Matahari Sebagai Bintang #Repost

1. Sun as star
Emanuel Sungging Mumpuni
Matahari & Antariksa LAPAN Bdg

2. Outline
• Bagian 1: Struktur & Fenomena Matahari
• Bagian 2: Reaksi Inti Matahari
• Bagian 3: Diagram HR
• Bagian 4: Evolusi Matahari

3. Bagian 1: Struktur & Fenomena
Matahari

4. Bagian 1: Matahari sbg Bintang
• Matahari & Bintang-bintang, kenapa berbeda?
• Intensitas spesifik utk ‘resolved object’ vs flux
utk ‘unresolved object’

6. Bagian 1: Penggelapan Tepi
Penggelapan Tepi: Piringan Matahari didekati dengan pendekatan Benda Hitam

7. Bagian 1: Radiasi Benda Hitam

8. Bagian 1: Energi Dari Matahari
• Benda hitam adalah obyek yang menyerap semua
radiasi elektromagnetik, dan meng-iradiasi-kan
semua radiasi termal berdasar temperaturnya.
• Energi Matahari diturunkan dari hukum Stefan-
Boltzmann
• Jika kita tahu radius Matahari 700 ribu km, dengan
temperatur 5800 K, dengan radiasi sebagai benda
hitam, maka, bisa kita tentukan jumlah energi di
iradiasikan per-satuan waktu (Luminositas).

9. Bagian 1: Atmosfer Matahari
• Matahari adalah gas! Tidak punya permukaan, yang ada
hanyalah lapisan-lapisan yang kedap pada panjang gelombang
tertentu.
• Fotosfer adalah lapisan kedap optis, yang bisa dipelajari
secara visual. Pada fotosfer terdapat bintik matahari.
• Bintik matahari merupakan daerah yang gelap pada lapisan
fotosfer, dan lebih dingin (3500 K), dibandingkan fotosfer
yang 5800 K. Bagian yang paling gelap disebut sebagai Umbra
dan sekitarnya sebagai Penumbra.
• Berapa lama bintik di permukaan? Tergantung ‘aktivitas’
Matahari, bisa harian, bisa bulanan, ini yang menjadi penanda
adanya siklus ‘kehidupan’ pada matahari -> daerah aktif.
• Jika diamati semakin detil, terdapat juga ‘pergolakan’ pada
lapisan fotosfer sebagai akibat pengangkutan energi dari
lapisan paling bawah. Pergolakan ini dikenal sebagai granulasi
.

10. Bagian 1: Diatas fotosfer Matahari
• Kromosfer merupakan lapisan atas fotosfer yang
mencapai 2000 km, dan teramati pada panjang
gelombang merah.
• Lapisan terluar disebut sebagai Korona, teramati
terutama pada saat Gerhana Matahari.
• Korona terbentang jauh di angkasa, dimana partikel-
partikel yang terlempar dari situ mencapai orbit Bumi
(angin surya).
• Korona memancarkan energi dalam rentang yang luas,
dari panjang gelombang radio sampai dengan sinar-X.
• Seringkali terjadi pelepasan energi yang kembali lagi ke
bagian bawah Korona,membentuk lengkungan yang
dikenal sebagai prominensa.

12. Bagian 1: Bintik Matahari

13. Bagian 1: Struktur Atmosfer
Matahari

14. Bagian 1: Apa yang teramati dari
Matahari? Rotasi Matahari

15. Bagian 1: Pengamatan Bintik
Matahari
• Ada siklus bintik, selama 11 tahun
• Bintik muncul pada lintang tertentu pada
setiap siklus, dan bergerak menuju ekuator
per siklus.

