1.EVOLUSI AWAL DAN DERET UTAMA.
Pembentukan Bintang.
Ruang diantara bintang-bintang tidak kosong. Disitu terdapat materi berupa gas dan bedu yang disebut materi antar bintang. Di beberapa tempat materi bintang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yg tampak terang bila disinari oleh bintang panas disekitarnya. Atau bisa juga tampak gelap bila awan itu menghalangi cahaya bintang atau awan dibelakangnya.kerapatan awan anatar bintang sangat kecil, jauh lebih kecil daripada udara disekeliling kita. Di dalam ruang antar bintang bisa terdapat 10.000 atom per cm3, sedang ruang di antara awan kerapatannya jauh lebih rendah, yaitu hanya sekitar 1 atom per cm3. walaupun demikian suatu awan antar bintang mempunyai suatu awan antar bintang mempunyai volume yang sangat besar, sehingga materi di situ cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang. Dan memang materi antar bintang merupakan bahan mentah pembentuk bintang. Awan antar bintang disebut nebula.
Kita mulai dengan suatu awan gas hidrogen yang besar, dingin, dan menyebar sebagai hasil riwayat awal jagat raya (awan ini mengandung sekitar 25% helium, namun pengaruhnya tidaklah penting bagi perhitungan ini). Karena atom-atom gas tersebut bermuatan netral dan intinya berjauhan, maka satu-satunya gaya yang berperan adalah gaya gravitasi antar atom-atom gas tersebut.
Gaya gravitasi memegang peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Oleh suatu peristiwa hebat, misalkan ledakan bintang atau pelontaran massa oleh bintang, di suatu tempat sekelompok materi antar bintang menjadi lebih mampat daripada disekitarnya. Bagian luar awan ini akan tertarik oleh gaya gravitasi materi bagian dalam. Akibatnya awan ini mengerut dan menjadi makin mampat. Peristiwa ini kita sebut sebagai kondensasi.
Akibat kondensasi tekanan didalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan. Bila tekanan pada akhirnya melebihi grvitasi, awan itu akan tercerai kembali dan pengerutan tak akan berlangsung. Bila kita memperhitungkan efek rotasi dari medan magnet, gaya gravitasi akan melebihi tekanan di dalam awan bila awan itu cukup besar yaitu melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jeans atau Mj. Jadi agar pengerutan gravitasi berlangsung haruslah dipenuhi syarat M<Mj, dimana
Di sini Mj dinyatakan dalam , ρ = kerapatan massa dalam awan (dalam gr/cm3), μ = berat molekul rata-rata, dan T = Temperatur.
Suatu awan antar bintang mempunyai kerapatan rata-rata 100 atom per cm3 (atau sekitar 10-22 gram/cm3)dan bertemperatur beberapa puluh derajat kelvin. Agar pengerutan suatu awan antar bintang dapat berlangsung diperlukan massa yang sangat besar.
Sama halnya dengan memanaskan objek biasa, awan tadi mula-mula berpijar dengan warna merah gelap. Ukurannya masih tetap lebih besar daripada bintang akhir yang kelak terbentuk, mungkin 10 kali lebih besar dan suhunya mungkin dalam orde 1000 K.
Tinjaualah suatu awan bermassa 1000 yang mengalami pengerutan gravitasi. Akibat pengerutannya rapat materi di situ bertambah besar. Berdasarkan persamaan maka harga Mj menjadi lebih kecil (karena ρ lebih besar). Jadi agar terjadi kondensasi, massa yang diperlukan tidak usah terlalu besar, beberapa ratus massa matahari sudah cukup. Jadi di dalam awan yang mermassa 1000 akan terjadi kondensasi yang lebih kecil. Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar. Riwayat gumapalan awan induk akan terulang lagi di dalam kelompok awan yang lebih kecil itu. Di siitu akan terjadi kondensasi yang lebih kecil lagi. Demikian seterusnya, peristiwa ini disebut fragmentasi. Awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan dan setiap awan mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan itu akan memijar dan menjadi ‘embrio’ atau ‘janin’ suatu bintang dan disebut protobintang. Pada saat itu materi awan yang tadinya tembus pancaran menjadi kedap terhadap aliran pancaran. Energi yang dihasilkan pengerutan yang tadinya dengan bebas dipancarkan keluar sekarang terhambat. Akibatnya tekanan dan temparaturbertambah besar sehingga proses pengerutan menjadi lambat dan proses fragmentasi.
