Bintang Bisa Berkedip ?

Sebenarnya bintang memancarkan energinya relatif konstan/stabil setiap saat. Jadi perubahan yang terjadi tidak berasal dari bintangnya. Ada hal lain yang menyebabkan bintang tampak berkedip. Apakah itu?

Penyebab utamanya adalah karena bumi memiliki atmosfer. Banyaknya lapisan udara dengan temperatur yang berbeda-beda di atmosfer menyebabkan lapisan-lapisan udara tersebut bergerak-gerak sehingga menimbulkan turbulensi. Turbulensi ini bentuknya sama seperti ombak atau gelombang di laut dan kolam renang. Jadi untuk mendapatkan gambaran seperti apa yang terjadi di atmosfer, bayangkan sebuah kolam renang yang permukaannya tidak tenang.

Bintang tampak berkedip (Sumber: APOD)

Sebuah koin yang terletak diam di dasar kolam renang akan tampak bergerak-gerak jika kita lihat dari atas permukaan air. Gerak semu ini terjadi karena adanya refraksi/pembiasan. Menurut ilmu fisika, ketika berkas cahaya melewati dua medium yang indeks biasnya berbeda, cahaya tersebut akan dibiaskan/dibelokkan. Untuk kasus koin di kolam renang, cahaya yang dipantulkan koin melewati dua medium yang indeks biasnya berbeda, yaitu air dan udara, sebelum jatuh di mata. Dan karena permukaan air yang tidak tenang, posisi koin yang sebenarnya tetap pun akan tampak berpindah-pindah.

Hal yang sama terjadi pada cahaya bintang yang melewati atmosfer bumi. Ketika memasuki atmosfer bumi, cahaya bintang akan dibelokkan oleh lapisan udara yang bergerak-gerak. Akibatnya posisi bintang akan berpindah-pindah. Tetapi karena perubahan posisinya sangat kecil untuk dideteksi mata, maka kita akan melihatnya sebagai kedipan.

Lalu, bagaimana dengan planet, mengapa planet tidak tampak berkedip? Bintang, sebesar apapun ukurannya dan sedekat apapun jaraknya, akan tampak sebagai sebuah titik cahaya jika diamati dari bumi, bahkan dengan teleskop terbaik yang dimiliki manusia. Sedangkan planet yang memiliki ukuran yang jauh lebih kecil daripada bintang akan tampak lebih besar dari bumi karena jaraknya yang jauh lebih dekat. Dengan teleskop kecil saja kita akan dapat melihat planet sebagai sebuah piringan, bukan sebagai sebuah titik cahaya. Ukuran piringan ini cukup besar sehingga turbulensi atmosfer tidak memberikan pengaruh yang nyata pada berkas cahaya planet. Dilihat dari permukaan bumi, planet pun akan tampak tidak berkedip. Kecuali pada kondisi atmosfer yang turbulensinya sangat kuat, atau saat planet berada di dekat horison, planet akan tampak berkedip juga. Karena pada saat planet berada di dekat horison (sesaat setelah terbit atau sebelum tenggelam), berkas cahayanya harus melewati atmosfer yang lebih tebal.

Setelah kita tahu bahwa penyebab bintang tampak berkedip adalah atmosfer bumi, kita bisa sesuaikan dengan kebutuhan kita dalam melakukan pengamatan. Jika kita ingin mengamati bintang dengan gangguan atmosfer paling sedikit, kita bisa tunggu hingga bintang tersebut berada dekat meridian. Atau jika kita ingin melihat bintang tidak berkedip sama sekali, kita bisa pergi ke luar angkasa, atau bulan, atau planet yang tidak memiliki atmosfer (ingat, bulan tidak memiliki atmosfer).

Sumber :

http://duniaastronomi.com/2009/02/mengapa-bintang-tampak-berkedip/

Read More

Bintang Katai Y yang Berhati Dingin

Setelah lebih dari satu dekade para astronom memburu obyek dingin tanpa kesuksesan, hasil yang diberikan oleh Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) membuka jendela harapan bagi para astronom untuk menemukan obyek dingin lainnya.

