Transcript
DND-2005
DND-2005
Bintang : Lahir Berkembang Mati
Evolusi Bintang
Proses evolusi bintang berlangsung dalam jutaan tahun Bagaimana mengamati evolusi bintang ?
Alam semesta dipenuhi berbagai bintang dengan berbagai tahap evolusi Dengan mengamati setiap tahap evolusi kita bisa
mempelajarai evolusi bintang secara utuh.
DND-2005
Raksasa MerahMaharaksasa Merah
ProtobintangAwan GasEvolusi Bintang
Bintang Deret Utama
DND-2005
Evolusi Awal dan Deret Utama
DND-2005
Pembentukan BintangRuang antar bintang tidak kosong, terdapat materi gas dan debu yang disebut materi antar bintang.
Di beberapa tempat terdapat materi antar bintang yang dapat dilihat sebagai awan antar bintang yang tampak terang bila disinari bintang-bintang panas di sekitarnyaAwan antar bintang ini disebut Nebula
DND-2005
Kerapatan awan antar bintang sangat kecil
Kerapatan di antara awan antar bintang 1 (satu) atom/cm3
Kerapatan di dalam awan antar bintang 10 000 atom/cm3
(Kerapatan dipermukaan bumi di permukaan laut 1019 mol/cm3)
Suatu awan antar bintang mempunyai volume yang sangat besar
Materi di dalam awan antar bintang cukup banyak untuk membentuk ribuan bintang
DND-2005
Bintang terbentuk dari materi antar bintang Bintang muda selalu diselimuti awan antarbintang
Contoh : Bintang-bintang muda di Orion Nebula
DND-2005
Dalam proses pembentukan bintang, gaya gravitasi memegang peranan yang sangat penting penting Akibat suatu ledakan yang sangat hebat, misalnya
ledakan bintang atau pelontaran massa oleh bintang Sekelompok materi antar bintang menjadi lebih
mampat daripada disekitarnya. Bagian luar awan akan tertarik oleh gaya
gravitasi materi di bagian dalam Akibatnya awan akan mengkerut dan menjadi
makin mampat Peristiwa ini disebut kondensasi
DND-2005
Akibat kondensasi tekanan di dalam awan akan meningkat dan akan melawan pengerutan
Apabila tekanan melebihi gravitasi, awan akan tercerai kembali dan pengerutan tidak terus berlangsung.
Apakah awan akan mengkerut terus hingga menjadi bintang?
DND-2005
Masalah lain adalah, karena momentum sudut yang terkandung dalam awan harus kekal, maka seiring pengerutan, awan akan berputar yang semakin lama semakin cepat hingga mendekati kecepatan cahaya.
Selain itu juga medan magnet di dalam awan akan melawan pengerutan.
Jadi apabila pengerutan bisa terjadi, prosesnya tidak akan sederhana.
DND-2005
Apabila efek rotasi dan medan magnet tidak diperhitungkan, gaya gravitasi akan melebihi tekanan di dalam awan apabila massa awan cukup besar, yaitu melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jean (Mj) supaya pengerutan gravitasi terjadi, haruslah,
Mj = 1,23 x 10-10 1
Tμ
3/2. . . . . . . . . . . . .(3-1)
MJ dinyatakan dalam M, = kerapatan massa dalam awan (dalam gr/cm3), μ = berat molekul rata-rata dan T = temperatur.
DND-2005
Suatu awan antar bintang mempunyai kerapatan rata-rata 10 000 atom per cm3 ( 10-24 gr/cm3), dan mempunyai temperatur beberapa puluh derajat Kelvin. Dari pers. (3-1) dapat dihitung harga MJ dan
hasilnya sekitar beberapa ribu massa Matahari.Sebagai contoh, jika dimisalkan T = 10 K, dan jika semua materi terdiri dari hidrogen maka μ = 0,5, maka massa Jean-nya adalah,
Mj = 1,23 x 10-10 1
Tμ
3/2
= (1,23 x 10-10)(1012)(89,44) = 11 000 M
DND-2005
Tinjaulah suatu awan gas bermassa 1000 M yang mengalami pengerutan gravitasi. Akibat pengerutan gravitasi, rapat materi akan
bertambah besar. Dari pers. (3-1)
MJ = 1,23 x 10-10 1
Tμ
3/2
harga MJ menjadi lebih kecil (karena lebih besar)
Jadi supaya kondensasi terjadi, massa yang diperlukan tidak usah terlalu besar, beberapa ratus massa Matahari sudah cukup
DND-2005
Didalam awan yang berkondensasi selanjutnya akan terjadi kondensasi-kondensasi yang lebih kecil
Pada setiap kondensasi kerapatan gas dalam awan bertambah besar
Riwayat awan induk, akan terulang lagi di dalam kelompok awan yang lebih kecil. Di situ akan terjadi kondensasi yang lebih kecil lagi. Demikian seterusnya.
