Evolusi Bintang Supernova Dan Pengertiannya
Sepintas supernova merupakan tahap final dari kehidupan sebuah bintang. Namun, kita dihentikan lupa bahwa bintang-bintang dan planet pengiringnya juga dilahirkan dari keruntuhan gravitasional awan gas dan debu antar bintang. Dengan demikian, supernova selain merupakan final dari riwayat sebuah bintang, di sisi lain juga merupakan pemicu tahapan evolusi bintang yang melahirkan bintang-bintang baru.
Banyak dari elemen-elemen berat yang dihasilkan selama hidup sebuah bintang atau sesudah meledak menjadi sebuah supernova tersebar di ruang antar bintang. Sebagian dari "debu bintang" ini bergabung dengan gas yang runtuh dan membentuk bintang lain di suatu tempat. Miliaran tahun kemudian, generasi bintang-bintang berikutnya pun terlahir.
Masing-masing bintang sanggup dikelilingi oleh bulat gas dan debu yang sanggup menyatu dan membentuk planet berisi elemen-elemen berat menyerupai kalsium, karbon, dan besi. Adalah kenyataan yang menakjubkan bahwa kita semua tersusun dari elemen-elemen itu. Nitrogen dalam DNA kita, kalsium dalam tulang dan gigi kita, dan besi dalam darah kita, semua atom yang membentuk badan kita, terbentuk milyaran tahun yang kemudian di perapian yang berasal dari keruntuhan sebuah bintang. Kita semua terbuat dari materi bintang.
Supernova
Proses terbentuknya supernova biasanya berawal dari pembangkitan sentra besi yang masif oleh fusi silikon. Dibawah tekanan yang sangat tinggi, elektron bebas didalam interior bintang dipaksa untuk menyatu dengan proton inti besi, dimana muatan listrik yang sama dan berlawanan saling meniadakan. Bagian dalam inti bintang akan berubah menjadi suatu nukleus atom raksasa tunggal, mengisi volume yang jauh lebih kecil daripada elektron dari inti besi sebelumnya. Pusat itu meledak ke dalam dengan kuatnya, belahan eksterior menyatu kembali dan suatu ledakan supernova dihasilkan. Supernova sanggup lebih cemerlang daripada keseluruhan cahaya yang dihasilkan oleh semua bintang lain dalam galaksi dimana supernova terbentuk.
Terbentuknya supernova temasuk fenomena yang jarang terjadi. Pada umumnya, terjadinya supernova dalam sebuah galaksi ialah berkisar sekali dalam satu abad. Sepanjang hidup sebuah galaksi -- sekitar 10 milyar tahun -- 100 juta bintang akan meledak. Ini jumlah yang sangat banyak, tetapi itu gres berarti hanya satu diantara 1000 bintang yang akan berakhir sebagai sebuah supernova.
Salah satu supernova yang populer dicatat oleh para astronom China pada 4 Juli 1054. Dalam catatan itu disebutkan bahwa sebuah bintang gres -- mereka menyebutnya "bintang tamu" -- yang sebelumnya tidak pernah terlihat mendadak muncul di rasi Taurus dan bersinar dengan sangat terang. Konon sinarnya begitu terperinci sehingga sanggup terlihat di siang hari, sementara di malam hari orang sanggup membaca hanya dengan mengandalkan sinarnya. Objek ini terlihat hingga tiga bulan sebelum jadinya lenyap begitu saja. Sisa-sisa kejadian itu masih sanggup kita lihat ketika ini melalui teleskop sebagai sebuah nebula yang dikenal sebagai Nebula Kepiting (Crab Nebula).
Astronom lain dari beberapa kebudayaan, termasuk diantaranya astronom Arab, juga mencatat kejadian ini. Satu hal yang menarik bahwa kejadian ini tidak tercatat pada semua kronik Eropa barat masa itu. Hal ini mungkin sanggup dipahami mengingat akidah gereja masa itu menyatakan bahwa langit bersifat kekal dan tidak pernah berubah. Karenanya, bagi astronom Eropa masa itu melaporkan hal-hal yang bertentangan dengan pandangan gereja mengandung resiko dikenakan tuduhan bidah yang diancam dengan eksekusi berat.
Baru pada 1572, Tycho Brahe, seorang astronom Eropa melaporkan adanya sebuah supernova lain. Ia menyebutnya nova stella, yang artinya "bintang baru". Supernova lainnya tercatat pada 1604 oleh Johannes Kepler. Sayangnya, tidak ada supernova yang teramati di galaksi kita semenjak inovasi teleskop, dan selama berabad-abad para astronom dibentuk ingin tau oleh pencarian terhadap objek ini.
