dan debu yang dapat menyatu dan membentuk planet berisi elemen-elemen berat seperti kalsium, karbon, dan besi. Adalah kenyataan yang menakjubkan bahwa kita semua tersusun dari elemen-elemen itu. Nitrogen dalam DNA kita, kalsium dalam tulang dan gigi kita, dan besi dalam darah kita, semua atom yang membentuk tubuh kita, terbentuk milyaran tahun yang lalu di perapian yang berasal dari keruntuhan sebuah bintang. Kita semua terbuat dari materi bintang. EVOLUSI AWAL DAN DERET UTAMA. Pembentukan Bintang. Ruang diantara bintang-bintang tidak kosong. Disitu terdapat materi berupa gas dan bedu yang disebut materi antar bintang. Di beberapa tempat materi bintang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yg tampak terang bila disinari oleh bintang panas disekitarnya. Atau bisa juga tampak gelap bila awan itu menghalangi cahaya bintang atau awan dibelakangnya.kerapatan awan anatar bintang sangat kecil, jauh lebih kecil daripada udara disekeliling kita. Di dalam ruang antar bintang bisa terdapat 10.000 atom per cm3, sedang ruang di antara awan kerapatannya jauh lebih rendah, yaitu hanya sekitar 1 atom per cm3. walaupun demikian suatu awan antar bintang mempunyai suatu awan antar bintang mempunyai volume yang sangat besar, sehingga materi di situ cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang. Dan memang materi antar bintang merupakan bahan mentah pembentuk bintang. Awan antar bintang disebut nebula. Kita mulai dengan suatu awan gas hidrogen yang besar, dingin, dan menyebar sebagai hasil riwayat awal jagat raya (awan ini mengandung sekitar 25% helium, namun pengaruhnya tidaklah penting bagi perhitungan ini). Karena atom-atom gas tersebut bermuatan netral dan intinya berjauhan, maka satu-satunya gaya yg berperan adalah gaya gravitasi antar atom-atom gas tersebut. Gaya gravitasi memegang peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Oleh suatu peristiwa hebat, misalkan ledakan bintang atau pelontaran massa oleh bintang, di suatu tempat sekelompok materi antar bintang menjadi lebih mampat daripada disekitarnya. Bagian luar awan ini akan tertarik oleh gaya gravitasi materi bagian dalam. Akibatnya awan ini mengerut dan menjadi makin mampat. Peristiwa ini kita sebut sebagai kondensasi. Akibat kondensasi tekanan didalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan. Bila tekanan pada akhirnya melebihi grvitasi, awan itu akan tercerai kembali dan pengerutan tak akan berlangsung. Bila kita memperhitungkan efek rotasi dari medan magnet, gaya gravitasi akan melebihi tekanan di dalam awan bila awan itu cukup besar yaitu melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jeans atau Mj. Jadi agar pengerutan gravitasi berlangsung haruslah dipenuhi syarat M
