Info Baru
Loading...

Cara Mengukur Jarak Bintang

WartaIPTEK.com - Satu abad lalu, dua orang ahli astronomi (Ejnar Hertzsprung & Henry Norris Russel) menghasilkan satu grafik sederhana yang menghubungkan suhu dengan cemerlang bintang, diagram Hertzsprung-Russel.

Para ilmuwan yang menyelidiki bintang-bintang menghadapi sejumlah problema yang menakutkan. Mereka tidak dapat membawa obyek penelitian mereka ke dalam laboratorium unluk menimbangnya, membedahnya, dan biasanya memukulnya untuk melihat bagaimana perilakunya. Bahkan para astronom tidak dapat melihat kebanyakan bintang, selain dari matahari, sebagai sesuatu yang tidak lebih dari titik-titik cahaya. Bagaimanapun juga, umur bintang adalah demikian panjangnya sehingga sangat jarang bagi seorang astronom melihat bintang yang menua.

Hanya terdapat dua sifat bintang yang dapat diukur dengan mudah oleh para astronom: cemerlang (sinar) dan suhu permukaannya. Sekalipun demikian, menjadi fakta luar biasa bahwa satu grafik sederhana mengenai cemerlang yang dialur terhadap suhu - apa yang dinamakan diagram Hertzsprung-Russel - memberikan satu pengertian yang dalam mengenai sifat-sifat mendasar dari bintang-bintang. 


Dinamai menurut dua orang astronom terkemuka pada awal abad ke-20, diagram Hertzsprung-Russel pertama kali muncul di Nature 100 tahun lalu pada tahun ini. Ia menyajikan satu cara yang ideal untuk membandingkan dengan teori-teori realitas mengenai sifat-sifat bintang yang berubah dengan lambat. Selain dari itu, diagram tersebut memungkinkan para astronom mengukur jarak bintang-bintang yang jauh letaknya, dan menentukan umur dari kelompok-kelompok bintang — dan dengan demikian secara tidak langsung, umur alam semesta.

Kunci untuk memakai bintang-bintang berasal dari penelitian mengengi spektrumnya. Pemecahannya timbul pada tahun 1880-an, ketika para astronom pada Harvard College Observatory mulai memotret spektrum dari beribu bintang. Astronom E.C. Pickering dari Harvard mengklasifikasikan bintang-bintang dalam satu urutan alfabetis, A sampai O, bergantung pada penampjlan spektrumnya. Asisten Pickering, Annie Cannon, menyelesaikan pekerjaan berat itu, dan akhirnya ia mengklasifikasikan spektrum dari hampir seperempat juta bintang. Ia juga menyadari bahwa urutan alfabetis semula mempunyai arti fisik yang kecil, karenanya ia mengeluarkan banyak dari golongan-golongan, dan menyusun kembali yang lainnya dalam satu tatanan yang menunjukkan suhu yang menurun: OBAFGKM. Matahari misalnya, dengan suhu 5800 K, merupakan satu jenis bintang G, bintang-bintang K dan M adalah lebih dingin dan kemerahan wamanya, sedangkan yang lainnya merupakan jenis-jenis bintang yang lebih panas dan lebih biru.

Kini para astronom mempunyai dua cara untuk menentukan berapa jauh letak satu bintang dari bumi. Untuk beberapa bintang yang dekat, mereka dapat menemukan jarak dengan mengukur paralaksnya: besarnya satu bintang "bergoyang-goyang" terhadap latar belakang bintang-bintang yang sangat jauh jaraknya, seperti bumi bergerak mengitari matahari. Selain dari itu, bila bintang-bintang dari satu jenis tertentu yang biasanya jauh, gerakan yang diamati melalui angkasa kelihatannya kecil, agaknya seperti kereta api di kejauhan yang kelihatannya berjalan lebih lambat daripada kereta api yang melintas di dekat kita.

Hertzsprung membawa argumen ini selangkah lebih jauh. Semua bintang merah harus mempunyai suhu yang kira-kira sama, dengan demikian satu-satunya cara di mana ia dapat menerangkan perbedaan kilau antara kedua golongan itu ialah apabila mereka sangat berbeda dalam ukurannya. Bintang-bintang kilau bergaris-sempit, ia namakan "raksasa", dan bintang-bintang redup bergaris-lebar, ia namakan "kerdil".

Bintang-bintang kerdil terletak di sepanjang garis diagonal, yang menunjukkan bahwa cemerlangnya berkurang dengan cepat dengan menurunnya suhu. Pada puncak ujung kiri, diagonal itu bertemu dengan raksasa-raksasa dalam kelompok bintang-bintang B, sekitar 100 kali secemerlang matahari; tetapi pada ujung kanan bawah, bintang-bintang kerdil merah hanya 1/100 kali kilaunya matahari.