16. Bagian 1: Siklus Bintik Matahari

17. Bagian 1: Variasi Rerata Lintang
Bintik Matahari
• Variasi 11 tahunan, berkait dengan siklus 22
tahun medan magnetik permukaan Matahari

18. Bagian 1: Medan Magnetik
Matahari

19. Bagian 1: Model Dinamo Magnetik
Matahari
• Dipengaruhi konveksi & gerak rotasi
diferensial

20. Bagian 1: Dampak Aktivitas
Magnetik Teramati
• Solar Flares: Emisi
elektromagnetik
singkat dari gas panas
terionisasi, biasanya
terjadi dari sekitar grup
bintik Matahari
• Coronal Mass Ejection:
Erupsi yang melibatkan
pelepasan material
panas dari korona

22. Bagian 1: Lingkungan Bumi-
Matahari: Angin Surya
• Hembusan partikel bermuatan dan medan
magnetik yang bergerak keluar dari Matahari
• Bisa berinteraksi dengan medan magnetik
Bumi
• Pada lintang tinggi di utara & selatan Bumi
teramati sebagai fenomena Aurora
• Interaksi ini dikenal sebagai cuaca antariksa

23. Bagian 1: Angin Surya & Heliosfer

24. Bagian 1: Angin-Angin Surya
• Angin cepat dalam arus laju-tinggi:
– Laju 400 - 800 km/dt
– Kerapatan 3 cm-3
– Flux partikel 2 x 108
cm-2
dt-1
– Helium 3.6 %, stasioner
– Sumber coronal holes
– Tanda Keberadaan stasioner selama berminggu-minggu
• Laju rendah Sekitar Aktivitas Minimum:
– Laju 250 - 400 km/dt
– Kerapatan 10 cm-3
– Flux partikel 3.7 x 108
cm-2
dt-1
– Helium <2 %, bervariasi
– Sumber sekitar Korona
– Tanda Keberadaan rumit

25. Bagian 1: Angin-Angin Surya
• Laju rendah Sekitar Aktivitas Minimum:
– Hampir serupa saat aktivitas minimum, kecuali
– Helium 4 %, bervariasi
– Sumber daerah aktif
– Tanda disertai semburan radio
• Pelontaran massa yang disertai gelombang kejut antar planet
– Laju 400 - 2000 km/dt
– Helium mencapai 30 %, disertai partikel seperti ion Fel6+
kadang juga
He+
– Sumber erupsi prominens
– Tanda awan magnetik

26. Bagian 1: Cuaca Antariksa
• Dampak pada teknologi antariksa, gangguan
lintasan satelit, kinerja & performa satelit.
• Perubahan cuaca global di Bumi.
• Interferensi pada lapisan ionosfer
mempengaruhi sistem komunikasi global.
• Dampak pada kehidupan manusia di luar
angkasa.
• Gangguan pada daya listrik dan sistem pipa
migas.

27. Akhir Bagian 1

28. Bagian 2: Anatomi Matahari

30. Bagian 2: Reaksi Inti Matahari
• Inti
– Tempat terjadinya reaksi fusi untuk pembangkitan energi
Matahari.
– T ~ 15 juta derajat K.
• Zona Radiasi
– Energi diangkut keluar oleh foton melalui wilayah ini.
– T ~ 10 juta derajat K dan menurun ke arah luar.
– Tidak ada fusi nuklir.
• Zona Konveksi
– Energi diangkut dengan proses konveksi: gas panas naik,
mengiradiasikan energi, dan menjadi gas dingin yang
kembali turun.

31. Bagian 2: Kenapa Reaksi Terjadi di
Dalam Inti?
• Temperatur adalah pengukur energi kinetik partikel.
• Volume gas pada temperatur yang sangat tinggi
artinya partikel gas bergerak sangat-sangat cepat.
• Kecepatan tinggi dapat mengatasi gaya tolak
elektromagnetik antar proton agar dapat saling
mendekat satu sama lain.
• Kerapatan tinggi memungkinkan terjadi reaksi fusi
sangat besar.
• Saat proton bisa saling berdekatan, gaya nuklir yang
kuat dapat mengikatnya, dan menghasilkan elemen
baru yang lebih berat.

33. Bagian 2: Apa Yang Terjadi?
• Proses fusi yang dominan terjadi di dalam
Matahari adalah reaksi proton-proton.
• Reaksi proton-proton adalah rangkaian proses
reaksi yang mem-fusikan empat proton
menjadi satu Helium.