sangat besar. Sama halnya dengan memanaskan objek biasa, awan tadi mula-mula berpijar dengan warna merah gelap. Ukurannya masih tetap lebih besar daripada bintang akhir yang kelak terbentuk, mungkin 10 kali lebih besar dan suhunya mungkin dalam orde 1000 K. Tinjaualah suatu awan bermassa 1000 yang mengalami pengerutan gravitasi. Akibat pengerutannya rapat materi di situ bertambah besar. Berdasarkan persamaan maka harga Mj menjadi lebih kecil (karena ρ lebih besar). Jadi agar terjadi kondensasi, massa yang diperlukan tidak usah terlalu besar, beberapa ratus massa matahari sudah cukup. Jadi di dalam awan yang mermassa 1000 akan terjadi kondensasi yang lebih kecil. Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar. Riwayat gumapalan awan induk akan terulang lagi di dalam kelompok awan yang lebih kecil itu. Di siitu akan terjadi kondensasi yang lebih kecil lagi. Demikian seterusnya, peristiwa ini disebut fragmentasi. Awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan dan setiap awan mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan itu akan memijar dan menjadi ‘embrio’ atau ‘janin’ suatu bintang dan disebut protobintang. Pada saat itu materi awan yang tadinya tembus pancaran menjadi kedap terhadap aliran pancaran. Energi yang dihasilkan pengerutan yang tadinya dengan bebas dipancarkan keluar sekarang terhambat. Akibatnya tekanan dan temparaturbertambah besar sehingga proses pengerutan menjadi lambat dan proses fragmentasi. Bintang muda yang panas memancarkan energi dan mengionisasikan gas di sekitar bintang. Akibatnya bintang dilingkupi oleh daerah yang mengandung ion hidrogen (disebut daerah HII) yang mengembang dengan cepat. Pemuaian selubung ion hidrogen ini dapat dapat berlangsung secara supersonik (lebih cepat dari cepat rambat gelombang bunyi) hingga menimbulkan gelombang kejut. Gas dingin disekitarnya akan mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah bintang baru. Bintang baru ini akhirnya juga dilingkupi oleh daerah HII yang mengembang cepat. Bintang lebih baru akan terbentuk lagi sebagai akibat dorongan gas yang memuai ini. Begitu seterusnya, pembentukan bintang berlangsung secara berantai. Jadi proses pembentukan merupakan reaksi berantai. Pembentukan bintang di suatu tempat akan memacu pembentukan bintang di temapat lain. Talah dibicarakan diatas bahwa bintang yang sedang dalam proses pembentukan disebut proto bintang. Pada mulanya proto bintang hanya dapat diamati dari pancaran radio yang ditimbulkan oleh molekul di situ. Bila protobintang menjadi lebih panas akibat proses pengerutannya, mereka dapat diamati sebagai pemancar inframerah. Makin tinggi suhunya, ion hidrogen yang terbentuk di sekelilingnya akan mengembang dan meniup selubung gas dan debu yang melingkupinya. Bila kerapatan gas dan debu sudah cukup rendah, bintang mulai tampak. Dibawah pengaruhnya, awan mulai menyusut ketika jarak rata-rata antar atom berkurang, energi potensial gravitasi juga berkurang, dan untuk mengimbangi energi total, energi kinetiknya harus bertambah, yang diikuti pula dengan suatu tambahan kenaikan suhu. Sewaktu awan awan semakin menyusut, lebih banyak atom yang akan tertarik menuju pusat atom, sehingga kerapatan dan suhu disekitar pusatnya naik dengan cepat dibandingkan terhadap saham daerah luar pusatnya. Sewaktu suhu bergerak naik perlahan-lahan, gas itu mulai memancarkan radiasi sama seperti sebuah benda hitam: semakin tinggi suhu, semakin banyak radiasi yang dipancarkan.