Bintang muda yang panas memancarkan energi dan mengionisasikan gas di sekitar bintang. Akibatnya bintang dilingkupi oleh daerah yang mengandung ion hidrogen (disebut daerah HII) yang mengembang dengan cepat. Pemuaian selubung ion hidrogen ini dapat dapat berlangsung secara supersonik (lebih cepat dari cepat rambat gelombang bunyi) hingga menimbulkan gelombang kejut. Gas dingin disekitarnya akan mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah bintang baru. Bintang baru ini akhirnya juga dilingkupi oleh daerah HII yang mengembang cepat. Bintang lebih baru akan terbentuk lagi sebagai akibat dorongan gas yang memuai ini. Begitu seterusnya, pembentukan bintang berlangsung secara berantai. Jadi proses pembentukan merupakan reaksi berantai. Pembentukan bintang di suatu tempat akan memacu pembentukan bintang di temapat lain.
Talah dibicarakan diatas bahwa bintang yang sedang dalam proses pembentukan disebut proto bintang. Pada mulanya proto bintang hanya dapat diamati dari pancaran radio yang ditimbulkan oleh molekul di situ. Bila protobintang menjadi lebih panas akibat proses pengerutannya, mereka dapat diamati sebagai pemancar inframerah. Makin tinggi suhunya, ion hidrogen yang terbentuk di sekelilingnya akan mengembang dan meniup selubung gas dan debu yang melingkupinya. Bila kerapatan gas dan debu sudah cukup rendah, bintang mulai tampak.
Dibawah pengaruhnya, awan mulai menyusut ketika jarak rata-rata antar atom berkurang, energi potensial gravitasi juga berkurang, dan untuk mengimbangi energi total, energi kinetiknya harus bertambah, yang diikuti pula dengan suatu tambahan kenaikan suhu. Sewaktu awan awan semakin menyusut, lebih banyak atom yang akan tertarik menuju pusat atom, sehingga kerapatan dan suhu disekitar pusatnya naik dengan cepat dibandingkan terhadap saham daerah luar pusatnya. Sewaktu suhu bergerak naik perlahan-lahan, gas itu mulai memancarkan radiasi sama seperti sebuah benda hitam: semakin tinggi suhu, semakin banyak radiasi yang dipancarkan. Setiap perubahan energi kinetik K dan energi radiasi U :
Pengerutan gravitasi memegang peranan penting pada awal evolusi suatu bintang begitu juga pada tahap akhir evolusinya. Bila suatu bintang mengerut, energi potensial gravitasinya berkurang. Energi potensial gravitasi adalah:
Kita lihat bahwa potensial gravitasi ‘berharga negatif karena energi ini bersifat sebagai energi ikat yang mengikat bintang sebagai suatu kesatuan (untuk menceraikan bintang diperlukan energi sebesar potensial gravitasinya). Selain itu di dalam bintang juga terkandung energi termal atau energi panas. Energi ini tak lain adalah kinetik partikel di dalam bintang. Karena energi rata-rata per partikel adalah 3/2 kT maka energi termal
N adalah jumlah partikel per satuan volume.
Bila kita persamaan diatas sebagian, kita peroleh :
Karena dipermukaan P=0 dan dipusat r = 0 maka suku pertama ruas kanan nol. Selanjutnya
Atau
Persamaan ini disebut teorema virial
Jadi bila energi potensial berkurang sebesar - , energi termal akan bertambah sebanyak
Jadi setengah dari pengurangan energi potensial akan disimpan sebagai energi panas dan setengah lainnya akan dipancarkan keluar. Karena adanya energi yang disimapn sebagai energi panas ini, suhu di dalam bintang menjadi makin tinggi.
