Asal Usul Bintang

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 bintang Centaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya

Asal usul bintang

Setiap tahun, bintang-bintang terbentuk di dalam nebula yang sekaligus merupakan bahan bakarnya. Melalui reaksi nuklir yang luar biasa, bintang mengonsumsi miliaran ton bahan bakar setiap detik. Cadangan hidrogen Matahari sangat besar sekitar 2.000 miliar miliar ton sehingga reaksi nuklir yang telah terjadi sejak 5 miliar tahun yang lalu tetap berlanjut selama itu juga.

Bintang terlahir di dalam awan hidrogen dan debu yang sangat besar yang disebut nebula. Ledakan sebuah atau beberapa bintang di sekitarnya  mempengaruhi nebula dan gravitasi mulai memegang peranan. Awan lambat laun berkontraksi di bawah pengaruh gravitasi, dan materi akan menggumpal secara alami. Awan mulai berotasi dan temperaturnya meningkat. Embrio bintang (protostar ) terbentuk. Dalam waktu yang singakat, reaksi

nuklir pun terjadi. Protostar kemudian menjadi sebuah bintang yang akan bersinar sampai seluruh cadangan hidrogen yang dimilikinya berubah menjadi helium.

Di inti bintang terjadi reaksi nuklir, tekanan di dalam bintang dapat menghasilkan temperatur hingga 15 miliar derajat, seperti Matahari. Dengan kondisi ini, inti hidrogen (proton) akan bergabung untuk membentuk inti hidrogen berat. Inti berat tersebut akan bergabung dengan proton lainnya., untuk membentuk inti helium ringan.  Akhirnya dua inti helium ringan akan bergabung untuk membentuk helium biasa yang terdiri dari dua proton dan dua netron. Pada setiap tahap, energi dipancarkan dalam bentuk cahaya.

Bintang Majemuk

2/3 dari bintang di galaksi kita merupakan sistem bintang yang terdiri dari dua bintang atau lebih saling mengorbit satu sama lain akibat interaksi gaya tarik-menarik gravitasi.

Sebagian besar bintang berkembang di dalam satu grup yang terdiri dari dua, tiga bahkan tujuh bintang.

Bintang Massa Rendah

Meskipun tampak tidak berubah, bintang mengalami sejumlah perubahan yang nyata.

Kehidupan bintang ditentukan oleh massanya. Matahari, bintang berukuran sedang, memerlukan 10 miliar tahun untuk mengubah hidrogen  menjadi helium, dan mengakhiri hidupnya sebagai katai putih. Bintang yang lebih kecil memerlukan waktu puluhan hingga ratusan miliar tahun untuk menghabiskan bahan bakarnya sebelum kematiannya.

Bintang dilahirkan dari awan hidrogen dan debu yang disebut Nebula, sedikit demi sedikit awan mulai berkontraksi, peningkatan tekanan mengakibatkan temperatur naik. Sebuah protostar terbentuk dan memerlukan waktu hingga 100 miliar tahun untuk menjadi sebuah bintang. Jika protostar tidak  memiliki cukup massa untuk membangkitkan reaksi nuklir, ia akan menjadi katai cokelat. Protostar dengan massa  yang cukup akan memicu proses fusi temonuklir dan mengawali kehidupan dewasanya sebagai bintang deret utama.

Setelah miliar tahun, bintang tersebut akan berubah menjadi raksasa merah dengan diameter 100 diameter matahari danratusan kali lebih terang. Lambat laun, lapisan bagian luar raksasa merah terlontar ke angkasa dan membentuk planetari nebula selama 1 miliar tahun.

Kemudian inti bintang akan terus berkontraksi hingga menjadi seukuran Bumi dan menjadi katai putih, obyek dengan kerapatan luar biasa. Jika ketai putih memiliki bintang pasangan, akan menarik materialnya dan akan menjadi nova 1 yang sangat terang. Bintang akan meredup hingga tidk bersinar kembali. Setelah beberapa miliar tahun akan menjadi bintang mati, katai gelap.

Di akhir hidupnya, bintang bermassa kecil menjadi katai putih, sisa dari sebuah bintang terang, namun sangat padat.

Nova

Katai putih yang berubah menjadi sebuah bintang yang sangat terang secara tiba-tiba disebut sebagai bintang baru. Diperkirakan terdapat puluhan nova yang terbentuk setiap tahunnya di galaksi Bimasakti. Proses yang menyebabkan terjadinya nova dapat terjadi

ketika sebuah bintang katai putih dekat dengan bintang lainnya. katai putih terkadang mengisap materi bintang pasangannya. Materi tersebut berakumulasi di sekitar permukaannya dan membentuk sebuah cakram akresi. Peningkatan temperatur menyebabkan ledakan besar.