Dua pembagian utama dalam diagram H-R ini benar-benar telah bertahan terhadap ujian waktu. Perubahan utama dalam 100 tahun terakhir adalah penambahan golongan-golongan ekstra, di daerah-daerah diagram di mana letak bintang-bintang termasuk jarang. Di puncak, para astronom sekarang memasukkan bintang-bintang super raksasa yang sangat jarang, yang sekitar 10.000 kali lebih cemerlang daripada matahari. Dan di daerah paling dasar, terletak kerdil-kerdil putih. Bintang-bintang panas tetapi sangat padat ini sungguh sangat biasa dalam Bimasakti (Galaksi), tetapi sedemikian redupnya sehingga sulit dideteksi. Untuk menghindarkan kerancuan dengan kerdil-kerdil, putih ini, para astronom biasanya menyebut bintang-bintang pada berkas diagonal sebagai "bintang-bintang rangkaian utama" bukannya "kerdil-kerdil" — meskipun banyak orang masih menunjuk kepada bintang-bintang rangkaian utama yang paling redup sebagai "kerdil-kerdil merah".

Para astronom sekarang mengetahui .bahwa bintang-bintang pada rangkaian utama semuanya mempunyai komposisi yang sama, dan semuanya berada pada tahapan awal dari kehidupannya ketika energinya berasal dari fusi hidrogen dengan helium di dalam intinya. Hanya satu sifat yang membedakan bintang-bintang di sepanjang rangkaiannya: massa. Bintang-bintang yang paling berat, dengan massa sampai 30 kali massa matahari mempunyai inti yang paling panas, dan "membakar" hidrogen paling dahsyatnya. Sebagai akibatnya, mereka merupakan bintang-bintang O dan B yang sangat kilau dan sangat panas, terletak di ujung kiri puncak dari rangkaian. Bintang-bintang O dapat mempunyai suhu setinggi 40.000 K dan kilaunya 10.000 matahari. Bintang-bintang berbobot rendah dengan massa sampai 1/10 massa matahari, sama redup dan dinginnya; mereka adalah kerdil-kerdil merah, dengan suhu permukaan serendah 2400 K, memancarkan cahaya 1/10.000 kali yang dipancarkan matahari.

Sifat lain dari diagram H-R ialah menghubungkan ukuran bintang-bintang terhadap massa. Kilau sesuatu benda adalah sebanding dengan luasnya, dan karena luas tergantung pada radius, berarti bahwa sesuatu titik pada diagram H-R menggambarkan satu bintang dengan kilau dan suhu tertentu, juga sesuai dengan satu bintang dengan ukuran tertentu. Tambahan pula, kita dapat menarik garis yang menghubungkan semua bintang dengan ukuran sama. Garis-garis yang berukuran konstan adalah diagonal-diagonal yang berjalan dari puncak kiri ke dasar kanan. Bintang-bintang yang lebih besar terletak di puncak kanan, dan bintang-bintang yang lebih kecil di kiri bawah.

Bintang-bintang pada rangkaian utama tidak jauh berbeda dalam ukurannya dari matahari: sepanjang urutannya, mereka berkisar dari sekitar lima kali ukuran matahari sampai kira-kira separuh diameter matahari. Kebanyakan bintang-bintang lain letaknya jauh sampai puncak kanan, dan kita dapat melihat mengapa mereka dinamakan raksasa dan super-raksasa, dan dengan mudah akan meliputi orbit bumi di sekeliling matahari; sebagian akan mengisi orbit Mars.

Apabikt pusat persediaan hidrogen bintang dihabiskan, helium yang dihasilkannya mengendap ke pusat membentuk inti mati yang padat. Tetapi energi nuklir masih akan dihasilkan lebih lanjut, dan hal ini memberikan kepada lapisan-lapisan luar bintang daya angkat secukupnya terhadap gaya berat. Pada tahapan ini bintang membengkak menjadi sekitar 100 kali ukurannya semula. Dan oleh karena radiasinya dipancarkan ke daerah yang lebih luas, ia dipancarkan pada suhu yang lebih rendah. Bintang rata-rata, seperti matahari, menjadi raksasa merah, sedang bintang massif O atau B membengkak menjadi super-raksasa kuning.

Kematian Bintang
Sesudah itu, kehidupan bintang menjadi lebih kompleks. Reaksi nuklir dapat terjadi secara berturut-turut di dalam inti yang mengisut, sedang reaksi lain lebih lanjut terjadi pada "kulit". Tiada satu pun dari kejadian ini dapat dilihat oleh para astronom yang duduk dalam jarak beratus tahun cahaya, tetapi dengan bantuan model komputer mereka dapat menghitung pengaruh dari perubahan-perubahan internal terhadap apa yang dapat mereka ukur — kilau bintang dan suhu permukaannya.

