Bintang

Definisi

Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. Terdapat bintang semu dan bintang nyata. Bintang semu adalah bintang yang tidak menghasilkan cahaya sendiri, tetapi memantulkan cahaya yang diterima dari bintang lain. Bintang nyata adalah bintang yang menghasilkan cahaya sendiri. Secara umum sebutan bintang adalah objek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri (bintang nyata).

Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah:

“

Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir.

”

Oleh sebab itu bintang katai putih dan bintang neutron yang sudah tidak memancarkan cahaya atau energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh Proxima Centauri dalam rasi bintangCentaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya.

Sejarah Pengamatan

Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang digunakan dalam praktik-praktik keagamaan, dalamnavigasi, dan bercocok tanam.Kalender Gregorian, yang digunakan hampir di semua bagian dunia, adalahkalender matahari, mendasarkan diri pada posisiBumirelatif terhadap bintang terdekat, Matahari.

Astronom-astronomawal sepertiTycho Braheberhasil mengenali ‘bintang-bintang baru’ di langit (kemudian dinamakannovae) menunjukkan bahwa langit tidaklah kekal. Pada 1584Giordano Brunomengusulkan bahwa bintang-bintang sebenarnya adalah matahari-matahari lain, dan mungkin saja memiliki planet-planet seperti Bumi di dalam orbitnya,[1]ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsufYunani kunosepertiDemocritusdanEpicurus.[2]Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah matahari yang jauh mencapai konsensus di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada tata surya,Isaac Newtonmengusulkan bahwa bintang-bintang terdistribusi secara merata di seluruh langit, sebuah ide yang berasal dari teologRichard Bentley.[3]

Astronom ItaliaGeminiano Montanarimerekam adanya perubahanluminositaspada bintangAlgolpada 1667.Edmond Halleymenerbitkan pengukuran pertamagerak diridari sepasang bintang “tetap” dekat, memperlihatkan bahwa mereka berubah posisi dari sejak pengukuran yang dilakukanPtolemaeusdanHipparchus. Pengukuran langsung jarak bintang61 Cygnidilakukan pada 1838 olehFriedrich Besselmenggunakan teknikparalaks.

William Herscheladalah astronom pertama yang mencoba menentukan distribusi bintang di langit. Selama 1780an ia melakukan pencacahan di sekitar 600 daerah langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni pusatgalaksiBima Sakti. PutranyaJohn Herschelmengulangi pekerjaan yang sama di hemisfer langit sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama.[4]Selain itu William Herschel juga menemukan bahwa beberapa pasangan bintang bukanlah bintang-bintang yang secara kebetulan berada dalam satu arah garis pandang, melainkan mereka memang secara fisik berpasangan membentuk sistembintang ganda.

Radiasi

Tenagayang dihasilkan bintang, sebagai hasil samping dari reaksifusi nuklear, dipancarkan keluar angkasasebagairadiasi elektromagnetikdanradiasi partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang dimanifestasikan sebagaiangin bintang(yang berwujud sebagai pancaran tetap partikel-partikel bermuatanlistriksepertiprotonbebas,partikel alphadanpartikel betayang berasal dari bagian terluar bintang) dan pancaran tetapneutrinoyang berasal dari inti bintang.

Hampir semuainformasiyang kita miliki mengenai bintang yang lebih jauh dariMatahariditurunkan dari pengamatan radiasi elektromagnetiknya, yang terentang daripanjang gelombangradiohinggasinar gamma. Namun tidak semua rentang panjang gelombang tersebut dapat diterima olehteleskoplandasBumi. Hanyagelombangradio dan gelombangcahayayang dapat diteruskan olehatmosferBumi dan menciptakan ‘jendela radio’ dan ‘jendela optik’. Teleskop-teleskop luar angkasa telah diluncurkan untuk mengamati bintang-bintang pada panjang gelombang lain.