Peristiwa ini disebut fragmentasi
DND-2005
DND-2005
Akibat fragmentasi, awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan menjadi ribuan awan, dan setiap awan mengalami pengerutan gravitasi. Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi
sehingga awan-awan tersebut akan memijar dan menjadi “embrio” atau “janin” bintang yang disebut protobintang.
Bintang-bintang yang baru lahir di Nebula Orion yang diamati oleh teleskop ruang angkasa Hubble
DND-2005
Empat protobintang yang berada di Nebula Orion yang diamati oleh Teleskop Ruang Angkasa Hubble. Pada gambar ini tampak protobintang diselubungi oleh gas bagaikan ulat yang masih berada dalam kepompong. Selubung gas ini nantinya bisa membentuk planet-planet yang akan beredar di sekeliling bintang-bintang tersebut.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2001/13/image/a
DND-2005
Protobintang ganda yang diamati oleh Teleskop Ruang Angkasa Hubble
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1998/19/image/f
DND-2005
Pada saat sudah menjadi protobintang, materi awan yang tadinya tembus pancaran menjadi kedap terhadap aliran pancaran. Energi yang dihasilkan pengerutan yang tadinya
bebas dipancarkan keluar, sekarang terhambat. Akibatnya tekanan dan temperatur bertambah
besar sehingga proses pengerutan menjadi lambat dan proses fragmentasi terhenti.
Bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, tetapi berasal dari suatu kendensasi besar di suatu awan antar bintang yang kemudian terpecah dalam kondensai yang kecil-kecil.
DND-2005
Kelahiran bintang bersamaan dari suatu awan antar bintang yang besar, didukung oleh pengamatan. Tidak pernah diamati bintang muda terisolasi
sendirian.
Dalam suatu gugus bintang dapat terdiri atas beberapa ratus hingga beberapa ribu bintang.
Gugus Pleiades
Banyak bintang yang merupakan anggota gugus atau assosiasi (kelompok bintang yang lebih renggang dan lepas)
DND-2005
Mengapa banyak bintang yang bukan merupakan anggota gugus atau assosiasi ? Hal ini disebabkan oleh karena ketidakmantapan
gugus/kelompok bintang. Suatu gugus/kelompok yang tidak mantap pada
akhirnya akan terurai dan bintang anggotanya mengembara ke berbagai pelosok dalam galaksi.
Makin besar jumlah anggota suatu kelompok dan makin dekat jarak antara satu bintang, makin mantap kelompok bintang tersebut. Contohnya gugus bola yang beranggota ratusan ribu bintang bisa tetap mantap dalam waktu lebih dari 10 milyar tahun.
DND-2005
Gugus Bola M22 yang berjarak 10 000 tahun cahaya dan diamaternya sekitar 65 tahun cahaya
DND-2005
Bintang muda yang panas memancarkan dan mengionisasikan gas di sekitar bintang. Bintang seperti ini disebut berada dalam tahapan T Tauri. Nama T Tauri diambil dari nama prototipe bintang ini yang berada di rasi Taurus. Akibatnya, bintang dilingkungi oleh daerah yang
mengandung ion hidrogen yang disebut daerah HII yang mengembang dengan cepat.
Daerah HII di gugus Trapezium. Empat bintang yang membentuk trapezium berada di pusat gugus. Keempat bintang ini merupakan bintang kelas O yang dilingkupi oleh HII
DND-2005
Pemuaian selubung ion hidrogen ini dapat berlangsung secara supersonik hingga menimbulkan gelombang kejut.
