Fakta Bintang: Formasi, Evolusi dan Sistem Bintang

Pemandangan indah gugus bintang muda yang menghasilkan pertunjukan kembang api langit. Gugus dikelilingi oleh nebula awan gas dan debu antarbintang, yang menjadi bahan baku pembentukan bintang-bintang baru. Terletak sekitar 20.000 tahun cahaya di rasi bintang Karina, pusat nebula mengandung gugus bintang masif nan panas yang diberi kode NGC 3603.
Kredit: NASA, ESA, R., F. Paresce, E. Young, the WFC3 Science Oversight Committee, and the Hubble Heritage Team

Kelanjutan dari artikel: Fakta Bintang: Sejarah Observasi dan Penyematan Nama

Formasi (Pembentukan) Bintang

Sebuah bintang terbentuk dari awan molekuler raksasa hidrogen dan helium yang berputar perlahan. Karena gaya gravitasinya sendiri, awan runtuh, memadat dan menyusut sembari berputar semakin cepat. Wilayah terluar awan membentuk cakram protoplanet, sedangkan wilayah terdalam membentuk sebuah gumpalan padat menyerupai bola. Menurut NASA, material awan molekuler yang runtuh semakin lama tumbuh menjadi panas dan padat, membentuk protostar atau bakal bintang. Ketika suhu dan tekanan di protostar mencapai sekitar 1 juta derajat Celcius, inti atom yang sebelumnya saling menolak akhirnya menyatu dan menyalakan bintang. Reaksi berantai fusi nuklir mengubah atom menjadi energi luar biasa. Satu gram massa bintang apabila dikonversi menjadi energi setara dengan ledakan 22.000 ton TNT.

Evolusi Bintang

Siklus hidup bintang mengikuti pola yang sebagian besar tergantung terhadap massa awal saat dilahirkan. Rentang bintang massa menengah mirip Matahari sekitar setengah hingga delapan kali massa Matahari, bintang masif melampaui delapan kali massa Matahari, sedangkan rentang bintang massa rendah hanya sepersepuluh hingga setengah massa Matahari. Semakin besar massa, semakin pendek usia bintang. Sementara objek yang massanya kurang dari sepersepuluh massa Matahari, tidak memiliki gaya gravitasi yang cukup untuk memulai fusi nuklir, dan dianggap sebagai bintang "gagal" atau katai coklat.

Dibutuhkan waktu sekitar 100.000 tahun bagi awan molekuler untuk runtuh menjadi protostar bintang massa menengah dengan suhu permukaan sekitar 3.725 derajat C. Setelah fusi nuklir untuk mengubah hidrogen menjadi helium dimulai, protostar berevolusi menjadi bintang seperti T-Tauri, bintang variabel yang skala kecerahannya berfluktuasi secara periodik. Bintang seperti T-Tauri terus runtuh selama sekitar 10 juta tahun, hingga energi yang dihasilkan melalui fusi nuklir mendorong keluar dan mengimbangi gaya gravitasi yang menarik ke dalam. Setelah stabil, protostar akan menikmati status baru sebagai bintang deret utama.

Semakin besar massa bintang deret utama, semakin cepat bintang mengkonsumsi bahan bakar hidrogen dan semakin pendek usianya. Setelah semua kandungan hidrogen diubah menjadi helium melalui proses fusi, maka keseimbangan mulai terganggu. Tanpa fusi nuklir, gaya gravitasi mengambil alih dan menarik material ke bagian inti dan memanaskan bintang. Lapisan terluar bintang membengkak, mendingin, bersinar merah dan memaksa bintang untuk menjalani tahap evolusi selanjutnya menjadi bintang raksasa merah. Bagian inti yang memanas karena gaya gravitasi, memaksa bintang untuk sekali lagi melakukan fusi nuklir, namun yang tersisa hanyalah helium. Inti akan menyusut dan menjadi lebih panas, yang sekali lagi menyebabkan ukuran bintang membengkak menjadi lebih besar, tapi kali ini bintang bersinar biru dan lebih terang daripada sebelumnya, sekaligus melontarkan lapisan terluar ke ruang angkasa. Yang tersisa kemudian hanyalah inti bintang yang disebut bintang katai putih, tahap evolusi bintang selanjutnya. Sebagian besar komposisi katai putih terdiri dari karbon dan oksigen dengan suhu awal sekitar 100.000 derajat Celsius. Karena tidak lagi memiliki bahan bakar untuk melakukan fusi nuklir, katai putih akan meredup dan mendingin selama miliaran tahun sehingga menjadi katai hitam yang terlalu redup untuk dideteksi. (Matahari kita juga harus meninggalkan statusnya sebagai bintang deret utama sekitar 5 miliar tahun yang akan datang dan akan menjalani tahap evolusi serupa.)