34. Bagian 2: Reaksi Proton - Proton
• 4 proton -> Helium-4 + 2 neutrinos + gamma radiation

35. Bagian 2: Bagaimana Mesin
Matahari Bekerja
• Hidrogen difusi menjadi Deuterium
– 1H + 1H  2H (D) + e+
+ neutrino
– Dua proton (p+) membentuk Deuterium (massa 2
= 1p+ & 1 n) ditambah positron (e+
) dan neutrino
(hampir tidak ber-massa/terabaikan).
• Deuterium bereaksi dengan Hidrogen (massa
1) = 3
He (massa 3)
• Positron saling meniadakan dengan elektron
• e+
+ e-
 2 sinar gamma

36. Bagian 2: Bagaimana Mesin
Matahari Bekerja
• Sinar gamma tidak serta-merta dapat terpancar
keluar, ada kalanya terjadi proses yang
menyebabkan gerak zig-zag di dalam bintang,
menyebabkan pancaran pada fotosfer teramati pada
energi yang lebih rendah (random walk).
• Setiap detik, Matahari mengubah 600 juta ton
hidrogen menjadi 596 juta ton helium.
• 4 juta ton yang ‘hilang’ diubah menjadi luminositas
melalui hukum kesetaraan energi-massa Einstein
(E=mc2
)

37. Bagian 2: Bagaimana Mengamati
Inti?
• Model matematika dibangun berdasar pengetahuan dasar
pada gravitasi, mekanika, termodinamika, elektromagnetik,
fisika nuklir, fisika partikel elementer.
• Disesuaikan dengan besaran-besaran teramati (massa,
ukuran, temperatur permukaan, luminositas).
• Random walk mengakibatkan kita tidak mengetahui
informasi interior bintang!
• Maka dipergunakan dua metode, yaitu:
– Helioseismologi.
– Solar Neutrino.

38. Bagian 2: Helioseismologi
• Helioseismologi mempelajari bahwa permukaan
Matahari mengalami pengembangan & pengerutan,
yang menggambarkan bagaimana struktur dalam
Matahari.
• Studi ini serupa dengan bagaimana kita mempelajari
kerak Bumi melalui perambatan gelombang.
• Osilasi permukaan Matahari akibat gelombang
akustik dan seismik.
• Perubahan arah ditemukan dari pergeseran Doppler
dari cahaya yang teramati pada permukaan
Matahari.

39. Bagian 2: Helioseismologi
• Gelombang seismik berbeda merambat
melalui bagian interior yang berbeda,
sehingga perilaku gelombang seismik
teressbut dapat dipergunakan untuk
menggambarkan struktur dalam Matahari.

40. Bagian 2: Neutrino
• Neutrino adalah jenis partikel elementer yang
bermassa sangat rendah dan berinteraksi
hanya melalui gaya nuklir lemah.
• Neutrino adalah hasil produksi reaksi proton-
proton.
• Tetapi Neutrino sangat sulit dideteksi!
• Ada tiga jenis Neutrino (electron, muon, and
tau neutrino), diperlukan detektor yang bisa
merekam ketiga jenis tersebut.

41. Akhir Bagian 2

42. Bagian 3: Bagaimana Mengenali
Bintang?
• Bagaimana membedakan satu bintang dengan
bintang yang lain?
• Bagaimana menentukan jarak bintang,
besarnya, massanya, umur & evolusinya?
• Informasi yang dimiliki adalah: magnitudo
(luminositas), temperatur & spektrum
• Perlu satu sistem yang dapat
mengkategorikan berbagai jenis bintang.

43. Bagian 3: Besaran-Besaran Dasar
• Spectra: informasi yang menggambarkan merah/biru
temperatur permukaan (T)
• Kecerlangan/Brightness (B) bergantung luminositas (L) dan
jarak (d): B ~ L/d2
• Luminositas (L) bergantung temperatur (T) dan luas (A): L
~ AT4
• Jika kita bisa tentukan luminositas bintang, maka bisa
ditentukan jaraknya, dan luasnya.
• Maka disusun hubungan Luminositas/magnitudo mutlak vs
Temperatur/Spektra.
• Hubungan ini dikenal sebagai diagram Hertzsprung-
Russell/HR.

