akhir riwayat bintang

1. Akhir riwayat bintang
By
Zumbratal
(RSA1C312009)

2. Helium
Flash
4
Cabang Horizontal
Log L/L
Log L/L
3
Cabang
Raksasa
Merah
2
1
0
4,6
4,4
4,2
4,0
3,8
4,4
log Te
log Te
Bintang bermassa kecil
seperti Matahari akan
mengalami kilatan helium.

3. 
Setelah terjadi kilatan helium, kedudukan bintang di
diagram HR akan menyeberang ke cabang horisontal.

Kedudukan bintang yang tepat di cabang horisontal bergantung
pada massa dan komposisi kimia bintang.

Makin kecil massa bintang dan makin sedikit unsur beratnya 
makin biru warnanya.
 Setelah helium di pusat bintang habis, terbentuklah
pusat karbon-oksigen di dalam bintang.
 Suatu bintang bermassa kecil yang di dalamnya
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.

4. 
Bintang akan melontarkan materi bagian luarnya
sehingga tersingkap pusatnya yang panas  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
mengerut.
Bintang pusat yang mengerut tersebut pada akhirnya
akan menjadi bintang katai putih (White Dwarf).

5. Planetary Nebula Cincin (Ring Nebula – M57) yang
diabadikan oleh teleskop luar angkasa Hubble.
Planetary nebula ini berjarak 2000 tahun cahaya.

6. 
Bintang yang massanya terlalu kecil ( 0,5 M)
tidak 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
mengerut menjadi bintang katai putih (White
Dwarf).

7.  Bintang dengan massa kecil ini sangat lambat
evolusinya  Diperlukan waktu melebihi umur
alam semesta sekarang untuk menjadi bintang
katai putih.

8.  Pada umumnya, bintang bermassa < 6 M akan
berevolusi menjadi bintang katai putih setelah
melontarkan sebagian massanya.
 Setelah sumber energi di dalam bintang habis,
bintang katai putih selanjutnya menjadi bintang
katai gelap.
 Untuk bintang bermassa sedang (6 ~ 10 M), akibat
reaksi “pembakaran” helium, karbon akan tertimbun
di pusat bintang  Pusat karbon.
 Pusat karbon akan mengerut hingga rapat
massa dan temperatur di pusat bintang makin
tinggi.

9.  Pada temperatur yang cukup tinggi untuk
berlangsungnya “pembakaran karbon”, materi
di pusat sudah sangat terdegenerasi.
 Reaksi pembakaran karbon dalam keadaan
terdegenerasi bersifat eksplosif sehingga
bintang akan meledak  Supernova.

10. SUPERNOVA

11.  Untuk bintang bermassa besar (> 10 M), reaksi
pembakaran karbon sudah berlangsung sebelum
materi di pusat bintang terdegenerasi.
 Reaksi pembakaran karbon berlangsung dengan
mantap (tidak eksplosif) demikian juga reaksireaksi berikutnya.
 Sebagai akibatnya di dalam bintang akan
terbentuk aneka inti berat dan pada akhirnya
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
kembali menjadi inti helium.

12.  Sebagai akibatnya di dalam bintang akan
terbentuk aneka inti berat dan pada akhirnya
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 kembali
menjadi inti helium.

13.  Terurainya inti besi menjadi helium akan menyerap
energi. Akibatnya tekanan di pusat bintang
mendadak turun hingga pusat bintang runtuh
dengan dahsyat karena terhimpit beban yang berat.
 Keruntuhan pusat bintang membawa lapisan luar
yang masih kaya akan “bahan bakar” berupa
unsur-unsur yang lebih ringan ke tempat yang
temperaturnya tinggi  Terjadi reaksi nuklir
dengan laju yang sangat tinggi.
 Proses reaksi nuklir yang dalam keadaan normal
berlangsung ribuan atau jutaan tahun dipercepat
hanya dalam beberapa detik!

14. Terjadi ledakan nuklir yang sangat dahsyat. Pusat
bintang akan runtuh menjadi benda yang sangat
mampat sedangkan bagian luarnya terlontar
dengan kelajuan puluhan ribu kilometer per detik!
Supernova 1987A
yang diamati oleh
teleskop luar
angkasa Hubble

15. Eta Carinae yang berjarak
lebih dari 8000 tahun cahaya
dengan diameter 10 milyar
kilometer (hampir sama
dengan
diameter
Tata
Surya).
Eta
Carinae
merupakan sisa-sisa ledakan
supernova.

16.  Pusat bintang yang runtuh tersebut menjadi sangat
mampat  Elektron di pusat bintang akan
terhimpit sehingga makin dekat dengan inti.
o Banyak elektron menembus inti.
o Elektron yang menembus inti menyatu dengan
proton membentuk netron.
o Terbentuk gas yang kaya dengan netron.
o Apabila rapat massa gas mencapai 1015 gram per
cm3 (satu milyar ton per cm3), hampir seluruh
materi berupa netron.
o Pada keadaan yang sangat mampat ini, gas
netron terdegenerasi.

17.  Netron terdegenerasi memberikan tekanan balik
yang menghentikan pengerutan.
 Bintang akan mantap dengan radius sekitar 10 km
saja, namun dengan massa menyerupai Matahari
yang radiusnya 700.000 km  Bintang netron.
Bintang netron (anak
panah) yang
diabadikan oleh
teleskop luar
angkasa Hubble.

18.  Teori bahwa bintang neutron terbentuk dari
supernova sudah diajukan pada tahun 1934 oleh
Baade dan Zwicky.
 Perhitungan teori mengenai struktur bintang
netron telah dilakukan oleh Oppenheimer dan
Volkoff pada tahun 1939.
 Bintang netron baru ditemukan pada tahun 1967
oleh seorang mahasiswi yang bernama Jocelyn
Bell.
 Bintang netron yang ditemukan Bell merupakan
bintang netron yang berotasi cepat yang disebut
dengan Pulsar (pulsating radio source).

19.  Pulsar memancarkan gelombang radio dari kutub
magnetnya pada arah tertentu  Tampak seperti
berdenyut (efek sirine).

20.  Bintang yang mengalami keruntuhan gravitasi,
medan magnetnya ikut terjerat oleh materi yang
termampatkan  Kekuatannya menjadi berlipat
ganda.
o Pulsar memancarkan energi dalam bentuk
pancaran dwikutub magnet (magnetic dipole radiation)
dan pancaran partikel relativistik. Dalam hal ini
energi yang dipancarkannya perdetik adalah:
B = medan magnet di kutub magnet
dE
=
dt
B2 R6 4 2
ω sin θ
3
6c
Kehilangan energi
R = radius
ω = kecepatan sudut rotasi
c = kelajuan cahaya dalam vakum
θ = sudut antara sumbu rotasi dan sumbu magnet