Lontaran selubung gas dan debu yang melingkupi bintang muda yang berada dalam tahap T Tauri yang diamati oleh Teleskop Ruang .Angkasa Hubble. Lontaran gas dan debu ini mencapai jarak 6 triliun kilometer atau sekitar 40 000 kali jarak Bumi-Matahari.
http://hubblesite.org/gallery/showcase/stars/s2.shtml
DND-2005
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2002/05/image/a
Gelombang kejut yang menyerupai busur di sekitar bintang sangat muda LL Ori yang diamati oleh Teleskop Ruang Angkasa Hubble
DND-2005
Akibat gelombang kejut ini, gas dingin disekitarnya akan mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah bintang baru
Bintang baru ini pun akhirnya akan dilingkungi oleh daerah HII yang mengembang cepat.
Bintang lebih baru akan terbentuk lagi akibat dorongan gas yang memuai ini.
Begitulah seterusnya, pembentukan bintang berlangsung secara berantai.
DND-2005
Gambar NGC 3603 yang diambil oleh Teleskop Ruang Angkasa Hubble memperlihatkan daur kehidupan bintang-bintang. Dari sebelah bawah sampai atas tengah dapat dilihat awan gas raksasa dengan embrio bintang yang berada diujung selubung bintang muda, bintang deret utama yang berada di gugus bintang dan bintang maharaksasa dengan cincinnya dan “bipolar outflow”http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/20
DND-2005
Pada awal dan pada tahap akhir evolusi suatu bintang, pengerutan gravitasi memegang peranan yang penting Apabila suatu bintang mengkerut, energi
potensial gravitasinya berkurang . Energi potensial gravitasi adalah (lihat pers. 2-23)
Ω = dM(r) 0
M
G M(r) r
. . . . . . . . . . . . .(3-2)
Negatif karena energi ini bersifat energi ikat yang mengikat bintang sebagai satu kesatuan
DND-2005
Di dalam bintang juga terkandung energi termal. Energi ini adalah energi kinetik partikel di dalam bintang.
Karena energi rata-rata perpartikel adalah 3/2 kT, maka energi termal adalah,
H = N k T (4 r2 dr) 0
R
3 2
. . . . . . . . . . . . .(3-3)
N adalah jumlah partikel per satuan volume
Karena Pgas = N k T (Pers. 2-5), maka pers. (3-3) dapat dituliskan menjadi,
DND-2005
H = 4 r2 P dr 0
R
3 2
. . . . . . . . . . . . . . .(3-4)
Jika pers. (3-4) diintegrasikan sebagian (P fungsi dari r) maka diperoleh,
H = r3 P r3 dPPusat
0
3 2
4 3
4 3
Permukaan
Pusat
3 2 . .(3-5)
= 0 (Karena di permukaan P = 0 dan di pusat r = 0
DND-2005
H = 2 r3 dPPusat
0
Sehingga pers. (3-5) menjadi,
dan pers. (2-3) :r 2
G M(r)=
dr
dP
Dari pers. (2-4) : = 4 r 2 dr
dM(r)
. . . . . . . . . . . . . . .(3-6)
4 r 4G M(r)dP =
ddiperoleh :
. . . . . . . . .(3-7)
DND-2005
Subtitusikan pers. (3-7) ke pers. (3-6) diperoleh,
rG M(r)
H = dM(r)0
M
1 2
. . . . . . . . . . .(3-8)
rG M(r)2H = dM(r)
0
M
atau : . . . . . . . . . . .(3-9)
Subtitusikan pers. (3-2) : Ω = dM(r) 0
M
G M(r) r
ke pers. (3-9), diperoleh
DND-2005
2H + Ω = 0 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3-10)
Teorema Virial
Dari persamaan ini tampak bahwa apabila energi potensial berkurang sebesar ΔΩ, maka energi termal akan bertambah sebesar,
ΔH = ΔΩ1 2
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3-11)
Jadi setengah dari pengurangan energi potensial akan disimpan sebagai energi panas, dan setengahnya lagi dipancarkan keluar.