44. Bagian 3: Diagram Hertzsprung-
Russell
• Jika merah ‘dingin’, sedangkan biru ‘panas’,
maka dapat kita susun bintang dari yang
panas ke dingin berdasar urutan tertentu.
• Jika kita tahu yang hubungan temperatur dan
luminositasnya, maka kita dapat membangun
susunan sebagai berikut:
Luminosity
Temperature
Spectral type: O B A F G K M
Hertzsprung-Russell Diagram

46. Bagian 3: Skala Diagram HR
• Sumbu vertikal diagram H-R menyatakan
Luminositas, dengan nilai rendah di bawah
dan tinggi ke atas.
• Dalam skala magnitudo mutlak, biasanya +15
di bawah dan -10 di atas.
• Sumbu horizontal menatakan
temperatur/warna bintang.

47. Bagian 3: Membaca Diagram HR
• OBFGKM menyatakan klasifikasi spektrum
Bintang (mneumonic: Oh Be A Fine Guy/Girl
Kiss Me)
• Skala 0-9 menyatakan sub-kategori dari yang
lebih panas ke kurang panas. Dengan
demikian O0 adalah bintang yang
dikategorikan paling panas, sedangkan M9
adalah bintang paling dingin.
• Matahari kita merupakan bintang G2 dalam
diagram HR.

48. Bagian 3: Bintang-Bintang dalam
Diagram HR
• Jika kita coba masukkan semua bintang
teramati dalam diagram HR, maka diduga
hubungan luminositas – temperatur
membentuk sebuah garis diagonal.
• Banyak bintang yang masuk dalam ‘garis’ ini,
yang dikenal sebagai deret utama (main
sequence).

49. Bagian 3: Deret Utama Teoritis
L
u
m
in
o
si
ty
Temperature / Color
+15
+10
+5
0
-5
-10
O0 B0 A0 F0 G0 K0 M0
Sun = G2 at +4.8
Magnitude

50. Bagian 3: Bintang-Bintang dalam
Deret Utama Diagram HR
• Semua bintang dalam DERET-UTAMA diagram H-R
patuh pada hubungan massa-luminositas, yaitu
bintang dengan massa kecil akan redup dan
bermassa besar akan cerlang.
• Tetapi ada juga terdapat bintang yang tidak berada
pada DERET-UTAMA, seperti katai-putih yang massa-
nya sangat kecil, atau raksasa yang sangat merah.
• Bintang-bintang tersebut berada pada saat-saat akhir
kehidupannya. Diagram HR menjelaskan tentang
evolusi bintang.

51. Bagian 3: Gambaran Bintang
Dalam Deret Utama Diagram HR
Warna Kelas Massa Diameter Temperature
Paling Biru O 20 - 100 12 - 25 40,000
Kebiru-biru-an B 4 - 20 4 - 12 18,000
Biru-Putih A 2 - 4 1.5 - 4 10,000
Putih F 1.05 - 2 1.1 - 1.5 7,000
Kuning-Putih G 0.8 - 1.05 0.85 - 1.1 5,500
Oranye K 0.5 - 0.8 0.6 - 0.85 4,000
Merah M 0.08 - 0.5 0.1 - 0.6 3,000
~90% bintang di alam semesta berada di
jalur utama
~10%: raksasa – merah, super-raksasa,
katai-putih, proto-bintang, bintang
neutron, lubang-hitam.

52. Bintang paling banyak ditemukan di deret utama

53. Bagian 3: Bintang-Bintang di Luar
Deret Utama
• Ada bintang-bintang yang berada di bawah garis
deret utama, yang artinya luminositas rendah,
dibandingkan yang ditunjukkan temperaturnya,
artinya, ‘ukurannya kecil’, dengan demikian kita
menyebutnya sebagai ‘katai putih/white dwarf’.
• Ada bintang-bintang yang berada di atas garis deret
utama, yang artinya luminositas lebih besar daripada
yang seharusnya, artinya bintang tersebut lebih
besar, disebut sebagai bintang ‘raksasa’.

