PERANGKATGURU.COM/GURU BY ELI PRIYATNA

1. Evolusi Bintang GandaEvolusi Bintang Ganda

2. • Evolusi bintang ganda berdekatan berbedaEvolusi bintang ganda berdekatan berbeda
dengan evolusi bintang tunggaldengan evolusi bintang tunggal
Ada interaksi antara kedua bintangAda interaksi antara kedua bintang
Komponen yang
massanya besarKomponen yang
massanya kecil
Mana yang evolusinya lebih lanjut, komponen
yang massanya besar atau yang massanya
kecil?

3. Pada bintang ganda berdekatan, komponen
yang massanya kecil evolusinya lebih lanjut
daripada komponen yang massanya besar
Paradoks Algol
Menurut Crawford dan Kopal (1955)
Paradoks Algol terjadi karena:
Ada perpindahan massa antara kedua bintang

4. Mengapa terjadi perpindahan massa?
Permukaan ekipotensial
Tempat kedudukan yang
potensial gravitasinya sama
Permukaan ekipotensial
Bintang yang tidak berputar dan jauh dari
bintang lain, potensial gravitasi pada jarak
r dari pusat adalah:
ψ =
GM(r)
r
Untuk r yang sama ψ sama
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1)
M(r) = massa yang dilingkungi oleh radius r
Permukaan ekipotensial berbentuk bola sempurna

5. Bola yang berputar:
Permukaan ekipotensial tidak berbentuk
bola, tetapi berbentuk sferoida.
Pada bintang ganda berdekatan
Bintang yang satu akan terpengaruh gravitasi
bintang yang lain
Bentuk permukaan ekipotensialnya akan
lebih rumit

6. Sekumpulan permukaan ekipotensial di sekitar
bintang ganda berdekatan
Inner Lagrange
point(L1)
Roche
Lobes
Disekitar pusat,
permukaan ekipotensial
masih berbentuk bola
sempurna, makin jauh
dari pusat bentuknya
makin rumit
Pada suatu harga potensial, permukaan
ekipotensial kedua bintang akan bersinggungan
dititik L1 : Titik Lagrange pertama
Di L1 gaya total berharga nol (jumlah gaya gravitasi
kedua bintang dan gaya sentrifugal akibat pputaran
pada orbit) Permukaan ekipotensial dengan
gaya total = 0 disebut permukaan
Roche

7. Bentuk bintang akan selalu mengikuti permukaan
ekipotensialnya
Dalam sistem bintang ganda, bintang yang
awalnya bermassa besar disebut bintang primer,
dan yang massanya kecil disebut bintang sekunder
Bintang primer Bintang
sekunder
Bintang primer, lebih dahulu meninggalkan deret
utama menuju tahap raksasa atau maharaksasa
Bintang mengembang. Radiusnya makin besar
sehingga permukaan bintang mencapai
ekipotensial Roche.

8. Bintang berusaha mengembang terus tetapi tidak
akan melampaui potensial Roche-nya.
Materi akan “tumpah” melalui titik L1 dan masuk
dalam wilayah gravitasi bintang sekunder,
sehingga tertarik oleh bintang tersebut
Terjadilah aliran materi dari bintang primer
ke bintang sekunder melalui titik L1
Titik L1
Massa bintang primer
semakin kecil, massa bintang
sekunder semakin besar
Walaupun massanya menjadi
lebih kecil, bintang yang
evolusinya lebih lanjut tetap
disebut bintang primer.

9. Apabila dalam sistem bintang ganda massa total
dianggap tidak berubah, yaitu:
M= M1 + M2 = tetap
Massa bintang primer
Massa bintang sekunder
dan momentum sudut orbit juga tetap, yaitu :
f 2
= G a = tetap
(M1 M2)2
M1 + M2
Jarak kedua bintang
maka jarak kedua bintang akan berubah sebagai
fungsi M1 dan M2 dengan mengikuti rumus,
. . . . . . . . . . . . . . (2)
. . . . . . . . . . (3)

10. M1
o
M2
o
M1 M2
a
ao
=
2
dengan M1 + M2 = M1
o
+ M2
o
Massa awal M1
Massa awal M2
. . . . . . . . . . . . . . . . (4)
. . . . . . . . . . . . . . (5)
Dari persamaan (4) dapat dihitung jarak sebagai
fungsi M
Ternyata kedua bintang mendekat pada saat
perpindahan massa mulai berlangsung sampai
massa kedua bintang sama, setelah itu jarak
kedua bintang menjauh kembali.

11. Pada awalnya perpindahan massa berlangsung dengan
deras, karena pengaruh yang saling memperkuat
Kedua bintang mendekat, dan radius bintang yang
kehilangan massa bertambah besar. Setelah
perbandingan massa berbalik (aliran massa
berlangsung dari bintang brmassa kecil ke bintang
bermassa besar) proses aliran massa bertambah
lambat

12. Menurut Kippenhan dan Weigert
 Apabila massa bintang primer kurang dari 3 M, maka
setelah perpindahan massa selesai, bintang primer
akan menjadi bintang katai putih.
 Apabila massa bintang primer lebih besar dari 3 M,
perpindahan massa akan berakhir apabila pembakaran
helium di pusat bintang primer mulai berlangsung
karena pada saat itu bintang mengkerut sehingga
permukaannya lepas dari ekipotensial Roche-nya.
Perhitungan teori menunjukkan bahwa pada saat itu
bintang sudah kehilangan sebagian besar massanya,
yang tinggal hanyalah pusat heliumnya. Bintang ini
disebut bintang helium.