Jejak evolusi pra deret utama
Secara teori kita dapat mengikuti jejak evolusi bintang pada diagram HR. Jadi bila berdasarkan pengamatan dapat kita ketahui letak suatu bintang dalam diagram HR, kita dapat memperoleh informasi, pada tahap apa bintang tersebut.
Suatu proto bintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya. Pada awalnya temperatur dan luminositasbintang masih rendah, dalam diagram HR letaknya di kanan bawah (titik A). Hayashi menunjukan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam keseimbangan hidrostatik. Dalam diagram HR daerah ini disebut ‘daerah terlarang Hayashi’ (daerah yang di arsir). Protobintang barada di daerah itu. Pada mulanya kerapatan materi protobintang seragam, tetapi kemudian materi makin rapat ke arah pusat. Materi protobintang sebagian besar adalah hidrogen. Pada temperatur yang rendah hidrogen kebanyakan berupa molekul H2. Dengan meningkatnya temperatur tumbukan antar molekul menjadi makin sering dan makin hebat. Pada temperatur sekitar 1500 K terjadi penguraian (disosiasi) molekul hidrogen menjadi atom hidrogen. Untuk menyediakan energi cukup besar bagi berlangsungnya disosiasi itu protobintang mengerut lebih cepat. Pada temperatur yang makin tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hidrogen dan helium. Proses ini pun menyerap energi sehingga pengerutan yang cepat berlangsung terus. Pengerutan dengan laju besar ini berakhir bila semua hidrogen dan helium di dalam telah terionisasi semua.
Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat (hampir seperti jatuh bebas). Pada akhirnya protobintang menyeberang daerah terlarang Hayashi (titik B). Kita sebut protobintang itu dengan bintang pra deret utama. Luminositas bintang sangat tinggi karena maeri masih renggang sehingga energi bebas terpancar keluar. Bintang akan mengerut dengan laju yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi. Jejak evolusinya hampir vertikal (Te hampir tak berubah), jejak ini dikenal sebagai jejak Hayashi. Karena temperatur efektifnya yang rendah, hampir seluruh bintang berada dalam keadaan konveksi. Bintang mengerut dengan jejarinya mempunyai harga terbesar yang dibolehkan oleh keseimbangan hidrostatik.
Karena kekedapan (atau koefisien absorpsi R), menurun dengan naiknya temperatur (hukum Kramers) gradien temperatur di pusat bintang juga menurun hingga berlakulah keadaan setimbang pancaran di pusat bintang. Terbentuklah pusat yang energinya diangkut secara pancaran di dalam bir tang (disebut pusat pancaran). Dengan makin besarnya pusat pancaran, yang kekedapannya kecil, maka bintang pun makin berkurang kekedapannya. Lebih banyak energi yang mrengalir secara pancaran. Hal ini ditandai dengan naiknya luminositas (titik C). Karena bintang tetap mengerut selama luminositasnya meningkat, permukaannuya menjadi lebih panas, bintang bergerak ke atas dan ke kiri dalam diagram HR. Laju evolusi pada tahap ini jauh lebih lambat daripada sebelumnya. Pada akhirnya temperatur di pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Pada saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan pun berhenti. Bintang menjadi bintang deret utama (titik D). Tahap evolusi sebelum mencapai deret utama itu kita sebut tahap praderet utama.
Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massa bintang itu. Makain besar massa suatu bintang, makin singkat waktu yang diperlukan untuk mencapai deret utama bagi bintang dengan berbagai massa.
Kemungkinan kita mengamati suatu bintang pada suatu tahap evolusi bergantung pada lamanya tahap evolusi tersebut. Karena tahap evoluisi pra deret utama bintang yang bermassa besar berlangsung sangat singkat, kemungkinannya lebih besar bagi kita mengamati tahap pra deret utama bintang dengan massa yang kecil.
Bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tak pernah cukup tinggi untuk berlangsung reaksi pembakaran hidrogen. Batas massa untuk ini bergantung pada kompisis kimia , umumnya sekitar 0,1 . Bintang dengan massa lebih kcil dari batasmassa ini akan mengerut dan luminositasnya m,enurun. Bintang akhirnya mendingin manjadi bintang katai gelap tanpa mengalami reaksi inti yang berrti.
Evolusi di deret utama.
Energi yang dipancarkan bintang pada tahap pra deret utama dari pengerutan gravitasi. Temperatur di pusat bintang manjadi makin tinggi sebagai akibat pengerutan gravitasi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat, inti hiddrogen mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi intimenyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan bintang dan bintang menjadi mantap. Pada saat itu bintang mancapai deret utama berumur nol. Komposisi kimia bintang pada saat itu homogen (samadgn pusat hingga ke permukaan) dan masih mencerminkan komposisi awan antar bintang yang membentuknya. Energi yang dipancarkan bintang terutama berasal dari reaksi inti yang berlangsung di pusat bintang. Deret utama merupakan kedudukan bintang dengan reaksi inti dipusatnyayg komposisinya kimianya masih homogen. Ditemuinya bintang raksasa merah yang letaknya dalam diagram HR jauh dari deret utama menunjukan komposisi kimia bintang tersebut tidak lagi homogen.
Dengan perlahan terjadi perubahan komposisi kimia di pusat bintang. Hal ini berakibat perubahan struktur bintang dengan perlahan. Bintang menjadi lebih terang, jejari bertambah besar dan temperaturnya efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari deret utama. Andaikan 10 persen hidrogen di pusat sudah habispun bintang tidak akan lebih dari dua kali terangnya, begitu juga temperatur efektifnya tidak akan turun lebih dari sepersepuluh kalinya. Tahap evolusi disebut tahap deret utama yang bermula dari deret utama berumur nol.
2.Gravitasi Memegang Peranan Penting Dalam Proses 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 mencapai kerapatan 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.
Sumber:Copy Paste dari blog orang :D
Semoga Bermanfaat, Wassalam
Pembentukan Bintang.
Ruang diantara bintang-bintang tidak kosong. Disitu terdapat materi berupa gas dan bedu yang disebut materi antar bintang. Di beberapa tempat materi bintang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yg tampak terang bila disinari oleh bintang panas disekitarnya. Atau bisa juga tampak gelap bila awan itu menghalangi cahaya bintang atau awan dibelakangnya.kerapatan awan anatar bintang sangat kecil, jauh lebih kecil daripada udara disekeliling kita. Di dalam ruang antar bintang bisa terdapat 10.000 atom per cm3, sedang ruang di antara awan kerapatannya jauh lebih rendah, yaitu hanya sekitar 1 atom per cm3. walaupun demikian suatu awan antar bintang mempunyai suatu awan antar bintang mempunyai volume yang sangat besar, sehingga materi di situ cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang. Dan memang materi antar bintang merupakan bahan mentah pembentuk bintang. Awan antar bintang disebut nebula.
Kita mulai dengan suatu awan gas hidrogen yang besar, dingin, dan menyebar sebagai hasil riwayat awal jagat raya (awan ini mengandung sekitar 25% helium, namun pengaruhnya tidaklah penting bagi perhitungan ini). Karena atom-atom gas tersebut bermuatan netral dan intinya berjauhan, maka satu-satunya gaya yang berperan adalah gaya gravitasi antar atom-atom gas tersebut.
Gaya gravitasi memegang peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Oleh suatu peristiwa hebat, misalkan ledakan bintang atau pelontaran massa oleh bintang, di suatu tempat sekelompok materi antar bintang menjadi lebih mampat daripada disekitarnya. Bagian luar awan ini akan tertarik oleh gaya gravitasi materi bagian dalam. Akibatnya awan ini mengerut dan menjadi makin mampat. Peristiwa ini kita sebut sebagai kondensasi.