54. Bintang menghabiskan paling
banyak waktu hidupnya dalam Deret
Utama
Temperatur
sama, tetapi
berbeda
luminositas
→ Ukuran
berbeda
→ Giant
Temp sama, tapi
redup →Dwarfs/Katai

55. 10000 kali radius
Matahari
100 kali radius
Matahari
Seukuran Matahari
100 kali lebih kecil dari
Matahari
Rigel Betelgeuze
Sun
Polaris

56. Bagian 3: Klasifikasi Berdasar
Ukuran
• Semakin jauh dari deret utama, disebut
sebagai Super Giants/Super-Raksasa,
diklasifikasi sebagai I atau II (tergantung
ukuran).
• Yang dekat dengan deret utama, tetapi di
atasnya, disebut sebagai Raksasa/Giant,
diklasifikasi sebagai III (dan IV untuk sub-
giant/sub-raksasa).
• Bintang-bintang deret utama, diklasifikasi
sebagai V. Maka Matahari adalah: G2V.

57. Ia Bright Supergiants
Ib Supergiants
II Bright Giants
III Giants
IV Subgiants
V Main-Sequence
Stars
Ia
Ib
II
III
IV
V

58. Bagian 3: Pentingnya Diagram HR
dalam Astronomi
• Bintang-bintang dalam deret utama: bintang-
bintang yang mengkonversi Hidrogen menjadi
Helium.
• Kita bisa menentukan radius bintang berdasar
posisi dalam diagram HR.
• Dari diagram HR, kita bisa pelajari tentang
bagaimana bintang-bintang berevolusi.

59. Akhir Bagian 3

60. Bagian 4: Evolusi Matahari

61. Bagian 4: Evolusi Matahari Dalam
Diagram HR
• 'A' – Gas awan molekul berkumpul dalam pengaruh gravitasi, membentuk
materi pembentuk bintang, disebut sebagai proto-bintang.
• 'B' – Reaksi fusi dimulai dan bintang lahir, proses utama pada semua
bintang, ketika Hidrogen difusikan menjadi Helium.
• 'C' – Ketika bintang mulai kehabisan bahan bakar, dan ukurannya mulai
membesar, dan temperatur menurun.
• 'D' - Helium yang berada pada lapisan luar mulai runtuh ke dalam inti,
mengakibatkan inti semakin masif dan semakin terkompresi, yang berarti
harus mengatur ulang intinya.
• 'E' - Helium di inti habis, dan proses pembakaran elemen lain dimulai,
sementara bintang semakin membesar. Ketika gravitasi tidak bisa
mempertahankan ukurannya sendiri.
• 'F' – Lapisan luar tersebul keluar dari inti, meninggalkan inti tanpa
selubung (planetary nebula).
• 'G' –Inti berakhir menjadi “katai putih”.

62. Bagian 4: Proses Kelahiran Bintang

63. Bagian 4: Proses Kelahiran Bintang
• Bintang lahir dalam awan molekular. Dalam
awan nebulae yang suhunya dingin (- 300 C)
dan sangat rapat. Sangat dingin dan banyak
terdapat H2 (molekul Hidrogen).
• Awan yang dingin mulai berkumpul. Gravitasi
mengatasi panas pada daerah yang rapat.
• Daerah ini (inti), menjadi lebih rapat dan
mampat. Karena berkumpul inti gas mulai
mengalami pemanasan. Menjadi proto-
bintang!

64. Bagian 4: Proses Kelahiran Bintang
• Protostar mengumpul membentuk gumpalan awan yang
cerlang pada merah-infra, akibat kontraksi gravitasi
mengubah energi potensial menjadi energi termal.
• Luminositas menurun ketika tarikan gravitasi mengerutkan
ukuran proto-bintang, sementara proses pengangkutan
energi konveksi dominan dari dalam keluar.
• Temperatur permukaan naik sementara luminositas
menurun, ketika transpor energi berubah dari konveksi
menjadi difusi radiasi, saat energi inti masih berupa tarikan
gravitasi.
• Temperatur inti dan rasi fusi naik sampai saat energi fusi bisa
meradiasikan energi keluar. Saat ini, bintang masuk ke deret
utama.