Nova tampak terang di langit. Dalam satu tahun, bintang baru tersebut memancarkan energi lebih banyak dari yang dipancarkan Matahari selama satu juta tahun.

Bintang Gagal Katai coklat lebih besar dari planet. Namun, massanya terlalu kecil untuk memicu terjadinya reaksi nuklir.

Bintang Masif

Bintang-bintang masif menempuh evolusi yang berbeda dengan bintang kecil. Kehidupan bintang masif lebih singkat, tetapi lebih spektakuler, di setiap tahap kehidupannya, selalu lebih terang dari bintang kecil, dan proses setiap tahapnya lebih cepat karena pembakaran intinya lebih cepat. Adapun bintang kecil memerlukan waktu miliaran tahun utnuk mengubah hidrogen menjadi helium. Bintang masif hanya memerlukan beberapa juta tahun, kemudian meledak menjadi super nova.

Bintang masif mulai mengubah hirogen menjadi helium melalui fusi, dan helium menjadi karbon. Proses ini menghasilkan unsur-unsur berat pertama hingga besi, yang membentuk inti bintang. Temperatur akan meningkat hingga miliaran derajat. Inti bintang yang sangat tebal membentuk rintangan yang melontarkan benda-benda di lapisan luar. Ledakan kolosal yang terjadi dimana unsur kimia yang lebih berat dari unsur besi terbentuk. Supernova kemudian melontarkan ke luar angkasa unsur-unsur yang akan memegang peran dalam menbentuk kehidupan.  

Bintang Netron dan Pulsar

Bintang netron terbentuk dari netron yang memadat,yang dihasilkan dari kombinasi elektron dan proton ketika supernova meladak. Sebuah pulsar adalah bintang netron yang berotasi sangat cepat, memancarkan sinyal gelombang radio secara tetap. Dua kutub

bintang memiliki bidang magnet yang sangat kuat dimana masing-msing kutub menghasilkan pancaran elektromagnetik.

Gugus  Bintang

Bintang-bintang terlahir bersama di dalam tempat pemijahan bintang,awan yang mengandung banyak bintang. Gugus bintang yang dapat diamati yaitu gugus terbuka dan gugus bola

• Gugus Terbuka

Gugus ini terdiri dari kelompok bintang yang tak beraturan. Beberapa ratus hinggabeberapa ribu bintang dan berada di area kecil. Star nursery adalah temept dimana kita dapat mengamati bintang yang baru yang berusia beberapa juta tahun.

Sejumlah besar bintang biru, yang memiliki kala hidup singkat, ditemukan di gugus seperti ini. Karena gugus terbuika juga mengandung banyak gas dan debu.

• Gugus Bola

Gugus bola merupakan sekumpulan bintang berbentuk bola yang terdiri dari ratusan ribu atau jutaan bintang. Tidak seperti gugus terbuka, gugus bola mengandung bintang-bintang tua dan beberapa bintang raksasa biru. Tipe gugus ini juga hampir kosong dari gas dan debu antarbintang. Kerapatan bintangnya puluhan kali dari kerapatan gugus terbuka. 

 Sumber: Visual  -Ilmu Dan Pengetahuan Populer Untuk Pelajar Dan Umum-

Klasifikasi

Berdasarkan spektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutan suhu, warna dan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan oleh Observatorium Universitas Harvard dan Annie Jump Cannon pada tahun 1920an dan dikenal sebagai sistem klasifikasi Harvard.

Untuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "Oh Be A Fine Girl Kiss Me". Dengan kualitas spektrogram yang 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 tahun 1943, William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan, dan Edith Kellman dari Observatorium Yerkes menambahkan 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

§  V deret utama (katai)

§  VI sub-katai

§  VII katai putih

Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem pengklasifikasian di atas. Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang dengan kelas G2V, berwarna kuning, bersuhu dan berukuran sedang.

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

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 dalam awan molekul; yaitu sebuah daerah medium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah vacuum chamber yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23–28% helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa nukleosintesis Big Bang pada saat awal alam semesta.

Gravitasi mengambil 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 dari supernova atau tumbukan antara dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapaikerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya instabilitas 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 sebagai globula 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 mencapai kesetimbangan hidrostatik, sebuah protobintang akan terbentuk di intinya. Bintang pra deret utama ini seringkali dikelilingi oleh piringan 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 bintang deret utama.

Akhir sebuah bintang

Ketika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan disebut bintang raksaksa merah yang 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 merah ini kemudiannya membentuk Nova atauSupernova dan kemudiannya membentuk bintang neutron atau Lubang hitam.