Evolusi Bintang

DND-2005

Kelompok ll (dua)Kelompok ll (dua)

FahmiJ2C008089

Maryani K.W.24030110110031

Muhammad Fuad A.24030112130121

Icha Aisyah24030111140102

Abdillah Faiz N.24030111130038

Ina T.24030110120024

DND-2005

Raksasa MerahMaharaksasa Merah

ProtobintangAwan Gas

Evolusi BintangEvolusi Bintang

Bintang Deret Utama

DND-2005

Evolusi Awal dan Deret UtamaEvolusi Awal dan Deret Utama

DND-2005

Pembentukan BintangRuang antar bintang tidak kosong, terdapat materi gas dan debu yang disebut materi antar bintang.

Di beberapa tempat terdapat materi antar bintang yang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yang tampak terang bila disinari bintang-bintang panas di sekitarnya

Awan antar bintang ini disebut Nebula

DND-2005

Kerapatan awan antar bintang sangat kecil

Kerapatan di antara awan antar bintang 1 (satu) atom/cm3

Kerapatan di dalam awan antar bintang 10 000 atom/cm3

(Kerapatan dipermukaan bumi di permukaan laut 1019 mol/cm3)

Suatu awan antar bintang mempunyai volume yang sangat besar

Materi di dalam awan antar bintang cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang

DND-2005

Bintang terbentuk dari materi antar bintang Bintang muda selalu diselimuti awan antarbintang

Contoh : Bintang-bintang muda di Orion Nebula

DND-2005

Dalam proses pembentukan bintang, gaya gravitasi memegang peranan yang sangat penting penting Akibat suatu ledakan yang sangat hebat, misalnya

ledakan bintang atau pelontaran massa oleh bintang Sekelompok materi antar bintang menjadi lebih

mampat daripada disekitarnya. Bagian luar awan akan tertarik oleh gaya

gravitasi materi di bagian dalam Akibatnya awan akan mengkerut dan menjadi

makin mampat Peristiwa ini disebut kondensasi

DND-2005

Akibat kondensasi tekanan di dalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan

Apabila tekanan melebihi gravitasi, awan akan tercerai kembali dan pengerutan tidak terus berlangsung.

Apakah awan akan mengkerut terus hingga menjadi bintang?

DND-2005

Masalah lain adalah, karena momentum sudut yang terkandung dalam awan harus kekal, maka seiring pengerutan, awan akan berputar yang semakin lama semakin cepat hingga mendekati kecepatan cahaya.

Selain itu juga medan magnet di dalam awan akan melawan pengerutan.

Jadi apabila pengerutan bisa terjadi, prosesnya tidak akan sederhana.

DND-2005

Apabila efek rotasi dan medan magnet tidak diperhitungkan, gaya gravitasi akan melebihi tekanan di dalam awan apabila massa awan cukup besar, yaitu melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jean (Mj) supaya pengerutan gravitasi terjadi, haruslah,

Mj = 1,23 x 10-10 1

Tμ

3/2. . . . . . . . . . . . .(3-1)

MJ dinyatakan dalam M, = kerapatan massa dalam awan (dalam gr/cm3), μ = berat molekul rata-rata dan T = temperatur.

PROTOBINTANG

DND-2005

Didalam awan yang berkondensasi selanjutnya akan terjadi kondensasi-kondensasi yang lebih kecil

Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar

Riwayat awan induk, akan terulang lagi di dalam kelompok awan yang lebih kecil. Di situ akan terjadi kondensasi yang lebih kecil lagi. Demikian seterusnya.

Peristiwa ini disebut fragmentasi

DND-2005

DND-2005

Akibat fragmentasi, awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan menjadi ribuan awan, dan setiap awan mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi

sehingga awan-awan tersebut akan memijar dan menjadi “embrio” atau “janin” bintang yang disebut protobintang.

Bintang-bintang yang baru lahir di Nebula Orion yang diamati oleh teleskop ruang angkasa Hubble

DND-2005

Pada saat sudah menjadi protobintang, materi awan yang tadinya tembus pancaran menjadi kedap terhadap aliran pancaran. Energi yang dihasilkan pengerutan yang tadinya

bebas dipancarkan keluar, sekarang terhambat. Akibatnya tekanan dan temperatur bertambah

besar sehingga proses pengerutan menjadi lambat dan proses fragmentasi terhenti.

Bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, tetapi berasal dari suatu kendensasi besar di suatu awan antar bintang yang kemudian terpecah dalam kondensai yang kecil-kecil.

DND-2005

Bintang muda yang panas memancarkan dan mengionisasikan gas di sekitar bintang. Bintang seperti ini disebut berada dalam tahapan T Tauri. Nama T Tauri diambil dari nama prototipe bintang ini yang berada di rasi Taurus. Akibatnya, bintang dilingkungi oleh daerah yang

mengandung ion hidrogen yang disebut daerah HII yang mengembang dengan cepat.