Banyaknya radiasi elektromagnetik yang dipancarkan oleh bintang dipengaruhi terutama oleh luas permukaan,suhudan komposisikimiadari bagian luar (fotosfer) bintang tersebut. Pada akhirnya kita dapat menduga kondisi di bagian dalam bintang, karena apa yang terjadi di permukaan pastilah sangat dipengaruhi oleh bagian yang lebih dalam.

Dengan menelaahspektrum bintang, astronom dapat menentukan temperatur permukaan,gravitasi permukaan,metalisitas, dankecepatanrotasidari sebuah bintang. Jika jarak bisa ditentukan, misal dengan metodeparalaks, maka luminositas bintang dapat diturunkan. Massa,radius, gravitasi permukaan, dan periode rotasi kemudian dapat diperkirakan dari pemodelan. Massa bintang dapat juga diukur secara langsung untuk bintang-bintang yang berada dalam sistembintang gandaatau melalui metodemikrolensing. Pada akhirnya astronom dapat memperkirakan umur sebuah bintang dari parameter-parameter di atas.

Klasifikasi

Berdasarkanspektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutansuhu,warnadan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan olehObservatoriumUniversitas HarvarddanAnnie Jump Cannonpada tahun1920andan dikenal sebagai sistem klasifikasiHarvard. Untuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "OhBeAFineGirlKissMe". Dengan kualitasspektrogramyang lebih baik memungkinkan penggolongan ke dalam 10 sub-kelas yang diindikasikan oleh sebuah bilangan (0 hingga 9) yang mengikuti huruf. Sudah menjadi kebiasaan untuk menyebut bintang-bintang di awal urutan sebagai bintang tipe awal dan yang di akhir urutan sebagai bintang tipe akhir. Jadi, bintang A0 bertipe lebih awal daripada F5, dan K0 lebih awal daripada K5.

Kelas	Warna	Suhu Permukaan °C	Contoh
O	Biru	> 25,000	Spica
B	Putih-Biru	11.000 - 25.000	Rigel
A	Putih	7.500 - 11.000	Sirius
F	Putih-Kuning	6.000 - 7.500	Procyon A
G	Kuning	5.000 - 6.000	Matahari
K	Jingga	3.500 - 5.000	Arcturus
M	Merah	<3,500	Betelgeuse

Pada tahun1943,William Wilson Morgan,Phillip C. Keenan, danEdith KellmandariObservatoriumYerkesmenambahkan sistem pengklasifikasian berdasarkan kuat cahaya atauluminositas, yang seringkali merujuk pada ukurannya. Pengklasifikasian tersebut dikenal sebagai sistem klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut:

• 0 Maha maha raksasa
• I Maharaksasa
• II Raksasa-raksasa terang
• III Raksasa
• IV Sub-raksasa
• Vderet utama(katai)
• VI sub-katai
• VII katai putih

Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem pengklasifikasian di atas.Mataharikita misalnya, adalah sebuah bintang dengan kelasG2V, berwarna kuning, bersuhu dan berukuran sedang.

Diagram Hertzsprung-Russelladalah diagram hubungan antaraluminositasdan kelas spektrum (suhu permukaan) bintang. Diagram ini adalah diagram paling penting bagi para astronom dalam usaha mempelajari evolusi bintang.

Penampakan dan Distribusi

Karena jaraknya yang sangat jauh, semua bintang (kecualiMatahari) hanya tampak sebagai titik saja yang berkelap-kelip karena efek turbulensi atmosfer Bumi.Diameter sudutbintang bernilai sangat kecil ketika diamati menggunakanteleskopoptik landas Bumi, hingga diperlukan teleskopinterferometeruntuk dapat memperoleh citranya. Bintang dengan ukuran diameter sudut terbesar setelah Matahari adalahR Doradus, dengan 0,057detik busur.

Sebuahkatai putihyang sedang mengorbitSirius(konsep artis).citra NASA.