66. Bagian 4: Tempat Kelahiran
Bintang

67. Bagian 4: Tempat Kelahiran
Bintang

68. Bagian 4: Tempat Kelahiran
Bintang

69. Interlude

70. Bagian 4: Syarat Menjadi Bintang
• Jika protostar ber-mass < 0.08 Massa Matahari,
energi gravitasi tidak cukup untuk mencapai
temperatur inti 10juta K  tidak terjadi reaksi fusi.
• Bintang masih bisa lahir! Kita sebut sebagai Brown
Dwarfs (Katai Coklat). Katai coklat sangat redup,
memancarkan merah-infra, dan intinya tersusun dari
Hydrogen
• Massa protostar menentukan: Berapa lama protostar
berlangsung & posisi bintang dalam deret utama.

72. Bagian 4: Bintang dalam Deret
Utama
• Bintang menghabiskan 95% dalam hidupnya
melakukan reaksi fusi mengubah hydrogen
menjadi helium di dalam DERET UTAMA
diagram H-R.
• Bintang yang meninggalkan deret utama
berarti telah kehabisan sumber energi utama
(Hidrogen), dan mempergunakan sumber
energi lain.
• Berapa lama? (ingat reaksi PP, luminositas &
kesetaraan massa-Energi!)

73. Bagian 4: Kisah Hidup Bintang
Deret Utama
• Kisah hidup bintang dapat digambarkan sebagai pertandingan
dari dua gaya: Gravitasi vs Tekanan
• Gravitasi selalu menarik kedalam, menginginkan seluruh
massa runtuh ke dalam.
• Tekanan menahan agar seluruh struktur bintang tidak runtuh.
• Hukum Gravitasi Newton menyatakan: jumlah gaya gravitasi
bergantung pada massa.
• Energi potensial gravitasi menjadi panas ketika massa runtuh.
• Tekanan yang menahan struktur bintang bergantung , pada
Matahari adalah tekanan gas (as in the Sun), pada bintang
yang lebih panas dari Matahari adalah tekanan radiasi.

74. Bagian 4: Kisah Hidup Bintang
Deret Utama
• Saat terjadi tarikan gravitasi, temperatur dan
kerapatan dalam Matahari meningkat. Tanpa gaya
yang melawan, maka Matahari runtuh.
• Peningkatan tekanan termal dari dalam mendorong
keluar dan melawan gaya gravitasi.
• Ketika kedua gaya tersebut sama kuat, maka ukuran
Matahari menjadi tetap.
• Dengan massa yang memadahi, tekanan di dalam
dan temperatur yang juga cukup, reaksi fusi di dalam
dapat terjadi.

75. Bagian 4: Meninggalkan Deret
Utama
• Ketika semua hidrogen dalam inti habis terubah menjadi
helium, tidak cukup energi untuk menahan bintang. Gravitasi
menang, inti mengkerut.
• Di wilayah yang melingkupi inti, hidrogen masih ada, tekanan
di daerah tersebut meningkat, dan hidrogen mulai terfusi
pada wilayah tersebut. (Pembakaran kulit/shell burning)
yang juga menghasilkan energi.
• Dua sumber energi: tarikan gravitasi dan pembakaran
hidrogen.  Menjadi sangat cerlang.
• Energi fusi menyebabkan mengembangnya bagian luar
bintang, dan saat bagian luar menjauh dari tempat proses fusi
terjadi, akibatnya bagian terluar menjadi lebih dingin.
• Bintang memasuki fase Raksasa Merah.