Daerah HII di gugus Trapezium. Empat bintang yang membentuk trapezium berada di pusat gugus. Keempat bintang ini merupakan bintang kelas O yang dilingkupi oleh HII

DND-2005

Akibat gelombang kejut ini, gas dingin disekitarnya akan mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah bintang baru

Bintang baru ini pun akhirnya akan dilingkungi oleh daerah HII yang mengembang cepat.

Bintang lebih baru akan terbentuk lagi akibat dorongan gas yang memuai ini.

Begitulah seterusnya, pembentukan bintang berlangsung secara berantai.

DND-2005

Jejak Evolusi Pra Deret UtamaProtobintang yang telah mengakhiri proses fragmentasi-nya akan terus mengkerut akibat gravitasinya. Awalnya temperatur dan luminositas bintang masih

rendah, kedudukannya di diagram H-R berada di sebelah kanan (titik A)

Hayashi menunjukkan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam kesetimbangan hidrostatis. Dalam diagram H-R, daerah ini disebut daerah terlarang Hayashi.

DND-2005

Kerapatan materi protobintang awalnya seragam, kemudian materi makin merapat ke arah pusat

Materi protobintang ini sebagian besar hidrogen Pada temperatur yang rendah kebanyakan

hidrogen berupa molekul H2

Dengan meningkatnya temperatur, tumbukan antar molekul semakin sering dan semakin hebat.

Pada T 1 500 K, terjadi penguraian (disosiasi) molekul hidrogen menjadi atom hidrogen.

DND-2005

Untuk menyediakan energi yang besar guna kelangsungan disosiasi, prorobintang mengkerut lebih cepat.

Pada temperatur yang lebih tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hidrogen dan helium. Proses ini menyerap energi sehingga pengerutan berlangsung terus

Pengerutan dengan laju besar ini akan berakhir apabila semua hidrogen dan helium di dalam telah terionisasi semua.

DND-2005

Setelah menjadi bintang pra deret utama, bintang akan mengkerut dengan laju yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi

Jejak evolusinya hampir vertikal (Te hampir tidak berubah) jejak ini dikenal sebagai jejak Hayashi.

Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat. Pada akhirnya protobintang akan menyebrang daerah terlarang Hayashi (titik B)

DND-2005

Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massanya. Makin besar massa bintang, makin singkat waktu

yang diperlukan untuk mencapai deret utama

Mass (M)

Time (106 years)

15 0.16

5 0.7

2 8

1 30

0.5 100

Tabel 3-1 Waktu yang diperlukan bintang utk mencapai deret utama

DND-2005

Bintang HL Tau yang merupakan bintang jenis T Tauri yang diamati oleh Teleskop Canada-France-Hawai.

http://www.ifa.hawaii.edu/ao/images/TTauri/FULL_ring.html

Contoh bintang pra deret utama : Bintang T Tauri.

DND-2005

Apabila massa protobintang terlalu kecil, maka temperatur dipusat tidak cukup tinggi untuk melangsungkan reaksi pembakaran hidrogen

Batas massa untuk bisa berlangsungnya pembakaran hidrogen adalah 0,1 M (0,08 M)

Protobintang dengan massa lebih kecil dari batas ini akan mengkerut dan luminositasnya menurun

Protobintang akan mendingin menjadi bintang katai coklat (Brown Dwarf)

Luminosity: 2x10-6 L

Temperature: 700 K Mass: 20 - 50 MJ = 0,02 – 0,05 M

Paramaetr fisik bintang katai coklat:

KATAI PUTIH

DND-2005

Evolusi di Deret UtamaBintang pada tahap pra deret utama energi yang dipancarkanya berasal dai pengerutan gravitasi. Akibat pengerutan gravitasi, temperatur di pusat

menjadi semakin tinggi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat, inti hidrogen

mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi ini

menyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan gravitasi dan bintang menjadi mantap.

Bintang mencapai deret utama berumur nol (zero age main sequence – ZAMS)

DND-2005

Akibat reaksi inti di pusat bintang, hidrogen di pusat bintang berkurang dan helium bertambah. Akibatnya struktur bintang berubah secara perlahan

Kedudukan bintang di diagram H-R berubah secara pelahan.

Bintang menjadi lebih terang, radiusnya bertambah besar dan temperatur efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari ZAMS. Sebagai contoh, apabila hidrogen di pusat bintang

sudah berkurang sebanyak 10%, maka bintang akan lebih terang paling tinggi dua kalinya, dan temperatur efektifnya turun sekitar 10%.

DND-2005

Bintang bermassa besar, pembangkit energinya berasal dari reaksi daur karbon. Karena laju reaksi daur karbon sangat peka terhadap

temperatur, maka pembangkit energi naik sangat cepat ke arah pusat bintang.

Akibatnya, reaksi sangat terkonsentrasi ke pusat

Hal ini akan mengakibatkan gradien temperatur yang sangat besar di pusat.

