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.
Follow Warta Iptek di Google News
0 Response to "Cara Mengukur Jarak Bintang"
Posting Komentar
Berilah komentar yang sopan dan konstruktif. Diharap jangan melakukan spam dan menaruh link aktif! Terima kasih.