Akhir Hidup Bintang
Proses fusi dalam bintang-bintang ini terus mengubah hidrogen menjadi helium. Ketika persediaan hidrogen habis, maka helium mulai terbakar untuk membentuk elemen yang lebih berat. Reaksi penyatuan ini akan terus berlangsung untuk memberi tenaga kepada bintang hingga seluruh pada dasarnya berubah menjadi besi. Besi tidak sanggup melewati proses fusi untuk membentuk elemen yang lebih berat sehingga materi bakar nuklir di bintang itu pun habislah.
Kecepatan bintang mengkremasi persediaan nuklir tergantung pada massanya. Sebagai bintang bermassa sedang, Matahari kita masih belum hingga separuh jalan dalam fase pertama evolusi bintang. Matahari telah mengkremasi hidrogen selama 5 milyar tahun dan masih akan berpijar mantap hingga 5 milyar tahun berikutnya. Sebaliknya, bintang-bintang bermassa besar (sekitar 10 kali massa matahari) akan mengkremasi persediaan hidrogennya dengan kecepatan hingga 1000 kali kecepatan proses serupa pada bintang sekelas Matahari. Bintang semacam ini akan menghabiskan materi bakarnya dalam tempo kurang dari 100 juta tahun.
Nasib yang disediakan bagi masing-masing tipe bintang ini di final hidupnya juga berbeda. Bintang sekelas Matahari akan mengakhiri hidupnya dalam sebuah proses evolusi yang lambat. Ketika persediaan hidrogennya mulai berkurang, teras bintang akan menyusut. Penyusutan itu akan menghasilkan lebih banyak energi yang menimbulkan terhentinya penyusutan, dan bintang bersangkutan akan mulai mengembang. Bintang itu akan terus membengkak hingga menjadi sebuah bintang raksasa merah (red giant).
Helium yang terbentuk dalam proses fusi bintang itu semasa hidupnya akan membeku dan membuatnya lebih mengembang. Menjelang habisnya helium, bintang tersebut akan menjadi labil. Ia akan melepas lapisan luarnya dan sisanya akan runtuh kedalam. Bintang itu akan mulai berkontraksi dan berkembang menjadi menjadi bintang kerdil putih (white dwarfs), yang berukuran kira-kira sebesar Bumi namun dengan kerapatan yang sangat tinggi. Bintang tersebut akan mengalami tahapan ini hingga suatu ketika produksi energi benar-benar terhenti dan bintang itu akan menemui ajalnya sebagai sebuah bintang mati yang hambar dan gelap.
Bintang-bintang bermassa besar akan mengakhiri hidupnya secepat ia mengkremasi persediaan hidrogennya.Dalam tempo beberapa detik sesudah materi bakar nuklirnya habis, sebuah reaksi nuklir yang lebih eksotik segera berlangsung untuk mengantarkannya sebagai sebuah supernova.
Katai Putih Terpanas
Setiap bintang akan mengakhiri masa hidupnya entah sebagai supernova, lubang hitam atau pun katai putih. Matahari ialah salah satu bintang yang kelak akan mengakhiri hidupnya sebagai bintang katai putih, sebuah bintang kompak yang dingin. Tapi apakah bintang katai putih akan jadi bintang yang hambar saja? Ternyata tidak juga.
Belum lama, tim astronom dari Jerman dan Amerika berhasil menemukan sebuah bintang katai putih yang sangat panas dengan temperatur permukaan 200000K. Penemuan ini dihasilkan dari pengamatan ultraviolet jauh pada bintang katai putih KPD 0005+5106 memakai perangkat landas angkasa Far-Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) milik NASA.
Bintang katai putih N KPD 0005+5106 yang diamati ini tercatat sebagai salah satu bintang terpanas di antara bintang-bintang terpanas. Saking panasnya, belahan fotosfernya menampakan garis emisi (garis pancaran) pada spektrum ultraviolet, fenomena yang belum pernah terjadi sebelumnya. Tanda keberadaan garis emisi ini berasal dari kalsium yang terionisasi secara ekstrim, yang sekaligus merupakan tahap ionisasi paling tinggi dalam elemen kimia yang pernah ditemukan pada spektrum fotosfer bintang.