Jejak evolusi pra deret utama Secara teori kita dapat mengikuti jejak evolusi bintang pada diagram HR. Jadi bila berdasarkan pengamatan dapat kita ketahui letak suatu bintang dalam diagram HR, kita dapat memperoleh informasi, pada tahap apa bintang tersebut. Suatu proto bintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya. Pada awalnya temperatur dan luminositasbintang masih rendah, dalam diagram HR letaknya di kanan bawah (titik A). Hayashi menunjukan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam keseimbangan hidrostatik. Dalam diagram HR daerah ini disebut ‘daerah terlarang Hayashi’ (daerah yang di arsir). Protobintang barada di daerah itu. Pada mulanya kerapatan materi protobintang seragam, tetapi kemudian materi makin rapat ke arah pusat. Materi protobintang sebagian besar adalah hidrogen. Pada temperatur yang rendah hidrogen kebanyakan berupa molekul H2. Dengan meningkatnya temperatur tumbukan antar molekul menjadi makin sering dan makin hebat. Pada temperatur sekitar 1500 K terjadi penguraian (disosiasi) molekul hidrogen menjadi atom hidrogen. Untuk menyediakan energi cukup besar bagi berlangsungnya disosiasi itu protobintang mengerut lebih cepat. Pada temperatur yang makin tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hidrogen dan helium. Proses ini pun menyerap energi sehingga pengerutan yang cepat berlangsung terus. Pengerutan dengan laju besar ini berakhir bila semua hidrogen dan helium di dalam telah terionisasi semua. Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat (hampir seperti jatuh bebas). Pada akhirnya protobintang menyeberang daerah terlarang Hayashi (titik B). Kita sebut protobintang itu dengan bintang pra deret utama. Luminositas bintang sangat tinggi karena maeri masih renggang sehingga energi bebas terpancar keluar. Bintang akan mengerut dengan laju yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi. Jejak evolusinya hampir vertikal (Te hampir tak berubah), jejak ini dikenal sebagai jejak Hayashi. Karena temperatur efektifnya yang rendah, hampir seluruh bintang berada dalam keadaan konveksi. Bintang mengerut dengan jejarinya mempunyai harga terbesar yang dibolehkan oleh keseimbangan hidrostatik. Karena kekedapan (atau koefisien absorpsi R), menurun dengan naiknya temperatur (hukum Kramers) gradien temperatur di pusat bintang juga menurun hingga berlakulah keadaan setimbang pancaran di pusat bintang. Terbentuklah pusat yang energinya diangkut secara pancaran di dalam bir tang (disebut pusat pancaran). Dengan makin besarnya pusat pancaran, yang kekedapannya kecil, maka bintang pun makin berkurang kekedapannya. Lebih banyak energi yang mrengalir secara pancaran. Hal ini ditandai dengan naiknya luminositas (titik C). Karena bintang tetap mengerut selama luminositasnya meningkat, permukaannuya menjadi lebih panas, bintang bergerak ke atas dan ke kiri dalam diagram HR. Laju evolusi pada tahap ini jauh lebih lambat daripada sebelumnya. Pada akhirnya temperatur di pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Pada saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan pun berhenti. Bintang menjadi bintang deret utama (titik D). Tahap evolusi sebelum mencapai deret utama itu kita sebut tahap praderet utama. Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massa bintang itu. Makain besar massa suatu bintang, makin singkat waktu yang diperlukan untuk mencapai deret utama bagi bintang dengan berbagai massa. Kemungkinan kita mengamati suatu bintang pada suatu tahap evolusi bergantung pada lamanya tahap evolusi tersebut. Karena tahap evoluisi pra deret utama bintang