76. Bagian 4: Raksasa Merah

77. Bagian 4: Menuju Helium Flash
• Ketika inti raksasa-merah menjadi sangat
rapat dan panas, maka 3 inti Helium (dikenal
sebagai partikel-α)bisa saling bertumbukan
satu sama lain.
• Proses fusi Helium membentuk Carbon, dan
prosesnya disebut sebagai proses triple-α.
• Pelepasan energi di inti memanaskan inti, dan
menyebabkan lebih banyak reaksi fusi. Ketika
inti memfusi seluruh Helium, maka dalam
sekejab terjadi helium flash.

78. Bagian 4:
3 4
He → 12
C
then
12
C + 4
He → 16
O
Bobot 12
C lebih kecil
dari 4
He
(E = m c2
)

79. Bagian 4: Setelah Helium Flash
• Ketika helium flash terjadi, energi dilepaskan
di inti. Tekanan gas meningkat, inti
mengembang, tekanan kulit berkurang, dan
pembakaran kulit berhenti. Bintang menjadi
lebih redup, dan mengerut.
• Permukaan bintang lebih dekat ke reaksi fusi,
dan permukaannya tampak lebih panas.

80. Bagian 4: Kembali Ke Cabang
Raksasa
• Fusi Helium tidak sebanyak fusi Hidrogen,
sehingga init Helium lebih cepat habis.
• Akibatnya, pembakaran kembali terjadi di
kulit.
• Seperti sebelumnya, tidak ada pembangkitan
energi dari inti.
• Bintang kembali ke cabang raksasa, yang lebih
cerlang.

81. Bagian 4: Kembali Ke Cabang
Raksasa
• Bintang yang kembali ke cabang raksasa
memiliki:
• Inti Karbon-Oksigen yang kecil dengan tarikan
gravitasi lemah.
• Kulit tipis yang memfusi Helium menjadi
Karbon/Oksigen.
• Kulit tipis yang melingkupi Helium dan
memfusi Hidrogen menjadi Helium.
• Lapisan luar yang sangat besar.

82. Bagian 4: Bintang di Cabang
Raksasa ke-2

84. Bagian 4: Mendekati Fase Akhir
Bintang
• Gravitasi permukaan raksasa merah sangatlah
lemah, sehingga sangat besar kemungkinan
terjadi pelepasan massa.
• Temperatur atmosfer kurang dari 3000 K,
pada kondisi tersebut, Karbon dan Silikon bisa
saling mengikat (dan atom-atom yang lain),
membentuk bulir-bulir debu interstellar.

85. Bagian 4: Fase Kematian Bintang
• Akibat kehilangan massa, ketika mencapai batas
massa sebesar 1.4 Massa Matahari (Batas
Chandrasekhar), ketika tolakan elektrostatik karbon
(6 protons) and oksigen (8 protons) sangat kuat
sehingga tidak memungkinkan untuk terjadinya fusi
karbon dan oksigen.
• Proses kehilangan massa terus terjadi sampai semua
reaksi fusi Helium habis menjadi karbon & oksigen.
• Akhirnya yang tersisa hanyalah inti karbon/oksigen
panas dengan lapisan yang sangat-sangat tipis.

86. Bagian 4: Planetary Nebula
• Lapisan luar yang tipis tidak sanggup
mengabsorpsi foton dari inti yang sangat
panas.
• Foton yang langsung bergerak keluar,
mengionisasi massa yang tertiup keluar.
• Inilah yang teramati sebagai planetary nebula.

89. Bagian 4: Katai Putih
• Karena tidak ada lagi pembangkitan energi,
inti mulai mendingin, tekanan gas makin
berkurang, gravitasi makin berperanan.
• Kuatnya tarikan gravitasi menyebabkan atom
tertekan sampai pada keadaan ter-
degenerasi.
• Bintang yang berada pada keadaan ini akan
terus mendingin, selama-lamanya, dan inilah
yang dikenal sebagai bintang katai putih.

90. Bagian 4: Keadaan Tekanan Atom

91. Bagian 4: Keadaan Terdegenerasi

92. Bagian 4: Akhir Matahari
• Keadaan terdegenerasi hanya terjadi bila
syarat massa mencapai kurang dari 1.4 Massa
Matahari (batas Chandrasekar).

93. Bagian 4: Jejak Evolusi Matahari

94. Epilogue