DND-2005
Jejak Evolusi Pra Deret UtamaProtobintang yang telah mengakhiri proses fragmentasi-nya akan terus mengkerut akibat gravitasinya. Awalnya temperatur dan luminositas bintang masih
rendah, kedudukannya di diagram H-R berada di sebelah kanan (titik A)
Hayashi menunjukkan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam kesetimbangan hidrostatis. Dalam diagram H-R, daerah ini disebut daerah terlarang Hayashi.
DND-2005
log
L/L
Deret Utama
log Te
A
Daer
ah T
erla
rang
Hay
ashi
DND-2005
Kerapatan materi protobintang awalnya seragam, kemudian materi makin merapat ke arah pusat
Materi protobintang ini sebagian besar hidrogen Pada temperatur yang rendah kebanyakan
hidrogen berupa molekul H2
Dengan meningkatnya temperatur, tumbukan antar molekul semakin sering dan semakin hebat.
Pada T 1 500 K, terjadi penguraian (disosiasi) molekul hidrogen menjadi atom hidrogen.
DND-2005
Untuk menyediakan energi yang besar guna kelangsungan disosiasi, prorobintang mengkerut lebih cepat.
Pada temperatur yang lebih tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hidrogen dan helium. Proses ini menyerap energi sehingga pengerutan berlangsung terus
Pengerutan dengan laju besar ini akan berakhir apabila semua hidrogen dan helium di dalam telah terionisasi semua.
DND-2005
Setelah menjadi bintang pra deret utama, bintang akan mengkerut dengan laju yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi Jejak evolusinya hampir vertikal (Te hampir tidak
berubah) jejak ini dikenal sebagai jejak Hayashi.
Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat. Pada akhirnya protobintang akan menyebrang daerah terlarang Hayashi (titik B)
DND-2005
log
L/L
Deret Utama
log Te
Jeja
k Ha
yash
i
A
B
Daer
ah T
erla
rang
Hay
ashi
Protobintang menjadi bintang Pra Deret Utama. L >, karena materi masih renggang sehingga energi bebas terpancar keluar.
Karena Te <, hampir seluruh bintang berada dalam keadaan konveksi. Bintang mengkerut dengan radiusnya mempunyai harga terbesar yang diperbolehkan oleh kesetimbangan hidrostatis
D C Evolusi pra deret utama
DND-2005
Karena kekedapan (κ) menurun dengan naiknya temperatur Gradien temperatur di pusat bintang juga menurun
Berlaku keadaan setimbang pancaran di pusat bintang
Terbentuklah pusat yang energinya diangkut secara pancaran
Dengan membesarnya pusat pancaran yang kekedapannya kecil, maka bintang pun makin berkurang kekedapannya. Akibatnya akan lebih banyak energi yang mengalir
secara pancaran. Hal ini ditandai dengan naiknya luminositas (titik C)
DND-2005
Bintang menjadi bintang Deret Utama (titik D)
Karena bintang tetap mengkerut selama luminositasnya meningkat, permukaan bintang menjadi panas, bintang bergerak ke atas dan ke kiri dalam diagram H-R Laju evolusi pada tahap ini jauh lebih lambat
daripada sebelumnya. Pada akhirnya temperatur di pusat bintang cukup
tinggi untuk berlangsungnya pembakaran hidrogen
Tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan terhenti
DND-2005
Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antar bintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massanya. Makin besar massa bintang, makin singkat waktu
yang diperlukan untuk mencapai deret utama
Mass (M)
Time (106 years)
15 0.165 0.72 81 30
0.5 100
Tabel 3-1 Waktu yang diperlukan bintang utk mencapai deret utama
DND-2005
Bintang HL Tau yang merupakan bintang jenis T Tauri yang diamati oleh Teleskop Canada-France-Hawai.
http://www.ifa.hawaii.edu/ao/images/TTauri/FULL_ring.html
Contoh bintang pra deret utama : Bintang T Tauri.