yang bermassa besar berlangsung sangat singkat, kemungkinannya lebih besar bagi kita mengamati tahap pra deret utama bintang dengan massa yang kecil. Bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tak pernah cukup tinggi untuk berlangsung reaksi pembakaran hidrogen. Batas massa untuk ini bergantung pada kompisis kimia , umumnya sekitar 0,1 . Bintang dengan massa lebih kcil dari batasmassa ini akan mengerut dan luminositasnya menurun. Bintang akhirnya mendingin manjadi bintang katai gelap tanpa mengalami reaksi inti yang berrti. Evolusi di deret utama. Energi yang dipancarkan bintang pada tahap pra deret utama dari pengerutan gravitasi. Temperatur di pusat bintang manjadi makin tinggi sebagai akibat pengerutan gravitasi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat, inti hiddrogen mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi intimenyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan bintang dan bintang menjadi mantap. Pada saat itu bintang mancapai deret utama berumur nol. Komposisi kimia bintang pada saat itu homogen (samadgn pusat hingga ke permukaan) dan masih mencerminkan komposisi awan antar bintang yang membentuknya. Energi yang dipancarkan bintang terutama berasal dari reaksi inti yang berlangsung di pusat bintang. Deret utama merupakan kedudukan bintang dengan reaksi inti dipusatnyayg komposisinya kimianya masih homogen. Ditemuinya bintang raksasa merah yang letaknya dalam diagram HR jauh dari deret utama menunjukan komposisi kimia bintang tersebut tidak lagi homogen. Dengan perlahan terjadi perubahan komposisi kimia di pusat bintang. Hal ini berakibat perubahan struktur bintang dengan perlahan. Bintang menjadi lebih terang, jejari bertambah besar dan temperaturnya efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari deret utama. Andaikan 10 persen hidrogen di pusat sudah habispun bintang tidak akan lebih dari dua kali terangnya, begitu juga temperatur efektifnya tidak akan turun lebih dari sepersepuluh kalinya. Tahap evolusi disebut tahap deret utama yang bermula dari deret utama berumur nol. Evolusi Bintang Bintang dikenal sbg objek langit yg tampak di malam hari. Sbuah cahaya titik yg berkerlap-kerlip, dan terkadang bila diperhatikn dgn seksama, warnanya berubahubah dr putih ke biru atau merah dan sebaliknya. Sbnarnya bintang merupakan bola gas yg terbentuk krn gaya gravitasinya sendiri. Cahaya bintang berasal dr hasil reaksi fusi nuklir di mana hidrogen digabungkan utk menghasilkan helium, gelombang eletromagnetik, & energi. Bintang memancarkan energinya relatif konstan/stabil stiap saat. Jdi, prubahan yg terjadi tdk berasal dr bintang itu sendiri. Lalu, bgmn bintang bs tmpk berkedip? Penyebab utamanya adlh krn bumi memiliki atmosfer dgn temperatur yg berbedabeda, menyebabkan lapisan-lapisan udara tersebut bergerak-gerak sehingga menimbulkan turbulensi. Turbulensi ini bentuknya sama seperti ombak/gelombang di laut dan kolam renang. Analogi sbuah koin yg terletak diam di dasar kolam renang akan tampak bergerak-gerak jika kita lihat dr atas permukaan air. Gerak semu ini terjadi karena adanya refraksi/pembiasan. Hal yg sama terjadi pada cahaya bintang yg melewati atmosfer bumi. Ktika memasuki atmosfer bumi, cahaya bintang akn dibelokkan oleh lapisan udara yg bergerak-gerak. Akibatnya posisi bintang akan berpindah-pindah. Tetapi krn perubahan posisinya sangat kecil utk dideteksi mata, mka kita akan melihatnya sebagai kedipan. Pd zaman dahulu, orang mengira semua objek di langit adlh bintang. Hingga mereka mulai mengamati dan menyadari bahwa ada beberapa objek langit yg memiliki perpindahan berbeda dgn yg lain, jg tdk
