oleh

Penjelasan Lengkap Mengenai Bintang

Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. Terdapat bintang semu dan bintang nyata. Bintang semu yaitu bintang yang tidak menghasilkan cahaya sendiri, tetapi memantulkan cahaya yang diterima dari bintang lain. Bintang faktual yaitu bintang yang menghasilkan cahaya sendiri. Secara umum sebutan bintang yaitu objek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri (bintang nyata).

Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah: Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir.

Oleh lantaran itu bintang katai putih dan bintang neutron yang sudah tidak memancarkan cahaya atau energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan Bumi yaitu Matahari pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh Proxima Centauri dalam rasi bintang Centaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya.

Sejarah Pengamatan

Bintang-bintang telah menjadi bab dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang dipakai dalam praktik-praktik keagamaan, dalam navigasi, dan bercocok tanam. Kalender Gregorian, yang dipakai hampir di semua bab dunia, yaitu kalender Matahari, mendasarkan diri pada posisi Bumi relatif terhadap bintang terdekat, Matahari.

Astronom-astronom awal menyerupai Tycho Brahe berhasil mengenali ‘bintang-bintang baru’ di langit (kemudian dinamakan novae) memperlihatkan bahwa langit tidaklah kekal. Pada 1584 Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang bergotong-royong yaitu Matahari-matahari lain, dan mungkin saja mempunyai planet-planet menyerupai Bumi di dalam orbitnya, wangsit yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsuf Yunani kuno menyerupai Democritus dan Epicurus. Pada kala berikutnya, wangsit bahwa bintang yaitu Matahari yang jauh mencapai konsensus di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memperlihatkan tarikan gravitasi pada tata surya, Isaac Newton mengusulkan bahwa bintang-bintang terdistribusi secara merata di seluruh langit, sebuah wangsit yang berasal dari teolog Richard Bentley.

Astronom Italia Geminiano Montanari merekam adanya perubahan luminositas pada bintang Algol pada 1667. Edmond Halley menerbitkan pengukuran pertama gerak diri dari sepasang bintang “tetap” dekat, memperlihatkan bahwa mereka berubah posisi dari semenjak pengukuran yang dilakukan Ptolemaeus dan Hipparchus. Pengukuran pribadi jarak bintang 61 Cygni dilakukan pada 1838 oleh Friedrich Bessel memakai teknik paralaks.

William Herschel yaitu astronom pertama yang mencoba memilih distribusi bintang di langit. Selama 1780an ia melaksanakan pencacahan di sekitar 600 tempat langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni sentra galaksi Bima Sakti. Putranya John Herschel mengulangi pekerjaan yang sama di hemisfer langit sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama. Selain itu William Herschel juga menemukan bahwa beberapa pasangan bintang bukanlah bintang-bintang yang secara kebetulan berada dalam satu arah garis pandang, melainkan mereka memang secara fisik berpasangan membentuk sistem bintang ganda.

Radiasi

Tenaga yang dihasilkan oleh bintang, sebagai hasil samping dari reaksi fusi nuklir, dipancarkan ke luar angkasa sebagai radiasi elektromagnetik dan radiasi partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang dimanifestasikan sebagai angin bintang (yang berwujud sebagai pancaran tetap partikel-partikel bermuatan listrik menyerupai proton bebas, partikel alpha dan partikel beta yang berasal dari bab terluar bintang) dan pancaran tetap neutrino yang berasal dari inti bintang.

Hampir semua info yang kita miliki mengenai bintang yang lebih jauh dari Matahari diturunkan dari pengamatan radiasi elektromagnetiknya, yang terentang dari panjang gelombang radio hingga sinar gamma. Namun tidak semua rentang panjang gelombang tersebut sanggup diterima oleh teleskop landas Bumi. Hanya gelombang radio dan gelombang cahaya yang sanggup diteruskan oleh atmosfer Bumi dan membuat ‘jendela radio’ dan ‘jendela optik’. Teleskop-teleskop luar angkasa telah diluncurkan untuk mengamati bintang-bintang pada panjang gelombang lain.

Banyaknya radiasi elektromagnetik yang dipancarkan oleh bintang dipengaruhi terutama oleh luas permukaan, suhu dan komposisi kimia dari bab luar (fotosfer) bintang tersebut. Pada karenanya kita sanggup menduga kondisi di bab dalam bintang, lantaran apa yang terjadi di permukaan pastilah sangat dipengaruhi oleh bab yang lebih dalam.

Dengan menelaah spektrum bintang, astronom sanggup memilih temperatur permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi dari sebuah bintang. Jika jarak sanggup ditentukan, misal dengan metode paralaks, maka luminositas bintang sanggup diturunkan. Massa, radius, gravitasi permukaan, dan periode rotasi kemudian sanggup diperkirakan dari pemodelan. Massa bintang sanggup juga diukur secara pribadi untuk bintang-bintang yang berada dalam sistem bintang ganda atau melalui metode mikrolensing. Pada karenanya astronom sanggup memperkirakan umur sebuah bintang dari parameter-parameter di atas.

