Evolusi bintang terjadi secara perlahan selama keberadaan bintang di alam semesta. Bintang mengalami berbagai tahapan seperti kelahiran, tumbuh di deret utama, menjadi raksasa merah, dan akhirnya mati menjadi bintang kerdil putih atau hitam. Proses ini melibatkan reaksi nuklir inti yang mengubah hidrogen menjadi helium dan unsur berat lainnya. Perubahan komposisi inti menyebabkan per

1. Evolusi Bintang
Oleh; Maria B. Tukan
BAB I
PENDAHULUAN
Pada teori evolusi bintang, pembagian bintang menjadi dua divisi populasi tidak
mengimplikasikan bahwa dua group dasar masing-masing terbentuk pada masa yang spesifik.
Population I pada umumnya adalah bintang muda sering diasosiasikan dengan nebula,
sedangkan populasi II umumnya disebut bintang tua.
Selama keberadaannya di alam semesta ini, sebuah bintang akan mengalami siklus
hidup atau evolusi. Di alam evolusinya ini bintang mengalami kelahiran, tumbuh dan
akhirnya tak bersinar lagi atau mati. Siklus hidup atau evolusi bintang ini memerlukan waktu
jutaan bahkan milyaran tahun.
Cahaya bintang yang kita lihat merupakan hasil dari reaksi fusi hidrogen helium
dalam intinya. Bintang juga mengalami rotasi dan revolusi. Dalam perkembangannya ada
pula yang dinamakan bintang-bintang tidak stabil, bintang kerdil putih, bintang kerdil merah
sangat besar (red giant), super giant hingga yang dinamakan The Black Hole.
Bagaimana evolusi atau siklus kehidupan bintang terjadi ? Bagaimana awal
pembentukkan bintang hingga perkembangan akhirnya dan dalam tahapan-tahapan itu apa
yang terbentuk. Hal-hal inilah yang akan kita bahas dalam makalah ini.

2. BAB II
PEMBAHASAN
Evolusi bintang adalah perubahan struktur secara perlahan-lahan yang dialami sebuah
bintang selama keberadaanya. Hal ini merupakan sebuah proses penuaan bintang.
Keseluruhan galaksi kita dan juga galaksi yang lain merupakan awan yang sebagian besar
terdiri dari gas hidrogen dan debu yang sangat luas. Debu kosmos dapat dilihat dengan
memantulkan atau menghalangi sinar dari bintang-bintang tetangganya. Debu atau gas
cosmos ini dapat dideteksi secara optik bila gas kosmos mengeluarkan cahaya atau melalui
pengamatan radio bila keadaan gas kosmos gelap. Gas kosmos dapat mengeluarkan cahaya
bila gas ini memantulkan cahaya dari bintang-bintang di dekatnya atau jika sinar ultraviolet
dari bintang-bintang di dekatnya sangat panas sehingga menyebabkan gas ini berflouresensi.
Peristiwa ini terjadi jika sinar ultraviolet dari bintang yang sangat panas mengeksitasi atom-
atom dingin yang lain menaikkan elektron-elektron ke tingkat orbit yang lebih tinggi, yang
kemudian turun lagi menghasilkan sinar fluorensi.
Kebanyakkan gas di ruang angkasa adalah gas hidrogen dingin dalam keadaan energy
terendah yang tak dapat dideteksi secara optic dari bumi. Gas hidrogen memancarkan
gelombang radio dengan panjang gelombang 21 cm. Panjang gelombang ini sekitar 400.000
kali panjang daripada gelombang cahaya pada deret Balmer. Pancaran energi rendah ini
terjadi bukan sebagai hasil lompatan orbit elektron tetapi elektron atom hidrogen dalam
keadaan energi terendah mengubah arah spinnya. Sehingga energi terjadi perubahan sangat
kecil pada energi total atom. Pengetahuan kita tentang penyebaran hidrogen dingin di ruang
angkasa semakin banyak dengan mempelajari pancaran radionya.