Bintang bermassa menengah (1- 8 massa Matahari) akan mengakhiri hidup mereka sebagai objek kompak berukuran Bumi sesudah kehabisan energi nuklirnya. Bintang inilah yang kita kenal sebagai bintang katai putih. Selama masa transisi dari bintang yang melaksanakan pembakaran nuklir ke katai putih, bintang akan menjadi sangat panas. Diperkirakan temperaturnya secara umum akan berkisar pada 100000 K. Teori evolusi bintang memprediksikan kemungkinan bintang pada masa transisi ini akan jadi lebih panas lagi. Sayangnya kemungkinan untuk sanggup mengamati bintang ini akan sangat sulit, terutama sebab periode hidup bintang pasa fase ini akan sangat singkat.
KPD 0005+5106 ditemukan pada tahun 1985 sebagai bintang biru yang lemah namun berhasil menarik banyak perhatian sebab spektrum optik yang diambil dengan teleskop landas bumi menandakan indikasi sebagai katai putih yang sangat panas. Bintang KPD 0005+5106 tergolong dalam kelas bintang katai putih langka yang atmosfernya didominasi oleh helium. Analisa detil spektrum bintang yang dikombinasi dengan pengamatan ultraviolet yang dilakukan Hubble Space Telescope (HST) berhasil memberi petunjuk bila temperaturnya mencapai 120000 K. Dengan demikian KPD 0005+5106 menjadi bintang terpanas di kelasnya, bersaing dengan bintang katai putih panas yang ditemukan beberapa tahun kemudian dalam Sloan Digital Sky Survey.
Observatorium FUSE melaksanakan pengamatan spektroskopik pada rentang panjang gelombang ultraviolet jauh yang tidak sanggup dilakukan oleh HST. Sepanjang masa bekerjanya (1999-2007), FUSE mengamati KPD 0005+5106 yang juga merupakan sasaran kalibrasi untuk mengetahui performa teleskop. Hasilnya, satu set data dengan kualitas yang luar biasa berhasil disusun dari hasil pengamatan FUSE oleh tim astronom K. Werner, T. Rauch, dan J.W. Kruk.
Inspeksi lanjutan dari tim ini menandakan keberadaan 2 garis emisi dari kalsium dan detil model atmosfer bintang berhasil menandakan asal fotosfernya. Hasil analisis menandakan bintang ini mempunyai temperatur 200000 K, yang memungkinkan keberadaan garis emisi tersebut.
Meskipun secara teori diprediksi keberadaan katai putih panas menyerupai itu memang ada, namun bintang justru memberi tantangan lain pada konsep volusi bintang yang kita ketahui menurut komposisinya. Pengukuran kelimpahan kalsium (1-10 kali Matahari) yang dikominasikan dengan atmosfrnya yang kaya helium menandakan komposisi kimia permukaan yang tidak diprediksi oleh model evolusi yang ada.
Banyak dari elemen-elemen berat yang dihasilkan selama hidup sebuah bintang atau sesudah meledak menjadi sebuah supernova tersebar di ruang antar bintang. Sebagian dari "debu bintang" ini bergabung dengan gas yang runtuh dan membentuk bintang lain di suatu tempat. Miliaran tahun kemudian, generasi bintang-bintang berikutnya pun terlahir.
Masing-masing bintang sanggup dikelilingi oleh bulat gas dan debu yang sanggup menyatu dan membentuk planet berisi elemen-elemen berat menyerupai kalsium, karbon, dan besi. Adalah kenyataan yang menakjubkan bahwa kita semua tersusun dari elemen-elemen itu. Nitrogen dalam DNA kita, kalsium dalam tulang dan gigi kita, dan besi dalam darah kita, semua atom yang membentuk badan kita, terbentuk milyaran tahun yang kemudian di perapian yang berasal dari keruntuhan sebuah bintang. Kita semua terbuat dari materi bintang.
Supernova
Proses terbentuknya supernova biasanya berawal dari pembangkitan sentra besi yang masif oleh fusi silikon. Dibawah tekanan yang sangat tinggi, elektron bebas didalam interior bintang dipaksa untuk menyatu dengan proton inti besi, dimana muatan listrik yang sama dan berlawanan saling meniadakan. Bagian dalam inti bintang akan berubah menjadi suatu nukleus atom raksasa tunggal, mengisi volume yang jauh lebih kecil daripada elektron dari inti besi sebelumnya. Pusat itu meledak ke dalam dengan kuatnya, belahan eksterior menyatu kembali dan suatu ledakan supernova dihasilkan. Supernova sanggup lebih cemerlang daripada keseluruhan cahaya yang dihasilkan oleh semua bintang lain dalam galaksi dimana supernova terbentuk.