Fluks pancaran

Kuantitas yang pertama kali pribadi sanggup ditentukan dari pengamatan sebuah bintang yaitu fluks pancarannya, yaitu jumlah cahaya atau tenaga yang diterima permukaan kolektor (mata atau teleskop) per satuan luas per satuan waktu. Biasanya dinyatakan dalam satuan watt per cm2 (satuan internasional) atau erg per detik per cm2 (satuan cgs).

Luminositas

Di dalam astronomi, luminositas yaitu jumlah cahaya atau energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang ke segala arah per satuan waktu. Biasanya satuan luminositas dinyatakan dalam watt (satuan internasional), erg per detik (satuan cgs) atau luminositas Matahari. Dengan menganggap bahwa bintang yaitu sebuah benda hitam sempurna, maka luminositasnya adalah,

dimana L yaitu luminositas, σ yaitu tetapan Stefan-Boltzmann, R yaitu jari-jari bintang dan Te yaitu temperatur efektif bintang.
Jika jarak bintang sanggup diketahui, contohnya dengan memakai metode paralaks, luminositas sebuah bintang sanggup ditentukan melalui hubungan

dengan E yaitu fluks pancaran, L yaitu luminositas dan d yaitu jarak bintang ke pengamat.

Magnitudo

Secara tradisi kecerahan bintang dinyatakan dalam satuan magnitudo. Kecerahan bintang yang kita amati, baik memakai mata bugil maupun teleskop, dinyatakan oleh magnitudo tampak (m) atau magnitudo semu. Secara tradisi magnitudo semu bintang yang sanggup dilihat oleh mata bugil dibagi dari 1 hingga 6, di mana satu ialah bintang paling cerah, dan 6 sebagai bintang paling redup. Terdapat juga kecerahan yang diukur secara mutlak, yang menyatakan kecerahan bintang sebenarnya. Kecerahan ini dikenal sebagai magnitudo mutlak (M), dan terentang antara +26.0 hingga -26.5. Magnitudo yaitu besaran lain dalam menyatakan fluks pancaran, yang terhubungkan melalui persamaan,

di mana m yaitu magnitudo semu dan E yaitu fluks pancaran.

Satuan Pengukuran

Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalam satuan SI, tetapi satuan cgs kadang kala dipakai (misalnya luminositas dinyatakan dalam satuan erg per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi daripada sebuah konvensi. Seringkali pula massa, luminositas dan jari-jari bintang dinyatakan dalam satuan Matahari, mengingat Matahari yaitu bintang yang paling banyak dipelajari dan diketahui parameter-parameter fisisnya. Untuk Matahari, parameter-parameter berikut diketahui:

massa Matahari: kg
luminositas Matahari: watt
radius Matahari: m

Skala panjang menyerupai setengah sumbu besar dari sebuah orbit sistem bintang ganda seringkali dinyatakan dalam satuan astronomi (AU = astronomical unit), yaitu jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari.

Klasifikasi

Berdasarkan spektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan abjad O, B, A, F, G, K, M yang juga memperlihatkan urutan suhu, warna dan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan oleh Observatorium Universitas Harvard dan Annie Jump Cannon pada tahun 1920an dan dikenal sebagai sistem pembagian terstruktur mengenai Harvard. Untuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya dipakai kalimat “Oh Be A Fine Girl Kiss Me“. Dengan kualitas spektrogram yang lebih baik memungkinkan penggolongan ke dalam 10 sub-kelas yang diindikasikan oleh sebuah bilangan (0 hingga 9) yang mengikuti huruf. Sudah menjadi kebiasaan untuk menyebut bintang-bintang di awal urutan sebagai bintang tipe awal dan yang di simpulan urutan sebagai bintang tipe akhir. Jadi, bintang A0 bertipe lebih awal daripada F5, dan K0 lebih awal daripada K5.

KelasWarnaSuhu Permukaan °CContoh
OBiru> 25,000Spica
BPutih-Biru11.000 – 25.000Rigel
APutih7.500 – 11.000Sirius
FPutih-Kuning6.000 – 7.500Procyon A
GKuning5.000 – 6.000Matahari
KJingga3.500 – 5.000Arcturus
MMerah<3,500Betelgeuse

Pada tahun 1943, William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan, dan Edith Kellman dari Observatorium Yerkes menambahkan sistem pengklasifikasian menurut besar lengan berkuasa cahaya atau luminositas, yang seringkali merujuk pada ukurannya. Pengklasifikasian tersebut dikenal sebagai sistem pembagian terstruktur mengenai Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut :

  • 0 Maha maha raksasa
  • I Maharaksasa
  • II Raksasa-raksasa terang
  • III Raksasa
  • IV Sub-raksasa
  • V deret utama (katai)
  • VI sub-katai
  • VII katai putih

Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem pengklasifikasian di atas. Matahari kita misalnya, yaitu sebuah bintang dengan kelas G2V, berwarna kuning, bersuhu dan berukuran sedang.
Diagram Hertzsprung-Russell yaitu diagram korelasi antara luminositas dan kelas spektrum (suhu permukaan) bintang. Diagram ini yaitu diagram paling penting bagi para astronom dalam perjuangan mempelajari evolusi bintang.