3. Gambar 10. 1 Nebula berbentuk kepala kuda pada susunan bintang orion. Ini merupakan
nebula gelap, awan dan debu-debu antar bintang yang menghalangi cahaya
bintang. Difoto dengan cahaya merah dengan teleskop 200 inchi
(Observatorium Hole)
Awan gas dan debu yang sangat luas seperti ini bergerak melewati ruang angkasa,
materi-materi yang ada di dalamnya menjadi terdistribusi tidak merata dan membentuk
bulatan-bulatan kecil padat. Bulatan-bulatan kecil ini jika cukup kepadatannya, terjadi daya
tarik-menarik dan mulai mengkerut. Pada saat yang sama juga menarik lebih banyak materi-
materi ke dalamnya. Hasilnya berupa bola gas dan debu yang terus mengkerut, mengubah
energi potensial gravitasi menjadi energi panas dan terbentuknya protostar. Suhu dan tekanan
dalam protostar bertambah hingga penyerapan materi terhenti karena tekanan dorongan luar.
Keseimbangan terjadi dan terbentuk bintang yang stabil. Bintang yang baru terbentuk terus
memperoleh energi dari konstraksi gaya tarik menarik. Energi ini terbawa ke permukaan
secara konveksi. Karena suhu pusat bertambah besar, suatu saat tercapai suhu yang
memungkinkan terjadinya reaksi inti. Pada titik suhu ini, jika hidrogen bintang mulai berubah
menjadi helium maka bintang ini menjadi bintang deret utama (main sequence). Diperlukan
berjuta-juta tahun untuk mencapai peran ini. Sebagai perbandingan sebuah bintang matahari
menempati deret utama dalam beberapa milyar tahun. Dengan demikian evolusi bintang
berubah menjadi helium.
Besarnya massa yang terkandung dalam bintang baru membedakan tempatnya dalam
deret utama. Sebuah bintang yang paling berat akan menjadi bintang putih kebiru-biruan

4. yang panas, sementara bintang yang massanya paling ringan akan menjadi bintang merah
yang dingin. Perhitungan dan pengamatan menunjukkan bahwa perolehan energi sebuah
bintang sebanding dengan massanya pangkat tiga. Sebuah bintang massanya 2 kali massa
matahari akan mengahsilkan energi sekitar 8 kali energi matahari. Karena luas permukaan
bintang tersebut tidak sampai 8 kali lebih luas dari permukaan matahari, maka energi lebih
banyak dipancarkan tiap centimeter kuadrat sehingga suhu permukaan menjadi lebih tinggi
(hokum Stefan). Jika sebuah bintang yang saat pertama kali tersusun pada deret utama
massanya sama dengan 16 kali massa matahari, akan terjadi bintang.
Gambar 10.2 Garis-garis evolusi sebuah bintang dengan massa kira-kira sebesar matahari.
Diagram skema ini menunjukkan perubahan-perubahan dari deret utama
menjadi tahap bintang kerdil putih, tetapi tidak menunjukkan garis-garis
perjalanan yang dapat terjadi.
Type B-biru, sementara yang massanya 1/3 kali massa matahari akan menjadi tipe M-
merah. Sedangkan bintang yang massanya sama dengan matahari, akan menghasilkan
klasifikasi spectral G2 pada deret utama.
Semakin besar massa sebuah bintang semakin besar pula penggunaan bahan bakarnya.
Semakin kecil massanya semakin sedikit pula penggunaan bahan bakarnya. Ini berarti
semakin besar massa bintang akan melampui setiap tahap evolusi lebih cepat. Bintang dengan
massa seperti matahari akan memadat kira-kira 50 juta tahun, bintang dengan massa 20 massa
matahari akan memadat hanya dalam waktu ½ juta tahun. Hal ini dikarenakan massa bintang
yang lebih besar akan menghasilkan medan gravitasi yang lebih kuat, yaitu gas-gas yang
masuk lebih cepat. Sebuah bintang akan tetap berada pada deret utama hanya beberapa juta