DND-2005
Bintang UY Aur. Yaitu bintang ganda jenis T Tauri yang diamati oleh Teleskop Canada-France-Hawai. Pada gambar tampak kedua bintang masih diselimuti oleh awan antar bintang.
http://www.ifa.hawaii.edu/ao/images/TTauri/FULL_ring.html
DND-2005
Apabila massa protobintang terlalu kecil, maka temperatur dipusat tidak cukup tinggi untuk melangsungkan reaksi pembakaran hidrogen Batas massa untuk bisa berlangsungnya pembakaran
hidrogen adalah 0,1 M (0,08 M) Protobintang dengan massa lebih kecil dari batas ini
akan mengkerut dan luminositasnya menurun Protobintang akan mendingin menjadi bintang
katai coklat (Brown Dwarf)
Luminosity: 2x10-6 L Temperature: 700 K Mass: 20 - 50 MJ = 0,02 – 0,05 M
Paramaetr fisik bintang katai coklat:
DND-2005
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1995/48/images/a/formats/web_print.jpg
Bintang katai coklat Gliese 229B yang diamati oleh teleskop Palomar (kiri) dan yang diamati oleh Teleskop ruang angkasa Hubble.
DND-2005
Bintang katai coklat TWA 5B yang diamati oleh satelit Sinar-X Chandra. Bintang katai coklat ini mengorbit bintang ganda muda yang dikenal sebagai TWA 5A. Bintang ini jaraknya 180 LY dan berada di konstelasi Hydra. Bintang katai coklat ini mengorbit bintang ganda pada jarak 2,75 kali jarak Matahari ke planet Pluto.
DND-2005
Evolusi di Deret UtamaBintang pada tahap pra deret utama energi yang dipancarkanya berasal dai pengerutan gravitasi. Akibat pengerutan gravitasi, temperatur di pusat
menjadi semakin tinggi. Pada temperatur sekitar 10 juta derajat, inti hidrogen
mulai bereaksi membentuk helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi ini
menyebabkan tekanan di dalam bintang menahan pengerutan gravitasi dan bintang menjadi mantap. Bintang mencapai deret utama berumur nol (zero
age main sequence – ZAMS)
DND-2005
Kedudukan deret utama berumur nol dalam diagram H-R dapat ditentukan secara teori. Kedudukannya itu bergantung pada komposisi kimia
bintang.
Kedudukan ZAMS untuk bintang dengan berbagai komposisi kimia dan berbagai massa.
Mbo
l
log Te
4
6
8
3,8 3,6
0,6
X = 0,999 Z = 0,001
0,8
0,1
0,6
0,8
1,0 X = 0,75 y = 0,001
DND-2005
Jadi deret utama berumur nol (ZAMS) merupakan kedudukan bintang dengan reaksi inti di pusatnya yang komposisi kimianya masih homogen.
ZAMS untuk bintang dengan komposisi kimia yang berbeda merupakan jalur yang hampir sejajar.
Mbo
l
log Te
4
6
8
3,8 3,6
0,6
X = 0,999 Z = 0,001
0,8
0,1
0,6
0,8
1,0 X = 0,75 y = 0,001
DND-2005
Akibat reaksi inti di pusat bintang, hidrogen di pusat bintang berkurang dan helium bertambah. Akibatnya struktur bintang berubah secara perlahan
Kedudukan bintang di diagram H-R berubah secara pelahan.
Bintang menjadi lebih terang, radiusnya bertambah besar dan temperatur efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari ZAMS. Sebagai contoh, apabila hidrogen di pusat bintang
sudah berkurang sebanyak 10%, maka bintang akan lebih terang paling tinggi dua kalinya, dan temperatur efektifnya turun sekitar 10%.
DND-2005
Tahap evolusi ini disebut tahap deret utama.
Deret Utama
log
L/L
log Te
Jeja
k Ha
yash
i
A
B
Daer
ah T
erla
rang
Hay
ashi
D CEvolusi pra deret utama
DND-2005
Dalam Astrofisika I telah dibicarakan bahwa terdapat hubungan antara massa dengan luminositas bintang yang dinyatakan oleh persamaan berikut,
L = a Mp
Parameter a dan p bergantung pada sifat fisis di dalam bintang (komposisi kimia, mekanisme pembangkit energi dll) Dari persamaan di atas dapat dilihat bahwa makin
besar massa bintang, makin besar pula luminositas bintang
Hubungan ini secara eksaks dapat diperoleh apabila pers. struktur bintang dipecahkan dulu dg lengkap.