Akibat kondensasi tekanan didalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan. Bila tekanan pada akhirnya melebihi grvitasi, awan itu akan tercerai kembali dan pengerutan tak akan berlangsung. Bila kita memperhitungkan efek rotasi dari medan magnet, gaya gravitasi akan melebihi tekanan di dalam awan bila awan itu cukup besar yaitu melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jeans atau Mj. Jadi agar pengerutan gravitasi berlangsung haruslah dipenuhi syarat M<Mj, dimana
Di sini Mj dinyatakan dalam , ρ = kerapatan massa dalam awan (dalam gr/cm3), μ = berat molekul rata-rata, dan T = Temperatur.
Suatu awan antar bintang mempunyai kerapatan rata-rata 100 atom per cm3 (atau sekitar 10-22 gram/cm3)dan bertemperatur beberapa puluh derajat kelvin. Agar pengerutan suatu awan antar bintang dapat berlangsung diperlukan massa yang sangat besar.
Sama halnya dengan memanaskan objek biasa, awan tadi mula-mula berpijar dengan warna merah gelap. Ukurannya masih tetap lebih besar daripada bintang akhir yang kelak terbentuk, mungkin 10 kali lebih besar dan suhunya mungkin dalam orde 1000 K.
Tinjaualah suatu awan bermassa 1000 yang mengalami pengerutan gravitasi. Akibat pengerutannya rapat materi di situ bertambah besar. Berdasarkan persamaan maka harga Mj menjadi lebih kecil (karena ρ lebih besar). Jadi agar terjadi kondensasi, massa yang diperlukan tidak usah terlalu besar, beberapa ratus massa matahari sudah cukup. Jadi di dalam awan yang mermassa 1000 akan terjadi kondensasi yang lebih kecil. Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar. Riwayat gumapalan awan induk akan terulang lagi di dalam kelompok awan yang lebih kecil itu. Di siitu akan terjadi kondensasi yang lebih kecil lagi. Demikian seterusnya, peristiwa ini disebut fragmentasi. Awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan ribuan awan dan setiap awan mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan itu akan memijar dan menjadi ‘embrio’ atau ‘janin’ suatu bintang dan disebut protobintang. Pada saat itu materi awan yang tadinya tembus pancaran menjadi kedap terhadap aliran pancaran. Energi yang dihasilkan pengerutan yang tadinya dengan bebas dipancarkan keluar sekarang terhambat. Akibatnya tekanan dan temparaturbertambah besar sehingga proses pengerutan menjadi lambat dan proses fragmentasi.
Bintang muda yang panas memancarkan energi dan mengionisasikan gas di sekitar bintang. Akibatnya bintang dilingkupi oleh daerah yang mengandung ion hidrogen (disebut daerah HII) yang mengembang dengan cepat. Pemuaian selubung ion hidrogen ini dapat dapat berlangsung secara supersonik (lebih cepat dari cepat rambat gelombang bunyi) hingga menimbulkan gelombang kejut. Gas dingin disekitarnya akan mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah bintang baru. Bintang baru ini akhirnya juga dilingkupi oleh daerah HII yang mengembang cepat. Bintang lebih baru akan terbentuk lagi sebagai akibat dorongan gas yang memuai ini. Begitu seterusnya, pembentukan bintang berlangsung secara berantai. Jadi proses pembentukan merupakan reaksi berantai. Pembentukan bintang di suatu tempat akan memacu pembentukan bintang di temapat lain.
Talah dibicarakan diatas bahwa bintang yang sedang dalam proses pembentukan disebut proto bintang. Pada mulanya proto bintang hanya dapat diamati dari pancaran radio yang ditimbulkan oleh molekul di situ. Bila protobintang menjadi lebih panas akibat proses pengerutannya, mereka dapat diamati sebagai pemancar inframerah. Makin tinggi suhunya, ion hidrogen yang terbentuk di sekelilingnya akan mengembang dan meniup selubung gas dan debu yang melingkupinya. Bila kerapatan gas dan debu sudah cukup rendah, bintang mulai tampak.