Adapun bintang masif, terbentuk sangat cepat dan mati dengan cepat pula. Hanya dibutuhkan waktu antara 10.000 hingga 100.000 tahun bagi protostar untuk membentuk bintang masif. Saat menjalani hidup sebagai bintang deret utama, bintang masif sangat panas dan berwarna biru, sekitar 1.000 hingga 1 juta kali lipat lebih bercahaya dan sekitar 10 kali lebih besar daripada Matahari. Ketika menanggalkan status deret utama, bintang masif akan berevolusi menjadi supergiant merah terang dan akan melakukan fusi nuklir untuk mengubah karbon menjadi unsur yang lebih berat. Setelah menghabiskan waktu sekitar 10.000 tahun dalam proses tersebut, terbentuk inti besi yang diameternya sekitar 6.000 km. Karena lebih banyak energi yang dikonsumsi daripada energi yang dihasilkan, proses fusi nuklir karbon tidak lagi mampu mengimbangi gaya gravitasi dan bintang akan runtuh menjadi bintang neutron atau lubang hitam.

Jika melampaui 1,4 massa Matahari, bintang dapat memicu ledakan dahsyat supernova. Gaya gravitasi meruntuhkan inti bintang dan suhu akan meningkat drastis hingga 10 miliar derajat Celcius dan menghancurkan besi menjadi neutron dan neutrino. Dalam waktu sekitar satu detik, diameter inti menyusut menjadi hanya sekitar 10 kilometer, sembari menghempaskan gelombang kejut yang diklasifikasikan sebagai supernova tipe II. Jika massa inti bintang yang tertinggal kurang dari tiga kali lipat massa Matahari, maka ia akan berevolusi menjadi bintang neutron atau pulsar, bintang neutron yang berotasi sangat cepat. Jika inti bintang melampaui tiga kali lipat massa Matahari, maka tidak ada gaya lain yang dapat mempertahankannya dari tarikan gravitasinya sendiri dan runtuh menjadi lubang hitam.

Bintang dengan massa yang lebih rendah, justru mengkonsumsi bahan bakar hidrogennya dengan sangat lamban dan bersinar sebagai bintang deret utama selama kurun waktu 100 miliar hingga 1 triliun tahun. Karena alam semesta baru berusia sekitar 13,7 miliar tahun, berarti belum ada bintang massa rendah yang telah mati. Para astronom memperkirakan bintang massa rendah yang disebut bintang katai merah, tidak akan pernah mampu melakukan fusi dengan elemen apapun kecuali dengan hidrogen, sehingga mereka tidak akan pernah berevolusi menjadi raksasa merah. Seiring waktu, bintang katai merah akan mendingin dengan sendirinya dan berevolusi menjadi bintang katai putih dan selanjutnya menjadi bintang katai hitam.

Sistem Biner dan Sistem Multi Bintang

Meskipun tata surya kita hanya memiliki satu bintang, kebanyakan bintang yang mirip Matahari tidak menyendiri sebagai sistem tunggal, namun tergabung dalam sistem biner (ganda) yang saling mengorbit, atau sistem multi bintang yang terdiri dari lebih dari dua bintang. Sebenarnya, bintang mirip Matahari yang hidup menyendiri sebagai sistem tunggal jumlahnya hanya sepertiga, karena dua pertiganya merupakan sistem multi bintang. Misalnya Proxima Centauri, bintang tetangga terdekat dari tata surya kita, adalah bagian dari sistem multi bintang yang mencakup Alpha Centauri A dan Alpha Centauri B. Meski begitu, prosentase bintang tipe G mirip Matahari hanya sekitar 7% dari total populasi bintang di alam semesta. Tetapi, terkait sistem bintang secara umum, 30% dari bintang tipe G di galaksi Bima Sakti kita tergabung dalam sistem multi bintang, sementara sisanya merupakan sistem tunggal.

Sistem biner terikat saat dua protostar terbentuk saling berdekatan. Salah satu bintang yang mendominasi di dalam sistem, dapat  memengaruhi bintang lainnya jika terpisah relatif dekat. Bintang utama dapat melucuti bintang pengiring dalam sebuah proses yang disebut perpindahan massa. Jika salah satu dari mereka adalah bintang raksasa yang selanjutnya berevolusi menjadi bintang neutron atau lubang hitam, sistem biner sinar-X dapat terbentuk, karena bintang utama akan menarik material dari bintang pengiring sehingga mengalami peningkatan suhu secara dramatis, mencapai lebih dari 555.500 derajat Celsius dan memancarkan sinar-X. Jika salah satu di antara mereka adalah katai putih, molekul gas dari permukaan bintang pengiring akan ditarik dan dilebur dengan ganas dalam kilatan cahaya yang disebut nova. Kadang-kadang, proses ini menyebabkan katai putih runtuh, sehingga karbon melebur hampir seketika dan memicu ledakan supernova tipe I, yang bisa menerangi seluruh galaksi hingga beberapa bulan.

Pelajari lebih lanjut di artikel: Fakta Bintang: Karakteristik

Bagikan Artikel ini