Penampakan dan Distribusi

Karena jaraknya yang sangat jauh, semua bintang (kecuali Matahari) hanya tampak sebagai titik saja yang berkelap-kelip lantaran imbas turbulensi atmosfer Bumi. Diameter sudut bintang bernilai sangat kecil ketika diamati memakai teleskop optik landas Bumi, hingga diharapkan teleskop interferometer untuk sanggup memperoleh citranya. Bintang dengan ukuran diameter sudut terbesar sehabis Matahari yaitu R Doradus, dengan 0,057 detik busur.

Telah usang dikira bahwa kebanyakan bintang berada pada sistem bintang ganda atau sistem multi bintang. Kenyataan ini hanya benar untuk bintang-bintang masif kelas O dan B, dimana 80% populasinya dipercaya berada dalam suatu sistem bintang ganda atau pun multi bintang. Semakin redup bintang, semakin besar kemungkinannya dijumpai sebagai sistem tunggal. Dijumpai hanya 25% populasi katai merah yang berada dalam sebuah sistem bintang ganda atau sistem multi bintang. Karena 85% populasi bintang di galaksi Bimasakti yaitu katai merah, maka sepertinya kebanyakan bintang di dalam Bimasakti berada pada sistem bintang tunggal.

Sistem yang lebih besar yang disebut gugus bintang juga dijumpai. Bintang-bintang tidak tersebar secara merata mengisi seluruh ruang alam semesta, tetapi terkelompokkan ke dalam galaksi-galaksi tolong-menolong dengan gas antarbintang dan debu. Sebuah galasi tipikal mengandung ratusan miliar bintang, dan terdapat lebih dari 100 miliar galaksi di seluruh alam semesta teramati.

Astronom memperkirakan terdapat 70 sekstiliun (7×1022) bintang di seluruh alam semesta yang teramati. Ini berarti 70 000 000 000 000 000 000 000 bintang, atau 230 miliar kali banyaknya bintang di galaksi Bimasakti yang berjumlah sekitar 300 miliar.

Bintang terdekat dengan Matahari yaitu Proxima Centauri, berjarak 39.9 triliun (1012) kilometer, atau 4.2 tahun cahaya. Cahaya dari Proxima Centauri memakan waktu 4.2 tahun untuk mencapai Bumi. Jarak ini yaitu jarak antar bintang tipikal di dalam sebuah piringan galaksi. Bintang-bintang sanggup berada pada jarak yang lebih akrab satu sama lain di tempat sekitar sentra galasi dan di dalam gugus bola, atau pada jarak yang lebih jauh di halo galaksi.

Karena kerapatan yang rendah di dalam sebuah galaksi, tumbukan antar bintang jarang terjadi. Namun di tempat yang sangat padat menyerupai di inti sebuah gugus bintang atau lingkungan sekitar sentra galaksi, tumbukan sanggup sering terjadi . Tumbukan menyerupai ini sanggup menghasilkan pengembara-pengembara biru yaitu sebuah bintang absurd hasil penggabungan yang mempunyai temperatur permukaan yang lebih tinggi dibandingkan bintang deret utama lainnya di sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama. Istilah pengembara merujuk pada jejak evolusi yang berbeda dengan bintang normal lainnya pada diagram Hertzsprung-Russel.

Terbentuknya Bintang

Bintang terbentuk di dalam awan molekul; yaitu sebuah tempat medium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jikalau dibandingkan dengan sebuah vacuum chamber yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23–28% helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah semenjak insiden nukleosintesis Big Bang pada dikala awal alam semesta.

Gravitasi mengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang sanggup mempunyai massa ribuan kali Matahari. Ketidakstabilan ini seringkali dipicu oleh gelombang kejut dari supernova atau tumbukan antara dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapai kerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya instabilitas Jeans, awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.

Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan dimana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.

Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai globula Bok. Globula Bok ini sanggup mempunyai 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 seringkali dikelilingi oleh piringan protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti ‘terbakar’ menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di sentra sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang sekarang memulai kehidupan gres sebagai bintang deret utama. 

Deret Utama

Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk mengkremasi hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada dalam deret utama dan disebut sebagai bintang katai. 

Akhir sebuah bintang

Ketika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan disebut bintang raksaksa merah yang sanggup mencapai 100 kali ukuran Matahari sebelum membentuk bintang kerdil putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang tersebut akan membentuk superraksaksa merah. Superraksaksa merah ini kemudiannya membentuk Nova atau Supernova dan kemudiannya membentuk bintang neutron atau Lubang hitam. [wikipedia]

INFO UPDATE