5. tahun, namun matahari kita dan bintang-bintang yang serupa dengan matahari memerlukan
sekitar beberapa milyar tahun dalam perkembangannya.
Bintang yang massanya lebih kecil sinarnya lebih redup dan keberadaanya lebih
dingin sehingga berada pada deret utama lebih lama daripada bintang dengan massa lebih
besar bersinar terang dan keadaannya lebih panas.
Sementara itu bintang-bintang yang berada pada deret utama bahan bakar hidrogennya
secara konstan terbakar berubah menjadi helium melalui reaksi termonuklir. Proses ini sangat
mendukung hidup bintang. Namun demikian, karena hanya 7/10 dari gas secara nyata diubah
menjadi energy dalam proses ini, maka massa bintang relatif tetap.
Hidrogen dalam inti paling dalam sebuah bintang digunakan pertama kali untuk reaksi
nuklir karena suhunya sangat tinggi, sehingga hidrogen berkurang dan abu helium terkumpul.
Perhitungan menunjukkan bahwa perubahan komposisi ini menyebabkan struktur bintang
berubah, sehingga sinarnya bertambahn terang dan permukaannya dalam deret utama sedikit
berkurang.
Dalam perhitungan menunjukkan bahwa jika 10% hidrogen dari bintang menjadi
helium dalam inti, lapisan-lapisan akan terbentuk dan kondisi berubah jika dalam inti habis,
secepatnya bintang akan berubah posisinya. Sekarng inti yang semuanya terdiri dari helium
mulai berkontraksi karena gravitasi dan karena keadaan seperti ini bintang itu tidak
mempunyai sumber energy untuk mensuplai panas dan tekanan. Pada saat yang sama
hydrogen disekitar inti dipanaskan dan mulai terbakar menjadi helium. Proses ini bagaikan
lautan api yang membakar sekeliling tepi bidang terbakar, secara konstan bergerak keluar.
Selanjutnya energi bintang berasal dari konstraksi inti dan pembakaran hidrogen pada tepi
inti pusat ini.
Bagian luar bintang menjadi menggelembung dan mengembang sangat besar,
sehingga kerapatannya lebih kecil daripada inti yang memadat. Suhu permukaan bintang

6. menurun (karena jumlah energy percentimeter kaudarat menurun) dan bintang bersinar lebih
merah.
Bintang ini akan keluar perlahan-lahan dari deret utama dan menjadi bintang merah
yang sangat besar (red giant). Sebuah bintang merah sangat besar atau super besar (super
giant) mempunyai suhu permukaan antara 30000
dan 70000
K. Cahayanya bisa mencapai 100
hingga 10.000 kali dibanding matahari. Ini dapat dicapai bila ukurannya 10 hingga 500 kali
diameter matahari . Jika sebuah bintang berubah menjadi bintang merah superbesar, seperti
Antares dengan massa 50 kali massa matahari, maka volume bintang itu akan menjadi 64 juta
kali lebih besar dari matahari. Tetapi karena mengembang, rata-rata kerapatannya hanya
1/10.000.000 dibanding matahari.
Sekitar 90 % hidup bintang sebelum menjadi bintang merah sangat besar (red giant)
waktunya dihabiskan pada deret utama. Selebihnya waktu yang relatif singkat digunakan
bintang bergerak dari deret utama ke red giant branch dan ini disebut Hertzprung gap.
Sementara bintang dalam bentuk bintang yang sangat besar, inti helium terus
memadat karena berat yang dimilikinya dan suhu pusat terus meningkat. Jika suhu mencapai
sekitar 100 juta derajat, reaksi inti yang melibatkan helium mulai terjadi. Dari perhitungan
menunjukkan permulanan “pembakaran helium” barangkali merupakan perkembangan sangat
cepat, secepat namanya “cahaya helium”.
Unsur-unsur yang lebih berat terbentuk melalui proses inti dan bintang kemudian
menghasilkan energinya. Tahap reaksi inti yang sangat penting adalah pembentukkan inti
karbon. Pada suhu yang sangat tinggi ini tiga inti helium dapat bergabung membentuk karbon
(proses triple alpa). Tahap selanjutnya dari evolusi bintang adalah terbentukknya unsur-unsur
yang lebih berat.