DND-2005
Secara kasar, hubungan antara massa dan luminositas untuk bintang deret utama dapat diturunkan sebagai berikut :
Masukan ke pers. (2-3) :r 2
G M(r)=
dr
dP
Dari pers. (2-4) : = 4 r 2 dr
dM(r)
R3
M
diperoleh : P R4
M2
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3-12)
Masukan pers. (3-12) ke pers. (2-7) :H
Pgas= Tk
DND-2005
diperoleh : T R
M. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3-13)
Dari pers. (2-48) : = dTdr
L(r)4 r2
34 ac T 3
T4 R4
MLdiperoleh : . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3-14)
Masukan pers. (3-14) ke pers. (3-13) diperoleh,
L M3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3-15)
Hasil ini menunjukkan bahwa secara teori hubungan antara luminositas dan massa memang ada.
DND-2005
Deret Utamalog
L/L
log Te
Deret utama bagian atas merupakan kedudukan bintang yang luminositas dan massanya besar
Deret utama bagian bawah merupakan kedudukan bintang yang luminositas dan massanya kecil
DND-2005
Jumlah bintang bermassa besar lebih sedikit daripada bintang bermassa kecil. Salpeter (Salpeter E.E., 1955, ApJ, 121:161) mendapatkan bahwa jumlah bintang bermassa antara M dan M + dM diberikan oleh Ψ(M)dM, dimana,
Ψ(M) M-2,35 . . . . . . . . . . . . . . . (3-16)
Ψ(M) disebut fungsi massa Salpeter
DND-2005
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000922.html
Globular Cluster M55
Diagram H-R gugus bintang menunjukkan bahwa di bagian bawah lebih banyak bintang daripada di bagian atas.
DND-2005
Bintang yang berada di deret utama bagian atas, mempunyai temperatur pusat lebih tinggi daripada yang berada di bagian bawah deret utama. Reaksi daur karbon sangat peka terhadap temperatur Jadi bintang yang berada di bagian atas deret utama,
pembangkit energinya terutama berasal dari reaksi daur karbon
Bintang yang berada di bagian bawah deret utama seperti Matahari, pembangkit energinya terutama dari reaksi proton-proton.
DND-2005
Bintang bermassa besar, pembangkit energinya berasal dari reaksi daur karbon. Karena laju reaksi daur karbon sangat peka terhadap
temperatur, maka pembangkit energi naik sangat cepat ke arah pusat bintang.
Akibatnya, reaksi sangat terkonsentrasi ke pusat Hal ini akan mengakibatkan gradien temperatur
yang sangat besar di pusat. Akibatnya, syarat kesetimbangan pancaran (pers.
2-51) akan dilanggar.
DND-2005
Pers. (2-51) : >dTdr
dTdrunsur sekeliling
Dengan demikian di pusat bintang akan terjadi konveksi. Tempat terjadinya konveksi ini disebut pusat
konveksi. Karena laju reaksi yang cepat, hidrogen di pusat
bintang akan habis dalam waktu yang singkat. Akibat adanya aliran konveksi, hidrogen di bagian
pusat bintang ini akan diisi kembali oleh hidrogen dari lapisan di atasnya, sedangkan materi di pusat akan di bawa ke lapisan atasnya.
DND-2005
Bintang bermassa kecil, pembangkit energinya terutama berasal dari reaksi proton-proton. Dalam hal ini pembangkitan energi tidak terlalu
terkonsentrasi ke pusat Konveksi tidak terjadi di pusat Sebaliknya konveksi akan terjadi di lapisan
atasnya (selubung). Mengapa?
Atom berada dalam keadaan netral
Temperatur tinggi, hapir seluruh atom terionisasi
Daerah peralihan, atom berada dalam proses ionisasi. γ kecil (γ 1), syarat kesetimbangan pancaran di langgar
Selubung konveksi
DND-2005
Tabel 3-1. Farksi massa pusat konveksi (Mpk) dan selubung konveksi (Msk) bintang deret utama.