WISE dalam survei langit yang dilakukan berhasil menemukan 6 obyek bintang dingin yang digolongkan dalam katai Y. Yang menarik, ke-6 obyek dingin tersebut suhunya sedingin tubuh manusia. Dengan suhu sedingin itu, teleskop yang bekerja pada cahaya tampak akan sulit melihat obyek seperti it. WISE mampu melihatnya karena WISE memiliki mata inframerah yang mampu untuk mengenali pendaran cahaya lemah setengah lusin katai Y yang jaraknya juga cukup dekat dari Matahari.

Bintang Katai Y
Ia adalah anggota paling dingin dalam keluarga katai coklat. Bintang katai coklat sering disebut sebagai bintang yang gagal, karena tidak mampu mengumpulkan cukup massa untuk memicu terjadinya pembakaran di inti dan bersinar laksana Matahari selama milyaran tahun. Karena tidak ada pembakaran di dalam dirinya obyek ini mendingin dan meredup seiring waktu sampai hanya ada secercah cahaya yang di pancarkan dan itupun pada gelombang inframerah.

Atmosfer dari bintang katai coklat juga mirip dengan planet gas raksasa seperti Jupiter, namun lebih mudah dipelajari. Ini disebabkan karena bintang katai coklat biasanya sendiri di angkasa, tidak seperti planet yang keberadaannya terhalau kuatnya cahaya bintang induk yang dikelilinginya.

Sedingin apakah bintang itu ?
Hasil pengamatan WISE mengungkap keberadaan 100 katau coklat baru, dan 6 di antaranya merupakan kelas Y atau katai Y.

Bintang katai Y merupakan bintang paling dingin di dalam keluarga katai coklat dan secara teoritis temperaturnya < 500 K. Ke-6 bintang katai Y yang ditemukan WISE diperkirakan memiliki temperatur sedingin tubuh manusia.  dengan suhu terendah berasal dari WISE 1828+2650 yang memiliki temperatur lebih rendah dari temperatur ruangan atau lebih rendah dari 298 K (25°C, 80°F ).

Bintang katai coklat yang ditemukan sebelum penemuan WISE ini memiliki temperatur setara dengan tempeatur oven. Dengan ditemukannya ke-6 katai coklat yang baru tersebut, temperatur terdingin di kelas Y bergeser dari “area dapur” ke area terdingin di dalam rumah dan mereka juga berada tak jauh dari rumah manusia,  hanya berjarak antara 9 – 40 tahun cahaya. Dengan jarak 9 tahun cahaya, maka WISE 1541-2250 menjadi sistem bintang terdekat ke-7 dan membuat Ross 154 si bintang katai merah menempati urutan ke-8 pada jarak 9,68 tahun cahaya. Bintang terdekat dari Tata Surya adalah Proxima Centauri dengan jarak sekitar 4 tahun cahaya.

Penemuan bintang katai coklat di dekat Matahari seperti menemukan rumah tersembunyi di lingkungan kita sendiri yang bahkan tidak pernah disadari kehadirannya. Kehadiran WISE memberi harapan baru bagi manusia untuk bisa menemukan tetangga dekat lainnya yang bahkan bisa jadi lebih dekat dari bintang terdekat saat ini.

Sumber :
http://langitselatan.com/2011/09/01/katai-y-bintang-sedingin-manusia/

Read More

Wahai bintang, berapakah usiamu??

Belum lama ini, astronom telah mendapatkan sebuah metode untuk menentukan usia bintang secara akurat dari mengamati bagaimana bintang itu berotasi. Bagaikan sebuah gasing yang diputar di atas meja, maka seberapa cepat atau lambat bintang itu berotasi dapat menjadi penentu waktu berapakah usia sebuah bintang. Hal tersebut disampaikan oleh astronom bernama Soren Meibom dari Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics pada pertemuan American Astronomical Society ke 218.