7. Tahap berikutnya cahaya dan akibatnya jejak evolusi menjadi komplek. Beberapa
hidrogen dari lapisan luar bergabung kembali dengan inti dan mungkin untuk sementara
waktu bintang itu kembali pada deret utama.
Selama hidupnya bintang kebanyakan bersinar dengan sinar konstan. Dalam usia
tuanya diluar tahap, bintang sangat besar (red giant) perhitungan menunjukkan bahwa bintang
bervariasi sinarnya sebagai akibat ketidakstabilan. Secara pasti terjadi dalam waktu yang
lama ketika suplai helium berkurang.
Bintang-bintang yang tidak stabil
Ada banyak bentuk bintang yang tidak umum, masing-masing merupakan akibat
ketidakstabilan selama garis edar evolusinya. Garis edar yang diberikan oleh bintang-bintang
disekitar tahap bintang merah sangat besar ini tidak menentu. Beberapa bintang pada tahap
ini secara periodik mengembang dan menyusut sehingga mengakibatkan pencahayaannya
berubah-ubah (Gambar 10.3)
Sebagai contoh adalah Cepheld’s yaitu sebuah bintang yang secara periodik
mengembang dan menyusut berubah-ubah bantuk maupun cahayanya. Selain itu, terdapat
bintang Lyrae yang ditemukan jauh dari galaxy dan dianggap berada di antara bintang-
bintang yang paling tua.
Gambar 10.3 Kurva cahaya beberapa jenis bintang

8. Pada tiap akhir evolusinya bintang ini mengeluarkan bagian-bagian massanya ke
ruang angkasa yang amsing-masing mangandung 4% hingga 1,0% massa aslinya. Salah satu
yang terkenal adalah : cincin nebula dalam gugus bintang Lyrae (Gambar 10.4)
Karena bintang-bintang yang tidak biasa itu pada dasarnya tidak stabil, pada tahap ini
mereka cenderung relative lebih cepat terpantau. Pada diagram H-R bintang-bintang ini
ditemukan dalam sebuah wilayah yang tidak ditempati oleh bintang-bintang.
Gambar 10.5 Hubungan radius dan massa bintang kerdil putih semakin besar massanya
semakin kecil radiusnya
Pertama kali bintang mencapai tahap bintang kerdil putih, energinya berasal dari
intinya. Karenanya tidak ada, energi yang dihasilkan dan perlahan-lahan menjadi dingin
kemudian mejadi gelap total. Periode pendinginan ini jauh lebih lama dibandingkan dengan
usia galaksi kita, oleh sebab itu tidak ada bintang kerdil hitam yang mungkin terdapat dalam
Bimasakti.

9. Ada banyak jenis bintang kerdil putih yang dikenal dan dipelajari. Bintang kerdil
putih yang terkenal adalah Sirius B. Masih banyak lagi jenis bintang kerdil, namun karena
cahayanya yang suram membuat sulit diamati.
Nova
Apabila sebuah bintang termasuk anggota sebuah sistem biner setelah dekat dengan
tahap akhir evolusinya akan dipengaruhi oleh bintang pasangannya. Jika dua bintang
memiliki massa yang lebih besar akan berkembang lebih cepat dan mencapai tahap bintang,
kerdil putih lebih dulu. Ketika anggota yang kedua mengembang menjadi bintang merah
besar, maka aliran materi dari atmosfers bintang pasangaanya yang kerdil putih menyebabkan
ketidakstabilan permukaannya. Hal ini mengakibatkan perubahan energy dan semburan
materi ke ruang angkasa.
Gambar 10.6 Nova Hercules (difoto dari Observatorium Lick)
Pencahayaan bintang kerdil putih naik secara cepat puluhan ribu kali. Inilah yang
disebut “Nova” yang artinya “bintang baru”. Disebut demikian karena memang sebelumnya
Nova dan pasangannya tidak dapat dilihat dengan mata telanjang. Setelah muncul, Nova akan
bersinar selama periode waktu yang singkat. Gambar 10.3 menunjukkan kurva cahaya sebuah
Nova. Pada saat paling terang magnitude mutlaknya adalah -6 sampai -9. Sebagai contoh
Nova Hercules yaitu Nova yang dapat dilihat dengan mata telanjang (gambar 10.6)