13. Menurut van den Heuveul:
 Apabila massa bintang helium lebih dari 3 M (berarti
massa bintang primer >> 12 M), bintang akan
menempuh semua tahap pembakaran inti sampai
terbentuk pusat besi di dalamnya
 Pusat besi tersebut selanjutnya akan mengalami
keruntuhan gravitasi akibat penguraian inti besi
menjadi helium
Bintang akan meledak sebagai supernova
akibat keruntuhan gravitasi bintang dan bintang
menjadi bintang kompak seperti bintang
neutron atau lubang hitam

14. Setelah terjadi ledakan supernova, sistem bintang ganda
dekat akan terdiri dari sebuah bintang kompak yang
berpasangan dengan bintang bermassa besar.
Bintang bermassa besar (bintang sekunder) melontarkan
materi, hal ini tampak dari profil garis spektrumnya yang
berbentuk profil P-Cygni. Lontaran materi ini disebut
angin bintang yang kecepatannya mencapai 10-6
M
pertahun (untuk bintang maharaksasa kelas O)
Semburan angin bintang ini apabila cukup dekat
dengan bintang kompak, maka materinya akan
terperangkap dalam medan gravitasi bintang
kompak tersebut

15. Materi yang terperangkap membebaskan energi
potensial gravitasinya dengan laju sebesar,
2GM
R
dE
dt
=
dM
dt
. . . . . . . . . . . . . . . . (6)
M = massa bintang kompak, R jarak dari pusat
ke tempat energi dibebaskan (untuk bintang
neutron di dekat permukaan, sedangkan untuk
lubang hitam sekitar 1,5 kali radius
Schwarzchild),
Karena M besar dan R kecil (~ 10 km), maka akan
dihasilkan laju pancaran energi yang besar walaupun
dM/dt kecil.

16. Dari perhitungan untuk laju penyedotan materi sekitar
10-9
M akan dihasilkan laju pancaran energi sekitar
1037
erg/detik (≈ 10 000 kali lebih kuat daripada
luminositas matahari)
Dari hukum Stefan-Boltzmann L = 4π R2
σTef
4
L besar dan R kecil maka T akan besar
Jadi temperatur di sekitar bintang kompak sangat
tinggi  dapat mencapai beberapa puluh juta
derajat.
Pada temperatur setinggi ini, sebagian besar
energi dipancarkan dalam bentuk sinar-X. Jadi
bintang neutron dan lubang hitam dalam sistem
bintang ganda dekat dapat diamati sebagai
pemancar sinar-X yang kuat

18. Supernova dan NovaSupernova dan Nova

19.  Supernova yang terbentuk dari bintang tunggal
seperti yang telah kita bicarakan disebut
Supernova Tipe II
 Selain supernova tipe II ada juga yang disebut
Supernova tipe I. Menurut Whelan dan Iben,
Supernova Tipe I terjadi apabila sebuah bintang
katai putih yang massanya hampir sama dengan
batas Chandrasekhar (1,44 M) berpasangan
dengan bintang lain dalam sistem bintang ganda
berdekatan

20.  Apabila terjadi aliran materi ke bintang katai
putih, maka massa bintang akan melampaui batas
Chandrasekhar.
 Akibatnya bintang akan runtuh (mengkerut
dengan cepat) dengan disertai pembebasan energi
potensial gravitasi yang besar.
 Energi yang dibebaskan ini akan mampu
melontarkan bagian luar bintang
 Supernova Tipe I

21.  Supernova Tipe I sering dijumpai dalam galaksi
berbentuk elips yang penghuninya tergolong
populasi II, yaitu bintang generasi tua. Dengan
kata lain Supernova Tipe I merupakan ledakan
bintang bermassa kecil (karena bintang
bermassa besar tidak akan mencapai umur setua
itu).
 Supernova Tipe II umunya dijumpai dalam
galaksi spiral yang mengandung banyak bintang
muda. Jadi Supernova Tipe II merupakan
ledakan bintang bermassa besar.

22. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/09/
Supernova1987A, yang ditemukan pada bulan
Februari 1987. Terang supernova ini mencapai 100
000 000 kali matahari (Gambar diabadikan oleh
Teleskop Hubble.

23.  Ledakan bintang yang lebih kecil daripada supernova
disebut nova.
 Salah satu teori mengatakan bahwa nova adalah
bintang katai putih yang terdapat dalam bintang
ganda berdekatan. Pasangannya adalah bintang
raksasa merah yang radiusnya telah mengembang
sedemikian besar hingga terjadi aliran materi dari
bintang ini ke bintang katai putih pasangannya.

24.  Temperatur pada timbunan hidrogen akan
menjadi tinggi karena medan gravitasi di
permukaan bintang katai putih sangat besar.
 Akibatnya terjadi reaksi proton-proton di
permukaan bintang yang mengakibatkan
terlontarnya sejumlah materi.
 Materi yang masih kaya dengan hidrogen ini akan
menumpuk dipermukaan katai putih.

25. Nova Cygni 1992 yang diamati oleh teleskop ruang
angkasa Hubble. Nova ini meledak pada tanggal
19 Februari 1992.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1993/21/