M/M Mpk/M Msk/M
15,015,0 0,380,38 0,000,00
9,09,0 0,260,26 0,000,00
5,05,0 0,210,21 0,000,00
3,03,0 0,170,17 0,000,00
1,01,0 0,000,00 0,010,01
0,50,5 0,010,01 0,420,42
DND-2005
Sebagian besar massa hidup bintang dihabiskan di deret utama (sekitar 2/3 dari massa hidupnya). Kemungkinan menjumpai bintang yang berada pada
tahap deret utama jauh lebih besar daripada menjumpai bintang yang berada dalam tahap lainnya.
Oleh karena itu dalam diagram H-R, sebagian besar bintang menempati deret utama
deret utama
DND-2005
Akibat reaksi pembakaran hidrogen, jumlah helium di pusat bintang bertambah. Timbunan helium di pusat bintang ini disebut pusat helium. Terjadi pengerutan gravitasi secara perlahan di pusat
helium. Energi yang dibangkitkan oleh pengerutan gravitasi
ini kecil, sehingga gradien temperatur di pusat helium kecil. Pusat helium bersifat isoterm (temperaturnya sama
di semua tempat)
DND-2005
Menurut Schönberg dan Chandrasekhar, apabila massa pusat helium mencapai 10 ~ 20% massa bintang, gradien tekanan tidak dapat mengimbangi berat bagian luar bintang. Pusat helium tidak lagi mengkerut dengan
perlahan, tetapi runtuh dengan cepat. Massa kritis agar peristiwa ini terjadi disebut batas
Schönberg dan Chandrasekhar Pada saat itu, struktur bintang berubah dengan
cepat, bagian luar bintang akan mengembang dengan cepat dan bintang berevolusi menjadi bintang raksasa merah.
DND-2005
Apabila X adalah fraksi massa hidrogen dalam 1 gram materi bintang. Maka bintang akan berevolusi meninggalkan deret
utama apabila massa pusat helium adalah
Jadi jumlah hidrogen yang harus diubah menjadi helium sebelum meninggalkan deret utama adalah,
f X M
f M Masa bintangFraksi pusat helium terhadap massa bintang
DND-2005
Energi yang dibebaskan apabila 1 gram hidrogen diubah menjadi helium adalah 6,4 x 1018 erg. Jadi selama di deret utama energi yang dibebaskan oleh bintang adalah,
E = f X M (6,4 x 1018) erg.
=1,3 x 1052 f X erg MM
. . . . . . . . . . (3-16)
Umur bintang di deret utama dapat ditaksir sebagai,
TE =EL
. . . . . . . . . . . . . . . . . . (3-17)
DND-2005
atau,
TE = 1,1 x 1011 f X tahunM/M
L/L
. . . . . . . . . (3-18)
Apabila harga f untuk batas Schrönberg-Chandrasekhar adalah 0,15, maka persamaan (3-18) menjadi,
TE = 1,2 x 1010 X tahunM/M
L/L
. . . . . . . . . (3-19)
Untuk Matahari X = 0,73, dengan mengunakan pers. (3-19) dapat diketahui bahwa Matahari akan berada di deret utama selama lebih dari 8 x 109 tahun.
DND-2005
M/M TE(tahun)
15,0 1,0 x 107
9,0 2,2 x 107
5,0 6,8 x 107
2,25 5,0 x 108
1,0 8,2 x 109
Tabel 3-3 Umur bintang di deret utama
DND-2005
Apabila digunakan hubungan massa luminoitas (pers. 3-15) yaitu,
L M3
akan diperoleh, TE M-2
Hal ini berarti bahwa makin besar massa suatu bintang, maka makin singkat bintang tersebut berada di deret utama.
Karena bintang bermassa besar umurnya di deret utama relatif singkat, maka bintang biru kelas O dan B di ujung deret utama bukanlah bintang tua, umurnya baru beberapa juta hingga beberapa puluh juta tahun.
DND-2005
Jadi semua bintang kelas O dan B ini letaknya belum jauh dari tempat kelahirannya.
Dari hasil pengamatan diketahui bahwa banyak bintang-bintang biru kela O dan B letaknya berasosiasi dengan awan antar bintang, contohnya bintang biru di gugus Pleiades yang masih diselimuti awan antar bintang.
Bintang-bintang di Gugus Pleiades yang masih diselubungi awan antar bintang. Umur gugus ini sekitar 100 juta tahun (1/50 umur matahari)
top related