Terbentuknya supernova temasuk fenomena yang jarang terjadi. Pada umumnya, terjadinya supernova dalam sebuah galaksi ialah berkisar sekali dalam satu abad. Sepanjang hidup sebuah galaksi -- sekitar 10 milyar tahun -- 100 juta bintang akan meledak. Ini jumlah yang sangat banyak, tetapi itu gres berarti hanya satu diantara 1000 bintang yang akan berakhir sebagai sebuah supernova.
Salah satu supernova yang populer dicatat oleh para astronom China pada 4 Juli 1054. Dalam catatan itu disebutkan bahwa sebuah bintang gres -- mereka menyebutnya "bintang tamu" -- yang sebelumnya tidak pernah terlihat mendadak muncul di rasi Taurus dan bersinar dengan sangat terang. Konon sinarnya begitu terperinci sehingga sanggup terlihat di siang hari, sementara di malam hari orang sanggup membaca hanya dengan mengandalkan sinarnya. Objek ini terlihat hingga tiga bulan sebelum jadinya lenyap begitu saja. Sisa-sisa kejadian itu masih sanggup kita lihat ketika ini melalui teleskop sebagai sebuah nebula yang dikenal sebagai Nebula Kepiting (Crab Nebula).
Astronom lain dari beberapa kebudayaan, termasuk diantaranya astronom Arab, juga mencatat kejadian ini. Satu hal yang menarik bahwa kejadian ini tidak tercatat pada semua kronik Eropa barat masa itu. Hal ini mungkin sanggup dipahami mengingat akidah gereja masa itu menyatakan bahwa langit bersifat kekal dan tidak pernah berubah. Karenanya, bagi astronom Eropa masa itu melaporkan hal-hal yang bertentangan dengan pandangan gereja mengandung resiko dikenakan tuduhan bidah yang diancam dengan eksekusi berat.
Baru pada 1572, Tycho Brahe, seorang astronom Eropa melaporkan adanya sebuah supernova lain. Ia menyebutnya nova stella, yang artinya "bintang baru". Supernova lainnya tercatat pada 1604 oleh Johannes Kepler. Sayangnya, tidak ada supernova yang teramati di galaksi kita semenjak inovasi teleskop, dan selama berabad-abad para astronom dibentuk ingin tau oleh pencarian terhadap objek ini.
Akhir Hidup Bintang
Proses fusi dalam bintang-bintang ini terus mengubah hidrogen menjadi helium. Ketika persediaan hidrogen habis, maka helium mulai terbakar untuk membentuk elemen yang lebih berat. Reaksi penyatuan ini akan terus berlangsung untuk memberi tenaga kepada bintang hingga seluruh pada dasarnya berubah menjadi besi. Besi tidak sanggup melewati proses fusi untuk membentuk elemen yang lebih berat sehingga materi bakar nuklir di bintang itu pun habislah.
Kecepatan bintang mengkremasi persediaan nuklir tergantung pada massanya. Sebagai bintang bermassa sedang, Matahari kita masih belum hingga separuh jalan dalam fase pertama evolusi bintang. Matahari telah mengkremasi hidrogen selama 5 milyar tahun dan masih akan berpijar mantap hingga 5 milyar tahun berikutnya. Sebaliknya, bintang-bintang bermassa besar (sekitar 10 kali massa matahari) akan mengkremasi persediaan hidrogennya dengan kecepatan hingga 1000 kali kecepatan proses serupa pada bintang sekelas Matahari. Bintang semacam ini akan menghabiskan materi bakarnya dalam tempo kurang dari 100 juta tahun.
Nasib yang disediakan bagi masing-masing tipe bintang ini di final hidupnya juga berbeda. Bintang sekelas Matahari akan mengakhiri hidupnya dalam sebuah proses evolusi yang lambat. Ketika persediaan hidrogennya mulai berkurang, teras bintang akan menyusut. Penyusutan itu akan menghasilkan lebih banyak energi yang menimbulkan terhentinya penyusutan, dan bintang bersangkutan akan mulai mengembang. Bintang itu akan terus membengkak hingga menjadi sebuah bintang raksasa merah (red giant).
Helium yang terbentuk dalam proses fusi bintang itu semasa hidupnya akan membeku dan membuatnya lebih mengembang. Menjelang habisnya helium, bintang tersebut akan menjadi labil. Ia akan melepas lapisan luarnya dan sisanya akan runtuh kedalam. Bintang itu akan mulai berkontraksi dan berkembang menjadi menjadi bintang kerdil putih (white dwarfs), yang berukuran kira-kira sebesar Bumi namun dengan kerapatan yang sangat tinggi. Bintang tersebut akan mengalami tahapan ini hingga suatu ketika produksi energi benar-benar terhenti dan bintang itu akan menemui ajalnya sebagai sebuah bintang mati yang hambar dan gelap.