Dibawah pengaruhnya, awan mulai menyusut ketika jarak rata-rata antar atom berkurang, energi potensial gravitasi juga berkurang, dan untuk mengimbangi energi total, energi kinetiknya harus bertambah, yang diikuti pula dengan suatu tambahan kenaikan suhu. Sewaktu awan awan semakin menyusut, lebih banyak atom yang akan tertarik menuju pusat atom, sehingga kerapatan dan suhu disekitar pusatnya naik dengan cepat dibandingkan terhadap saham daerah luar pusatnya. Sewaktu suhu bergerak naik perlahan-lahan, gas itu mulai memancarkan radiasi sama seperti sebuah benda hitam: semakin tinggi suhu, semakin banyak radiasi yang dipancarkan. Setiap perubahan energi kinetik K dan energi radiasi U :
Pengerutan gravitasi memegang peranan penting pada awal evolusi suatu bintang begitu juga pada tahap akhir evolusinya. Bila suatu bintang mengerut, energi potensial gravitasinya berkurang. Energi potensial gravitasi adalah:
Kita lihat bahwa potensial gravitasi ‘berharga negatif karena energi ini bersifat sebagai energi ikat yang mengikat bintang sebagai suatu kesatuan (untuk menceraikan bintang diperlukan energi sebesar potensial gravitasinya). Selain itu di dalam bintang juga terkandung energi termal atau energi panas. Energi ini tak lain adalah kinetik partikel di dalam bintang. Karena energi rata-rata per partikel adalah 3/2 kT maka energi termal
N adalah jumlah partikel per satuan volume.
Bila kita persamaan diatas sebagian, kita peroleh :
Karena dipermukaan P=0 dan dipusat r = 0 maka suku pertama ruas kanan nol. Selanjutnya
Atau
Persamaan ini disebut teorema virial
Jadi bila energi potensial berkurang sebesar - , energi termal akan bertambah sebanyak
Jadi setengah dari pengurangan energi potensial akan disimpan sebagai energi panas dan setengah lainnya akan dipancarkan keluar. Karena adanya energi yang disimapn sebagai energi panas ini, suhu di dalam bintang menjadi makin tinggi.
Jejak evolusi pra deret utama
Secara teori kita dapat mengikuti jejak evolusi bintang pada diagram HR. Jadi bila berdasarkan pengamatan dapat kita ketahui letak suatu bintang dalam diagram HR, kita dapat memperoleh informasi, pada tahap apa bintang tersebut.
Suatu proto bintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasinya. Pada awalnya temperatur dan luminositasbintang masih rendah, dalam diagram HR letaknya di kanan bawah (titik A). Hayashi menunjukan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam keseimbangan hidrostatik. Dalam diagram HR daerah ini disebut ‘daerah terlarang Hayashi’ (daerah yang di arsir). Protobintang barada di daerah itu. Pada mulanya kerapatan materi protobintang seragam, tetapi kemudian materi makin rapat ke arah pusat. Materi protobintang sebagian besar adalah hidrogen. Pada temperatur yang rendah hidrogen kebanyakan berupa molekul H2. Dengan meningkatnya temperatur tumbukan antar molekul menjadi makin sering dan makin hebat. Pada temperatur sekitar 1500 K terjadi penguraian (disosiasi) molekul hidrogen menjadi atom hidrogen. Untuk menyediakan energi cukup besar bagi berlangsungnya disosiasi itu protobintang mengerut lebih cepat. Pada temperatur yang makin tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hidrogen dan helium. Proses ini pun menyerap energi sehingga pengerutan yang cepat berlangsung terus. Pengerutan dengan laju besar ini berakhir bila semua hidrogen dan helium di dalam telah terionisasi semua.
Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat (hampir seperti jatuh bebas). Pada akhirnya protobintang menyeberang daerah terlarang Hayashi (titik B). Kita sebut protobintang itu dengan bintang pra deret utama. Luminositas bintang sangat tinggi karena maeri masih renggang sehingga energi bebas terpancar keluar. Bintang akan mengerut dengan laju yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi. Jejak evolusinya hampir vertikal (Te hampir tak berubah), jejak ini dikenal sebagai jejak Hayashi. Karena temperatur efektifnya yang rendah, hampir seluruh bintang berada dalam keadaan konveksi. Bintang mengerut dengan jejarinya mempunyai harga terbesar yang dibolehkan oleh keseimbangan hidrostatik.