Akhimya, bintang raksasa akan menyemburkan gas-gas luarnya dalam bentuk cincin. asap kosmik yang indah; yang dinamakan nebula planit. Intinya tinggal sebagai satu kerdil putih kecil yang sangat panas.

Super-raksasa yang massif akan mengakhiri hidupnya dengan cara yang lebih spektakuler, meledak sebagai satu supernova. Intinya tinggal sebagai bintang netron yang padat, sedemikian redupnya hingga kini tidak dapat melihat bintangnya sendiri (meskipun dalam beberapa kejadian, kita dapat menangkap cahaya yang dipancarkan oleh medan magnetik, sebagai satu "pulsar"). Nasib lain yang dapat menimpa inti supernova ialah bahwa seluruh intinya dapat kolaps sebagai satu rongga hitam (black hole). Satu rongga hitam, menurut definisi, mempunyai medan gravitasi yang demikian kuatnya sehingga cahaya tidak dapat melepaskan diri.

Jarak
Segera setelah para astronom menyadari bahwa bintang-bintang dibagi dalam kategori "raksasa" dan "kerdil", perburuan dilanjutkan untuk menemukan perbedaan dalam spektrumnya. Walter Adams dan Arnold Kohlschutter di Mount Wilson, menguatkan perbedaan ketajaman garis-garis spektrum yang pertama kali dicatat oleh Antonia Maury di Harvard. Mereka mengembangkan sistem itu, sehingga analisa mengenai spektrum akan mengungkapkan jarak bintang. Penampilan umum dari spektrum memberikan tipe spektrum bintang, dan kesempitan garis-garisnya mengungkapkan apakah ia raksasa atau kerdil. Diagram H-R mengatakan kepada kita kilau sebenarnya dari satu raksasa atau kerdil dari golongan spektrum itu; dengan demikian pembandingan dengan kilau bintang yang nyata — menjadi redup karena jaraknya — mengungkapkan berapa jauh letak bintang itu dari bumi.

Menentukan Umur Kelompok Bintang
Barangkali sifat yang paling kurang diperkirakan dari diagram H-R yang serbaguna itu ialah kemampuannya untuk mengungkapkan umur bintang. Teori evolusi bintang menunjukkan bahwa bintang-bintang tidak semuanya hidup dalam umur yang sama. Bintang-bintang yang paling massif adalah pemboros bahan bakar nuklir, dan mempunyai rentang umur yang paling pendek; suatu bintang yang mempunyai massa 10 kali massa matahari hanya akan berumur 100 juta tahun. Perbedaan dalam rentang umur ini mempunyai pengaruh yang menarik terhadap diagram H-R dari suatu kelompok bintang.

Bilamana satu kelompok dilahirkan dari gas antarbintang, ia mengundang bintang-bintang dari semua massa, dan ini berbaris secara teratur pada rangkaian utama. Tetapi sesudah sekitar 10 juta tahun, bintang-bintang O dan B yang sangat massif telah menjalani hidup dalam eksistensinya yang pendek tetapi cemerlang. Mula-mula mereka berada di sudut puncak kiri diagram; sekarang
mereka mengadakan migrasi ke puncak kanan karena mereka mengembang menjadi super-raksasa. Agak kemudian, bintang-bintang A yang kurang massif, sekarang berada pada puncak dari rangkaian utama, akan pindah ke daerah raksasa merah. Dengan berlalunya waktu, rangkaian utama secara berangsur berkurang dari puncak.

Diagram H-R menyajikan umur yang cukup cermat untuk kelompok-kelompok bulat, dengan konsensus sekitar 14.000 sampai 19.000 juta tahun. Ini merupakan penentuan umur secara langsung untuk pembentukan Galaksi kita. Tetapi pengukuran ini bertentangan dengan penentuan umur untuk big bang, berdasarkan kecepatan alam semesta sekarang mengembang, yang membuat alam semesta agaknya hanya berumur 12.000 juta tahun. Bintang-bintang Bimasakti hampir tidak dapat lebih tua daripada alam semesta, dan pertentangan antara kedua metode penentuan umur penciptaan menggambarkan salah satu problem terkemuka dalam kosmologi modern.

0 Response to "Cara Mengukur Jarak Bintang"

Post a Comment

Berilah komentar yang sopan dan konstruktif. Diharap jangan melakukan spam dan menaruh link aktif! Terima kasih.