Akibatnya, syarat kesetimbangan pancaran (pers. 2-51) akan dilanggar.

Akhir Riwayat BintangAkhir Riwayat Bintang

Bintang bermassa kecil seperti Matahari akan mengalami kilatan helium.

Setelah terjadi kilatan helium, kedudukan bintang di diagram H-R akan menyebrang ke cabang horizontal.

4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4log Te

0

1

2

3

4

Log

L/L

Cabang Horizontal

Helium Flash

Cabang Raksasa Merah

Deret Utama

Kedudukannya yang tepat di cabang horizontal akan begantung pada massa dan komposisi kimia bintang.

Makin kecil massa bintang dan makin sedikit unsur beratnya makin biru warnanya

1. Pembentukan planetary 1. Pembentukan planetary nebulanebula

Setelah helium di pusat bintang habis, terbentuklah pusat karbon oksigen di dalam bintang. Suatu bintang bermassa kecil yang didalamnya

berlangsung reaksi pembakaran hidrogen dan helium di sekitar pusat karbon oksigen, akan goyah kemantapannya.

Bintang akan berdenyut dengan denyutan yang makin kuat sehingga terjadi pelontaran massa oleh bintang.

Bintang akan melontarkan materi bagian luarnya sehingga tersingkap pusatnya yang panas dan bintang menjadi Planetary Nebula. Planetary nebula tampak sebagai bintang

panas yang dikelilingi oleh cincin gas.

Pengamatan pada planetary nebula menunjukkan bahwa cincin gas itu mengembang dan pusatnya mengkerut.

Bintang pusat yang mengkerut tersebut pada akhirnya akan menjadi bintang katai putih.

2. Pembentukan katai putih2. Pembentukan katai putih Bintang yang massanya terlalu kecil ( 0,5 M) tak

akan mampu melangsungkan reaksi pembakaran helium. Evolusi awalnya sama seperti bintang yang

massanya lebih besar. Bintang membentuk pusat helium yang terdegenerasi, tetapi kilatan helium tidak terjadi karena temperatur pusatnya kurang tinggi.

Setelah membakar hidrogennya, bintang mengkerut menjadi bintang katai putih (White Dwarf)

3. Supernova3. Supernova Untuk bintang bermassa sedang (6 ~ 10 M ?), akibat

reaksi pembakaran helium, karbon akan tertimbun di pusat bintang dan membentuk pusat karbon. Pusat karbon akan mengkerut hingga rapat massa

dan temperatur di pusat bintang makin tinggi. Pada temperatur yang cukup tinggi untuk

berlangsungnya pembakaran karbon, materi di pusat sudah sangat terdegenerasi.

Reaksi pembakaran karbon dalam keadaan terdegenerasi akan sangat eksplosif hingga bintang meledak. Bintang akan hancur berantakan. Ledakan bintang ini disebut Supernova.

Untuk bintang bermassa besar (> 10 M ?), reaksi pembakaran karbon sudah berlangsung sebelum materi di pusat terdegenerasi. Reaksi pembakaran karbon berlangsung dengan

mantap (tidak eksplosif) demikian juga reaksi-reaksi berikutnya.

Dengan demikian di dalam bintang akan terbentuk aneka inti berat yang pada akhirnya akan terbentuk inti besi di pusat bintang. Inti besi tidak akan bereaksi membentuk

unsur yang lebih berat. Sebaliknya pada temperatur dan tekanan yang

sangat tinggi, inti besi akan terurai menjadi inti helium.

Akibatnya terjadi suatu ledakan nuklir yang maha dahsyat. Pusat bintang akan runtuh menjadi benda yang sangat mampat sedangkan bagian luarnya terlontar dengan kecepatan puluhan ribu kilometer per detik.

Supernova.

Supernova 1987A Supernova 1987A yang diamati oleh yang diamati oleh teleskop Hubbleteleskop Hubble

4. Bintang Neutron4. Bintang Neutron Pusat bintang yang runtuh tersebut menjadi sangat

mampat. Elektron di pusat bintang akan terhimpitkan sehingga makin dekat dengan inti. Akhirnya banyak elektron menembus inti. Elektron yang menembus inti ini menyatu dengan

proton membentuk neutron Akibatnya akan terbentuk gas yang kaya dengan

neutron. Apabila rapat massa gas mencapai 1015 gram per

cm3 (Satu milyar ton per cm3), hampir seluruh materi berupa neutron.

Pada keadaan yang sangat mampat ini, gas neutron terdegenerasi.

Neutron yang terdegenerasi ini akan memberikan tekanan balik yang menghentikan pengerutan.

Bintang akan mantap dengan radius sekitar 10 km saja, namun massanya menyerupai matahari yang radiusnya 700 000 km.

Bintang ini disebut bintang neutron.

Bintang neutron Bintang neutron (anak panah) yang (anak panah) yang diabadikan oleh diabadikan oleh teleskop Hubbleteleskop Hubble