Bintang-bintang bermassa besar akan mengakhiri hidupnya secepat ia mengkremasi persediaan hidrogennya.Dalam tempo beberapa detik sesudah materi bakar nuklirnya habis, sebuah reaksi nuklir yang lebih eksotik segera berlangsung untuk mengantarkannya sebagai sebuah supernova.
Katai Putih Terpanas
Setiap bintang akan mengakhiri masa hidupnya entah sebagai supernova, lubang hitam atau pun katai putih. Matahari ialah salah satu bintang yang kelak akan mengakhiri hidupnya sebagai bintang katai putih, sebuah bintang kompak yang dingin. Tapi apakah bintang katai putih akan jadi bintang yang hambar saja? Ternyata tidak juga.
Belum lama, tim astronom dari Jerman dan Amerika berhasil menemukan sebuah bintang katai putih yang sangat panas dengan temperatur permukaan 200000K. Penemuan ini dihasilkan dari pengamatan ultraviolet jauh pada bintang katai putih KPD 0005+5106 memakai perangkat landas angkasa Far-Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) milik NASA.
Bintang katai putih N KPD 0005+5106 yang diamati ini tercatat sebagai salah satu bintang terpanas di antara bintang-bintang terpanas. Saking panasnya, belahan fotosfernya menampakan garis emisi (garis pancaran) pada spektrum ultraviolet, fenomena yang belum pernah terjadi sebelumnya. Tanda keberadaan garis emisi ini berasal dari kalsium yang terionisasi secara ekstrim, yang sekaligus merupakan tahap ionisasi paling tinggi dalam elemen kimia yang pernah ditemukan pada spektrum fotosfer bintang.
Bintang bermassa menengah (1- 8 massa Matahari) akan mengakhiri hidup mereka sebagai objek kompak berukuran Bumi sesudah kehabisan energi nuklirnya. Bintang inilah yang kita kenal sebagai bintang katai putih. Selama masa transisi dari bintang yang melaksanakan pembakaran nuklir ke katai putih, bintang akan menjadi sangat panas. Diperkirakan temperaturnya secara umum akan berkisar pada 100000 K. Teori evolusi bintang memprediksikan kemungkinan bintang pada masa transisi ini akan jadi lebih panas lagi. Sayangnya kemungkinan untuk sanggup mengamati bintang ini akan sangat sulit, terutama sebab periode hidup bintang pasa fase ini akan sangat singkat.
KPD 0005+5106 ditemukan pada tahun 1985 sebagai bintang biru yang lemah namun berhasil menarik banyak perhatian sebab spektrum optik yang diambil dengan teleskop landas bumi menandakan indikasi sebagai katai putih yang sangat panas. Bintang KPD 0005+5106 tergolong dalam kelas bintang katai putih langka yang atmosfernya didominasi oleh helium. Analisa detil spektrum bintang yang dikombinasi dengan pengamatan ultraviolet yang dilakukan Hubble Space Telescope (HST) berhasil memberi petunjuk bila temperaturnya mencapai 120000 K. Dengan demikian KPD 0005+5106 menjadi bintang terpanas di kelasnya, bersaing dengan bintang katai putih panas yang ditemukan beberapa tahun kemudian dalam Sloan Digital Sky Survey.
Observatorium FUSE melaksanakan pengamatan spektroskopik pada rentang panjang gelombang ultraviolet jauh yang tidak sanggup dilakukan oleh HST. Sepanjang masa bekerjanya (1999-2007), FUSE mengamati KPD 0005+5106 yang juga merupakan sasaran kalibrasi untuk mengetahui performa teleskop. Hasilnya, satu set data dengan kualitas yang luar biasa berhasil disusun dari hasil pengamatan FUSE oleh tim astronom K. Werner, T. Rauch, dan J.W. Kruk.
Inspeksi lanjutan dari tim ini menandakan keberadaan 2 garis emisi dari kalsium dan detil model atmosfer bintang berhasil menandakan asal fotosfernya. Hasil analisis menandakan bintang ini mempunyai temperatur 200000 K, yang memungkinkan keberadaan garis emisi tersebut.
Meskipun secara teori diprediksi keberadaan katai putih panas menyerupai itu memang ada, namun bintang justru memberi tantangan lain pada konsep volusi bintang yang kita ketahui menurut komposisinya. Pengukuran kelimpahan kalsium (1-10 kali Matahari) yang dikominasikan dengan atmosfrnya yang kaya helium menandakan komposisi kimia permukaan yang tidak diprediksi oleh model evolusi yang ada.