berkedip & diketahuilah bahwa benda tersebut planet, bukan bintang. Benda bercahaya yg selalu tampak tdk berubah posisinya itu, oleh orang zaman dahulu dibentuk menjadi gambar2 visual khayalan yg kini dinamakan rasi bintang. Mereka mengkait-kaitkan bentuk rasi bintang dgn mitos-mitos dan kepercayaan yg dianut. Begitu bnyk rasi bintang yg terbentuk dg pandangan berbeda-beda tiap orang. Hingga akhirnya astronom menetapkan standar wilayah rasi bintang yg kini berjumlah 88 buah. Nama rasi bintang sendiri kebanyakan diambil dr sejarah bangsa Romawi & Yunani. Bintang yg dpt dilihat oleh mata telanjang berjumlah ±2860 bintang. Hingga pada massa Galilleo menemukan teleskop, ia mengarahkan teleskopnya ke pusat galaksi Bimasakti. Dr hsil pengamatan,trdpt lbh bnyk bintang lagi di langit yg tak kasat mata. Seiring berjalannya waktu&perkembangan instrumentasi astronomi, diketahui bahwa bintang di langit tdk seluruhnya benar2 bintang, melainkan terbagi lagi mjd bbrp kategori. Ada nebula, awan gas debu yg mrupakn cikal bakal bintang. Cluster, yg merupakan sekumpulan bintang. Bintang itu sendiri trbagi mnjadi 2 kategori : bintang tunggal & multiple stars, & Planetary nebula. Evolusi Bintang Bintang tdk berbeda jauh dgn manusia/makhluk hidup yg ada di Bumi. Bintang dilahirkan, brkembang, & pd akhirnya padam, tdk bersinar lagi. Bedanya, tentu saja bintang tdk berkembang biak. Nah, proses evolusi bintang ini, bila dibandingkan dgn usia manusia atau bahkan usia seluruh peradaban manusia, tentunya memakan waktu yg sangat lama hingga milyaran tahun. Contohnya Matahari dalam tata surya kita, yg tdk tampak berubah sejak zaman nenek moyang hingga saat ini. Lalu bagaimana para astronom bs mempelajari evolusi bintang, jika usia mereka tdk cukup utk melihat perkembangan bintang yg sangat lama itu? Seorang anak kecil, tdk perlu menunggu hingga usianya 80 tahun hingga ia bs melihat pertumbuhan seorang manusia. Ia bs melihat dr sekitarnya, bagaimana ‘rupa’ seorang remaja, dewasa, atau bahkn nenek & kakek sekalipun. Begitu pula dengan astronom, mereka dpt meneliti bintang-bintang di langit sana terdiri dr berbagai macam usia & tahap evolusi. Materi Antar Bintang Berdasarkan hasil pengamatan, luar angkasa diantara bintang-bintang ternyata tdk benar-benar kosong, namun terdapat materi berupa gas & debu yg disebut materi antar bintang. Di beberapa tempat materi antar bintang dpt dilihat sebagai awan antar bintang yg disebut Nebula, contohnya Nebula Orion. Kerapatan awan bintang sangatlah kecil bila dibandingkan dengan udara di sekeliling kita. Walaupun demikian, awan bintang memiliki volume yg sangat besar, sehingga cukup bnyk utk membentuk ribuan bintang. Lalu bagaimana awan antar bintang (Nebula) itu bs membentuk bintang? Gaya gravitasi memegang peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Jika terjadi suatu peristiwa hebat, misalnya ledakan bintang, di suatu tempat sekelompok materi antar bintang akan menjadi lebih mampat drpd sekitarnya. Bagian luar awan ini akan tertarik oleh gaya gravitasi materi di bagian dalam. Akibatnya, awan akan mengerut & semakin mampat. Peristiwa ini disebut kondensasi. Tetapi, tdk semua awan yg berkondensasi itu akan menjadi bintang. Akibat kondensasi tekanan di dalam awan akan meningkat & akan melawan pengerutan. Bila tekanan melebihi gaya gravitasi, awan akan tercerai kembali & proses terbentuknya bintang tdk akan terjadi. Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar. Riwayat gumpalan awan induk akan terjadi lagi di dalam gumpalan awan yg lebih kecil.
Demikian seterusnya. Peristiwa ini disebut fragmentasi. Awan yg tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan yg mengalami pengerutan gravitasi. Akhirnya, suhu mjd cukup tinggi sehingga awan2 tersebut akan memijar & menjadi ‘embrio’ bintang yg disebut protostar. Jadi, bintang tdk terbentuk sendiri2 namun berasal dr suatu kondensasi besar, bintang terbentuk dalam kelompok. Hal ini didukung oleh pengamatan. Dalam galaksi kita pun terdapat bnyk gugus bintang. Protostar Suatu protostar yg telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya sendiri. Materi dalam protostar sebagian besar adlh hidrogen dengan kerapatan seragam pd awalnya. Evolusi protostar ditandai dg keruntuhan yg sangat cepat. Laju evolusi pada tahap ini, temperatur di