Mengapa para astronom perlu memahami usia sebuah bintang? Kajian usia bintang mempunyai peran yang sangat penting pada berbagai studi di astronomi, secara khusus tentunya bagi pencarian planet-planet di luar Tata Surya, mempelajari bagaimana pembentukannya, perkembangannya, dan mengapa setiap sistem keplanetan yang telah ditemukan begitu unik satu dengan yang lainnya. Dengan mengetahui usia bintang, maka kita dapat menentukan usia planet-planetnya, serta apakah mungkin ada kehidupan yang sempat tumbuh di luar sana. Semakin tua usia planet, semakin besar kemungkinan kehidupan terbentuk, karena sebagaimana yang telah diketahui sistem keplanetan yang berada pada sebuah bintang biasanya terbentuk bersamaan dengan kelahiran bintang itu sendiri.

Mengetahui usia bintang cenderung mudah untuk ditentukan apabila bintang yang akan diukur itu berada di dalam sebuah sistem gugus bintang. Adalah pengetahuan dasar bagi astronomi untuk mendapatkan hubungan warna dan kecerlangan bintang-bintang di dalam gugus guna menentukan usia gugus, akan tetapi kondisinya akan menjadi sangat sulit apabila bintang yang akan ditentukan usianya tidak berada dalam satu sistem gugus. Sebagaimana bintang-bintang yang telah ditemukan mempunyai sistem keplanetan, kebanyakan tidak berada di dalam gugus, sehingga menentukan usianya menjadi tantangan tersendiri dalam studi astronomi.

Penelitian yang dilakukan oleh Meibon dkk mempergunakan pengamatan dari wahana Kepler, dengan melakukan pengukuran rasio rotasi pada sebuah gugus berusia 1 milyar tahun yang disebut sebagai NGC 6811. Nilai ini hampir mencapai dua kali lipat dari penelitian sebelumnya, dan usia sekitar itu masih dikatakan penyelidikan pada gugus muda.

Penelitian ini memberi pemahaman baru pada hubungan rasio rotasi bintang dengan usianya. Jika kesahihan hubungan rotasi bintang dan usia dapat diperoleh, maka pengukuran periode rotasi bintang dari setiap bintang dapat dipergunakan untuk menentukan usianya – sebuah teknik yang disebut sebagai gyrochronology – tetapi hal ini tidak serta merta dapat dipergunakan.

Sebagaimana sistem waktu di Bumi yang memerlukan standar, maka sistem penentuan waktu (usia) tersebut harus dapat dikalibrasikan kepada sebuah standar. Sebagaimana kita di Bumi menyatakan bahwa satu tahun terdiri dari 365 hari, dst, maka agar dapat mendapat kesesuaian waktu, harus dapat diperoleh sebuah kestandaran.

Untuk itu, maka langkah pertama yang para peneliti itu lakukan adalah memulai dari pengukuran sebuah sistem gugus yang telah diketahui usianya. Dengan mengukur rotasi pada bintang-bintang anggota gugus, dapat dipelajari rasio putaran bintang-bintangnya untuk menentukan usia-usianya. Pengukuran rotasi bintang anggota gugus pada usia yang berbeda dapat menghubungkan antara putaran dan usianya.

Untuk dapat mengukur putaran bintang, astronom harus mendapatkan perubahan kecerlangan bintang akibat adanya bintik bintang pada permukaan bintang, sebagaimana bintik Matahari pada permukaan Matahari. Bila ada bintik terbentuk pada permukaan dan berada pada arah ke pengamat, maka bintang akan mengalami sedikit peredupan, sampai ketika bintik itu menghilang, dan bintang kembali sedikit lebih cerlang. Dengan menentukan berapa lama bintik itu berotasi pad apermukaan bintang, maka dapat ditentukan berapa cepat bintang yang diamati berpusing.

Tentunya perubahan kecerlangan bintang akibat bintik adalah sangat-sangat kecil, lebih kecil dari satu persen dan menjadi lebih kecil lagi pada bintang yang lebih tua. Dengan demikian pengukuran rotasi bintang pada bintang-bintang yang lebih tua dari setengah milyar tahun tidak dapat dilakukan dari permukaan Bumi dikarenakan gangguan atmosfer Bumi. Tetapi permasalah itu saat ini telah dapat diatasi mempergunakan pengamatan wahana Kepler, karena wahana itu telah dirancang guna mengukur kecerlangan bintang dengan sangat presisi guna penentuan adanya sistem keplanetan pada bintang-bintang.