Karena kekedapan (atau koefisien absorpsi R), menurun dengan naiknya temperatur (hukum Kramers) gradien temperatur di pusat bintang juga menurun hingga berlakulah keadaan setimbang pancaran di pusat bintang. Terbentuklah pusat yang energinya diangkut secara pancaran di dalam bir tang (disebut pusat pancaran). Dengan makin besarnya pusat pancaran, yang kekedapannya kecil, maka bintang pun makin berkurang kekedapannya. Lebih banyak energi yang mrengalir secara pancaran. Hal ini ditandai dengan naiknya luminositas (titik C). Karena bintang tetap mengerut selama luminositasnya meningkat, permukaannuya menjadi lebih panas, bintang bergerak ke atas dan ke kiri dalam diagram HR. Laju evolusi pada tahap ini jauh lebih lambat daripada sebelumnya. Pada akhirnya temperatur di pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen. Pada saat itu tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan pun berhenti. Bintang menjadi bintang deret utama (titik D). Tahap evolusi sebelum mencapai deret utama itu kita sebut tahap praderet utama.
Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massa bintang itu. Makain besar massa suatu bintang, makin singkat waktu yang diperlukan untuk mencapai deret utama bagi bintang dengan berbagai massa.
Kemungkinan kita mengamati suatu bintang pada suatu tahap evolusi bergantung pada lamanya tahap evolusi tersebut. Karena tahap evoluisi pra deret utama bintang yang bermassa besar berlangsung sangat singkat, kemungkinannya lebih besar bagi kita mengamati tahap pra deret utama bintang dengan massa yang kecil.
Bila massa bintang terlalu kecil, suhu di pusat bintang tak pernah cukup tinggi untuk berlangsung reaksi pembakaran hidrogen. Batas massa untuk ini bergantung pada kompisis kimia , umumnya sekitar 0,1 . Bintang dengan massa lebih kcil dari batasmassa ini akan mengerut dan luminositasnya m,enurun. Bintang akhirnya mendingin manjadi bintang katai gelap tanpa mengalami reaksi inti yang berrti.
Evolusi di deret utama.
Energi yang dipancarkan bintang pada tahap pra deret utama dari pengerutan gravitasi. Temperatur di pusat bintang manjadi makin tinggi sebagai akibat pengerutan gravitasi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat, inti hiddrogen mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi intimenyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan bintang dan bintang menjadi mantap. Pada saat itu bintang mancapai deret utama berumur nol. Komposisi kimia bintang pada saat itu homogen (samadgn pusat hingga ke permukaan) dan masih mencerminkan komposisi awan antar bintang yang membentuknya. Energi yang dipancarkan bintang terutama berasal dari reaksi inti yang berlangsung di pusat bintang. Deret utama merupakan kedudukan bintang dengan reaksi inti dipusatnyayg komposisinya kimianya masih homogen. Ditemuinya bintang raksasa merah yang letaknya dalam diagram HR jauh dari deret utama menunjukan komposisi kimia bintang tersebut tidak lagi homogen.
Dengan perlahan terjadi perubahan komposisi kimia di pusat bintang. Hal ini berakibat perubahan struktur bintang dengan perlahan. Bintang menjadi lebih terang, jejari bertambah besar dan temperaturnya efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari deret utama. Andaikan 10 persen hidrogen di pusat sudah habispun bintang tidak akan lebih dari dua kali terangnya, begitu juga temperatur efektifnya tidak akan turun lebih dari sepersepuluh kalinya. Tahap evolusi disebut tahap deret utama yang bermula dari deret utama berumur nol.
2.Gravitasi Memegang Peranan Penting Dalam Proses 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 mencapai kerapatan 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.
Sumber:Copy Paste dari blog orang :D
Semoga Bermanfaat, Wassalam
Tidak ada komentar:
Posting Komentar