pusat bintang cukup tinggi utk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Pada saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar & pengerutan pun berhenti. Ia menjadi bintang di deret utama. Namun bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tdk akan cukup tinggi utk berlangsungnya reaksi pembakaran hidrogen. Bintang akhirnya mendingin & menjadi bintang katai gelap tanpa adanya reaksi ini yg berarti. Evolusi Lanjut Selanjutnya bintang mencapai deret utama berumur nol (zero age main-sequence, ZAMS). Komposisi bintang tersebut masih homogen, mencerminkan komposisi awan antar bintang yg membentuknya. Energi yg dipancarkan bintang terutama berasal dr reaksi inti yg berlangsung di pusat bintang. Yaitu reaksi fusi yg merubah hidrogen menjadi helium, dengan perlahan terjadi perubahan komposisi di pusat bintang, hidrogen berkurang & helium bertambah. Akibatnya struktur bintang pun berubah, bintang makin terang, jari-jari bertambah besar, tempertur efektif berkurang. Ada perbedaan proses evolusi bintang tergantung dr massa bintang tersebut. Pada bintang bermassa besar, terjadi reaksi daur karbon yg terkonsentrasi ke pusat, disebut pusat konveksi. Pada bintang tipe ini, di bagian selubungnya tdk terjadi reaksi inti. Karena itu, komposisi selubung masih sama dengan komposisi awal. Lain halnya dengan bintang bermassa rendah yg membangkitkan energinya tdk terkonsentrasi di pusat. Konveksi justru terjadi di selubung. Akibat reaksi pembakaran hidrogen, jumlah helium di pusat bintang bertambah. Timbunan helium di pusat bintang itu mengakibatkan terjadinya pengerutan gravitasi secara perlahan. Bila massa pusat helium ini mencapai 10 % hingga 20% massa bintang, pusat helium tdk lagi mengerut dengan perlahan namun runtuh dengan cepat. Saat itu struktur bintang berubah, bagian luar bintang akan memuai dengan cepat, bintang berubah menjado bintang raksasa merah. Saat itu, bintang mempunyai 2 sumber energi yaitu pembakaran hidrogen di kulit yg melingkupi pusat helium, & pembakaran helium di pusat bintang. Evolusi tahap akhir suatu bintang masih belum pasti. Namun dr bbrp perhitungan didapat bahwa unsur kimia yg lebih berat dr karbon terbentuk di pusat bintang. Inti helium, berubah menjadi karbon, selanjutnya membentuk oksigen. Hal ini menyebabkan temperatur pusat meningkat, & saat mencapai 600 derajat, inti karbon akan berinteraksi membentuk magnesium, neon, & natrium. Demikian seterusnya akan terjadi pembakaran unsur kimia dalam bintang. Hingga akhirnya akan terbentuk inti besi. Besi merupakan inti yg paling mantap & tdk akan bereaksi membentuk inti yg lebih berat. Selanjutnya, akan terjadi keruntuhan gravitasi pusat besi yg menyebabkan Supernova. Supernova
Tdk semua bintang mengakhiri hidupnya dg meledak menjadi Supernova, yaitu hanya terjadi pd bintang yg massanya 8 kali massa matahari atau lebih massif dr Matahari. Supernova akan terjadi ketika bintang tersebut tdk lagi memiliki cukup bahan bakar utk proses fusi di inti bintang. Menciptakan tekanan keluar sehingga memicu terjadinya dorongan gravitasi kedalam massa bintang yg besar. Saat ledakan terjadi, bintang akan melepaskan sejumlah besar energi & memuntahkan elemen berat seperti kalisum & besi ke ruang antar bintang. Materi yg dilepaskan ini kemudian menjadi benih yg mengisi awan debu & gas dimana bintang & planet baru akan dilahirkan. & siklus terbentuknya bintang dimulai dr awal. Sisa Kematian Bintang Materi yg dilepaskan bintang pada saat terjadinya Supernova akan menjadi benih bintang baru. Lalu bagaimana nasib bintang yg mati? utk bintang bermassa sedang, ia akan berubah menjadi bintang katai putih. utk bintang bermassa besar yg setelah meledak massanya 1.4 – 3 kali massa Matahari akan berubah menjadi bintang neutron. Sedangkan yg lebih besar dr 3 kali massa Matahari akan berubah menjadi black hole.