Tentunya menentukan hubungan usia-rotasi pada kasus NGC 6811 ini bukanlah pekerjaan mudah bagi Meibom dkk karena mereka telah menghabiskan waktu empat tahun menentukan bintang-bintang anggota gugus atau kebetulan bintang lain yang berada pada arah pandang yang sama. Hal ini dilakukan mempergunakan peralatan yang disebut Hectochelle yang terpasang pada teleskop MMT di Mt. Hopkins Arizona selatan. Alat Hectochelle dapat mengamati 240 bintang secara bersamaan, dan dengan demikian telah mengamati sekitar 7000 bintang selama empat tahun pengamatannya. Setelah mengetahui bintang-bintang yang merupakan anggota gugus, maka selanjutnya data dari Kepler dipergunakan untuk menentukan seberapa cepat bintang-bintang itu berputar.

Mereka menemukan periode rotasi antara 1 sampai 11 hari (yang lebih panas dan masif berputar lebih cepat), dibanding dengan Matahari yang rasio putarannya hanya 30 hari. Yang paling penting dari temuan mereka adalah adanya hubungan massa bintang dengan rasio rotasi dengan sebaran data yang kecil. Temuan ini mengkonfirmasi bahwa gyrochronology adalah metode baru yang dapat dipergunakan untuk mempelajari usia sebuah bintang.

Tim Meibom saat ini berencana untuk mempelajari sistem gugus yang lebih tua guna mengkalibrasi penentu waktu bintang mereka. Ini tentunya merupakan langkah yang lebih sulit karena bintang yang lebih tua berputar lebih lambat dan memiliki lebih sedikit bintik-bintik, yang artinya perubahan kecerlangannya akan sangat-sangat kecil.

Pekerjaan Meibom dkk itu telah menjadi sebuah lompatan dalam pemahaman pada bagaimanakah bintang-bintang di langit (termasuk Matahari) bekerja, demikian juga pada pada pemahaman sistem keplanetan di bintang-bintang yang jauh.

Sumber :

http://langitselatan.com/2011/05/26/bagaimana-kita-menentukan-usia-bintang/

Read More

Kelahiran Bintang

Kelahiran bintang

Bintang lahir dari sekumpulan awan gas dan debu yang kita sebut nebula. Ukuran awan ini sangat besar (diameternya mencapai puluhan SA) tetapi kerapatannya sangat rendah. Awal dari pembentukan bintang dimulai ketika ada gangguan gravitasi (misalnya, ada bintang meledak/supernova), maka partikel-partikel dalam nebula tersebut akan bergerak merapat dan memulai interaksi gravitasi di antara mereka setelah sebelumnya tetap dalam keadaan setimbang. Akibatnya, partikel saling bertumbukan dan temperatur naik.

Semakin banyak partikel yang merapat berarti semakin besar gaya gravitasinya dan semakin banyak lagi partikel yang ditarik. Pengerutan awan ini terus berlangsung hingga bagian intinya semakin panas. Panas tersebut dapat mendorong awan di sekitarnya. Hal ini memicu terjadinya proses pembentukan bintang di sekitarnya. Demikian seterusnya hingga terbentuk banyak bintang dalam sebuah awan besar. Maka tidaklah heran jika kita mengamati sekelompok bintang yang lahir pada waktu yang berdekatan di lokasi yang sama. Kelompok bintang inilah yang biasa kita sebut dengan gugus.

Akibat pengerutan oleh gravitasi, temperatur dan tekanan di dalam awan naik sehingga pengerutan melambat. Di tahap ini, bola gas yang terbentuk disebut dengan proto bintang. Apabila massanya kurang dari 0,1 massa Matahari, maka proses pengerutan akan terus terjadi hingga tekanan dari pusat bisa mengimbanginya. Pada saat tercapai kesetimbangan, temperatur di bagian pusat awan itu tidak cukup panas untuk dimulainya proses pembakaran hidrogen. Maksud dari pembakaran di sini adalah reaksi fusi atom hidrogen menjadi helium. Awan ini pun gagal menjadi bintang dan disebut dengan katai gelap.