Telah lama dikira bahwa kebanyakan bintang berada pada sistembintang gandaatau sistem multi bintang. Kenyataan ini hanya benar untuk bintang-bintang masif kelas O dan B, dimana 80% populasinya dipercaya berada dalam suatu sistem bintang ganda atau pun multi bintang. Semakin redup bintang, semakin besar kemungkinannya dijumpai sebagai sistem tunggal. Dijumpai hanya 25%populasikatai merahyang berada dalam sebuah sistem bintang ganda atau sistem multi bintang. Karena 85% populasi bintang digalaksiBimasaktiadalahkatai merah, maka tampaknya kebanyakan bintang di dalamBimasaktiberada pada sistem bintang tunggal.

Sistem yang lebih besar yang disebutgugus bintangjuga dijumpai. Bintang-bintang tidak tersebar secara merata mengisi seluruh ruangalam semesta, tetapi terkelompokkan ke dalamgalaksi-galaksi bersama-sama dengan gas antarbintang dan debu. Sebuah galasi tipikal mengandung ratusanmiliarbintang, dan terdapat lebih dari 100miliargalaksi di seluruhalam semesta teramati.[7]

Astronommemperkirakan terdapat 70sekstiliun(7×1022) bintang di seluruh alam semesta yang teramati[8]. Ini berarti 70 000 000 000 000 000 000 000 bintang, atau 230miliarkali banyaknya bintang di galaksi Bimasakti yang berjumlah sekitar 300 miliar.

Bintang terdekat dengan Matahari adalahProxima Centauri, berjarak 39.9 triliun (1012) kilometer, atau 4.2tahun cahaya. Cahaya dari Proxima Centauri memakan waktu 4.2 tahun untuk mencapai Bumi. Jarak ini adalah jarak antar bintang tipikal di dalam sebuah piringan galaksi. Bintang-bintang dapat berada pada jarak yang lebih dekat satu sama lain di daerah sekitar pusat galasi dan di dalamgugus bola, atau pada jarak yang lebih jauh di halo galaksi.

Karena kerapatan yang rendah di dalam sebuah galaksi, tumbukan antar bintang jarang terjadi. Namun di daerah yang sangat padat seperti di inti sebuahgugus bintangatau lingkungan sekitar pusat galaksi, tumbukan dapat sering terjadi[9]. Tumbukan seperti ini dapat menghasilkan pengembara-pengembara biruyaitu sebuah bintang abnormal hasil penggabungan yang memiliki temperatur permukaan yang lebih tinggi dibandingkan bintangderet utamalainnya di sebuahgugus bintangdenganluminositasyang sama. Istilah pengembara merujuk pada jejak evolusi yang berbeda dengan bintang normal lainnya padadiagram Hertzsprung-Russel.

Evolusi

Struktur, evolusi, dan nasib akhir sebuah bintang sangat dipengaruhi oleh massanya. Selain itu, komposisi kimia juga ikut mengambil peran dalam skala yang lebih kecil.

Terbentuknya bintang

Bintang terbentuk di dalamawan molekul; yaitu sebuah daerahmedium antarbintangyang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuahvacuum chamberyang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri darihidrogendengan sekitar 23–28%heliumdan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwanukleosintesis Big Bangpada saat awalalam semesta.

Gravitasimengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali matahari. Ketidakstabilan ini seringkali dipicu oleh gelombang kejut darisupernovaatau tumbukan antara duagalaksi. Sekali sebuah wilayah mencapaikerapatanmateri yang cukup memenuhi syarat terjadinyainstabilitas Jeans, awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.

Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan dimana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.

Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagaiglobula Bok. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapaikesetimbangan hidrostatik, sebuahprotobintangakan terbentuk di intinya.Bintang pra deret utamaini seringkali dikelilingi olehpiringan protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai bintangderet utama.

Deret Utama

Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk membakar hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada dalam deret utamadan disebut sebagai bintang katai.

Akhir sebuah bintang

Ketika kandungan hidrogendi teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyakhidrogenmengembang dan bertukar warna merah dan disebutbintang raksaksa merahyang dapat mencapai 100 kali ukuran matahari sebelum membentuk bintang kerdil putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang tersebut akan membentuk superraksaksa merah.Superraksaksa merahini kemudiannya membentuk Nova atau Supernovadan kemudiannya membentukbintang neutronatauLubang hitam.