10. Supernova
Istilah “super” tidak menyatakan perbedaan antara bintang-bintang ini, dengan nova.
Keduanya mudah meledak akan tetapi ledakannya dapat dibandingkan dengan perbedaan
antara letusan petasan kecil dari dentuman dinamit. Sebuah Supernova menyala terang
ratusan juta kali disbanding dengan aslinya dan mencapai magnitude -14 sampai 18 atau
bahkan lebih terang.
Dan supernova terakhir yang terlihat dalam galaksi kita adalah Tycho&ahd : pada
tahun 1972 dan bintang Kepler pada tahun 1604. Sejak itu tidak pernah terlihat lagi dalam
galaksi kita, akan tetapi melalui pengamatan Supernova pada Observatorium comlitos di New
Mexico banyak ditemukan Supernova di galaksi lain (gambar 10.6)
Meskipun Supernova hanya terlihat dalam periode waktu yang singkat, sisanya masih
selama berabad-abad. Nebula Tudung (Veil Nebula) dalam gugus bintang Cygnus diyakini
sebagai sisa yang Nampak (gambar 10.8) antara letusan petasan kecil dan dentuman dinamit.
Sebuah Supernova menyala terang ratusan juta kali disbanding dengan aslnya dan mencapai
magnitude 14 sampai 18 atau bahkan lebih terang

11. Hampir 10 tahun sebelum penemuan pulsar pertama, fisikawan dan ahli Astronomi
telah menghipotesis keberadaan sebuah “bintang neutron”. Sebuah bintang yang partikelnya
tersusun padat sehingga muatan electron dan protonnya terhenti bersama-sama. Akibatnya
massa keseluruhannya hanya tersusun dari neutron. Bintang neutron ini dapat terbentuk dari
Supernova. Terdapat bukti-bukti yang menyakinkan bahwa pulsar-pulsar adalah bintang-
bintang neutron. Perhitungan menunjukkan bintang neutron berputar dengan kecepatan yang
terus menerus berkurang.
Gambar 10.9 Foto sebuah pulsar yang sebelumnya dianggap sebagai bintang biasa. Akan
tetapi observasi menunjukkan bahwa benda tersebut sebenarnya berkedip terus
menerus dalam pencahayaannya yang tepat.

12. Gambar 10.10 Perbandingan ukuran bumi, bintang neutron dan bintang kerdil putih
mempunyai jari-jari yang sama dengan bumi kira-kira 6000 km.
Perhitungan juga menunjukkan bahwa bintang-bintang super padat ini memiliki
medan magnet jauh melebihi medan magnet benda lain. Matahari memiliki medan magnet
sebesar 10 juta hingga 100 juta Gauss dan sebuah bintang neutron dapat memiliki medan
magnet sebesar milyaran Giuss. Sebagai perbandingan medan magnet bumi yang
menggerakkan kompas adalah hanya sekitar 1 Gauss.
Lubang hitam
Perhitungan menunjukkan bahwa pada kondisi tertentu, bintang-bintang yang
massanya besar pada akhir evolusinya mengalami keruntuhan pada pusatnya dan menjadi
bintang neutron yang dapat diamati sebagai pulsar. Bintang pun semakin mampat dan medan
gravitasi permukaan semakin besar. Dengan demikian kelengkungan ruang waktu disekitar
bintang pun makin besar. Maka ada materi atau cahaya yang keluar dari bintang tersebut
sehingga bintang ini menjadi lubang hitam (The Black Hole)

13. BAB III
KESIMPULAN
Bintang mengalami suatu perubahan struktur secara perlahan-lahan selama
keberadaanya, yang biasa disebut dengan evolusi bintang atau daur hidup bintang. Bintang-
bintang tersusun dari awal gas Nebula yang terdiri dari hidrogen dan debu.
Evolusi bintang terjadi melalui tahap-tahap sebagai berikut, pada awalnya
pembentukkan protostar yang terbentuk dari nebula yang mengalami pemadatan. Evolusi
pada deret warna, ditandai dengan adanya reaksi inti. Pada saat ini hidrogen bintang mulai
diubah menjadi helium. Evolusi sesudah deret utama ditandai dengan temperatur permukaan
bintang mengalami penurunan dan bintang menjadi lebih merah dan inti karbon terbentuk.
Perhitungan menunjukkan bahwa pada kondisi tertentu, bintang-bintang yang
massanya besar pada akhir evolusinya mengalami keruntuhan pada pusatnya dan menjadi
bintang neutron yang dapat diamati sebagai pulsar. Bintang pun semakin mampat dan medan
gravitasi permukaanya emakin besar. Dengan demikian kelengkungan ruang waktu disekitar
bintang pun makin besar. Maka ada materi atau cahaya yang keluar dari bintang tersebut
sehingga bintang ini menjadi lubang hitam (The Black Hole).
*Disadur dari berbagai sumber.