Jika massanya lebih dari 0,1 massa Matahari, bagian pusat proto bintang memiliki temperatur yang cukup untuk memulai reaksi fusi saat dirinya setimbang. Reaksi ini akan terus terjadi hingga helium yang sudah terbentuk mencapai 10 – 20 % massa bintang. Setelah itu pembakaran akan terhenti, tekanan dari pusat menurun, dan bagian pusat ini runtuh dengan cepat. Akibatnya temperatur inti naik dan bagian luar bintang mengembang. Saat ini, bintang menjadi raksasa dan tahap pembakaran helium menjadi karbon pun dimulai. 

Di lapisan berikutnya, berlangsung pembakaran hidrogen menjadi helium. Setelah ini kembali akan kita lihat bahwa evolusi bintang sangat bergantung pada massa. Untuk bintang bermassa kecil (0,1 – 0,5 massa Matahari), proses pembakaran hidrogen dan helium akan terus berlangsung sampai akhirnya bintang itu menjadi katai putih. Sedangkan pada bintang bermassa 0,5 – 6 massa Matahari, pembakaran karbon dimulai setelah helium di inti bintang habis. Proses ini tidaklah stabil, akibatnya bintang berdenyut. Bagian luar bintang mengembang dan mengerut secara periodik sebelum akhirnya terlontar membentuk planetary nebula. Bagian bintang yang tersisa akan mengerut dan membentuk bintang katai putih.

Berikutnya adalah bintang bermassa besar (lebih dari 6 massa Matahari). Di bintang ini pembakaran karbon berlanjut hingga terbentuk neon. Lalu neon pun mengalami fusi membentuk oksigen. Begitu seterusnya hingga secara berturut-turut terbentuk silikon, nikel, dan terakhir besi. Kita bisa lihat di diagram penampang bintang di bawah ini, bahwa reaksi fusi sebelumnya tetap terjadi di luar lapisan inti. Sehingga ada banyak lapisan reaksi fusi yang terbentuk ketika di bagian pusat bintang sedang terbentuk besi.

Setelah reaksi yang membentuk besi terhenti, tidak ada proses pembakaran selanjutnya. Akibatnya, tekanan menurun dan bagian inti bintang memampat. Karena begitu padatnya, jarak antara neutroon dan elektron pun mengecil sehingga elektron bergabung dengan neutron dan proton. Peristiwa ini menghasilkan tekanan yang sangat besar dan mengakibatkan bagian luar bintang dilontarkan dengan cepat. Inilah yang disebut dengan supernova.

Apa yang terjadi setelah supernova bergantung pada massa bagian inti bintang yang tadi terbentuk. Apabila di bawah 5 massa Matahari (batas massa Schwarzchild), supernova menyisakan bintang neutron. Disebut demikian karena partikel dalam bintang ini hanya neutron. Bintang neutron biasanya terdeteksi sebagai pulsar (pulsating radio source, sumber gelombang radio yang berputar). Pulsar adalah bintang yang berputar dengan sangat cepat, periodenya hanya dalam orde detik. Putarannya itulah yang menyebabkan pulsasi pancaran gelombang radionya.

Di atas 5 massa Matahari, gaya gravitasi di inti bintang begitu besarnya sehingga dirinya runtuh dan kecepatan lepas partikelnya melebihi kecepatan cahaya. Objek seperti ini disebut dengan lubang hitam. Tidak ada objek yang sanggup lepas dari pengaruh gravitasinya, termasuk cahaya sekalipun. Makanya benda ini disebut lubang hitam, karena tidak memancarkan gelombang elektromagnetik. Satu-satunya cara untuk mendeteksi keberadaan lubang hitam adalah dari interaksi gravitasinya dengan benda-benda di sekitarnya. Pusat galaksi kita adalah salah satu lokasi ditemukannya lubang hitam. Kesimpulan ini diambil karena bintang-bintang di pusat galaksi bergerak dengan sangat cepat, dan kecepatannya itu hanya bisa ditimbulkan oleh gaya gravitasi yang sangat kuat, yaitu oleh sebuah lubang hitam.

Sumber :

http://duniaastronomi.com/2011/03/evolusi-bintang/#more-793

Read More