pembentukan Bintang (Kelahiran)

Proses pembentukan bintang berawal dari nebula (awan molekuler raksasa) yang sebagian besar terdiri dari hidrogen dan helium, serta sejumlah kecil debu.

• Keruntuhan Gravitasi: Gangguan eksternal (misalnya, gelombang kejut dari supernova terdekat) dapat memicu area yang lebih padat di nebula untuk mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.
• Protobintang: Saat awan gas runtuh, ia berputar lebih cepat dan memanas. Energi potensial gravitasi diubah menjadi energi termal. Inti yang panas dan padat ini disebut protobintang.
• Fase Pra-Deret Utama (Pre-Main Sequence): Protobintang terus berkontraksi dan memanas selama jutaan tahun. Ketika suhu inti mencapai sekitar 10 juta Kelvin, tekanan dan suhu cukup tinggi untuk memulai fusi nuklir hidrogen. Pada titik inilah bintang “lahir” dan memasuki fase utama kehidupannya.

---

2. Fusi Nuklir (Kehidupan Utama)

Fase ini dikenal sebagai Deret Utama (Main Sequence) dan merupakan periode terpanjang dalam kehidupan bintang (sekitar 90% dari total umurnya, seperti Matahari yang menghabiskan sekitar 10 miliar tahun di fase ini).

• Keseimbangan Hidrostatik: Fusi nuklir di inti menghasilkan tekanan radiasi yang sangat besar yang mendorong keluar, menyeimbangkan gaya gravitasi yang mendorong ke dalam. Keseimbangan antara tekanan keluar dan gravitasi ke dalam ini disebut keseimbangan hidrostatik. Inilah yang menjaga bintang tetap stabil dan bersinar.
• Siklus Fusi: Proses fusi yang dominan adalah rantai proton-proton (di bintang bermassa rendah seperti Matahari) atau siklus CNO (di bintang bermassa lebih tinggi). Keduanya mengubah hidrogen menjadi helium.

---

3. Akhir Kehidupan Bintang (Evolusi Pasca-Deret Utama)

Nasib akhir sebuah bintang sepenuhnya ditentukan oleh massa awalnya.

A. Bintang Bermassa Rendah hingga Menengah (Massa < 8 Massa Matahari)

Contoh paling umum adalah seperti Matahari kita:

1. Raksasa Merah (Red Giant): Setelah hidrogen di inti habis dan semua menjadi helium, fusi berhenti di inti. Gravitasi menyebabkan inti helium berkontraksi, yang memanaskan lapisan hidrogen di sekitarnya. Lapisan ini mulai fusi cangkang hidrogen, melepaskan banyak energi, menyebabkan lapisan luar bintang mengembang drastis dan mendingin, menjadikannya raksasa merah.
2. Denyutan dan Nebula Planet: Inti helium yang panas akhirnya mulai memfusi menjadi karbon (flash helium). Setelah semua bahan bakar fusi habis, lapisan luar bintang terlepas dan menyebar ke angkasa, membentuk nebula planet (meskipun namanya “planet,” itu tidak ada hubungannya dengan planet).
3. Katai Putih (White Dwarf): Yang tersisa hanyalah inti karbon dan oksigen yang sangat padat dan panas. Katai putih didukung oleh tekanan degenerasi elektron, bukan fusi, mencegah keruntuhan lebih lanjut. Katai putih akan mendingin selama miliaran tahun hingga menjadi katai hitam yang dingin dan tak bersinar.

B. Bintang Bermassa Tinggi (Massa > 8 Massa Matahari)

Bintang-bintang ini menjalani kehidupan yang cepat dan berakhir dengan dramatis:

1. Super-Raksasa Merah: Setelah inti hidrogen habis, bintang masif melanjutkan fusi elemen yang lebih berat dalam lapisan-lapisan (seperti kulit bawang) — helium menjadi karbon, karbon menjadi neon, hingga mencapai besi (Iron, Fe) di inti.
2. Keruntuhan Inti dan Supernova: Fusi besi tidak menghasilkan energi, melainkan justru menyerapnya. Ketika inti besi terbentuk, bintang kehilangan sumber energi penopangnya. Dalam sepersekian detik, gravitasi menyebabkan inti runtuh dengan kecepatan yang luar biasa. Keruntuhan ini memantul dan menghasilkan ledakan kosmik paling kuat, yaitu Supernova Tipe II.
3. Sisa-sisa Supernova: Materi bintang yang terlempar keluar membentuk elemen yang lebih berat dari besi (seperti emas dan uranium), yang kemudian disebarkan ke alam semesta, menjadi bahan mentah bagi bintang dan planet generasi berikutnya.
4. Bintang Neutron atau Lubang Hitam: Sisa-sisa inti menentukan objek terakhir:
   • Bintang Neutron: Jika massa inti sisa setelah supernova berada antara 1,4 hingga sekitar 3 Massa Matahari (disebut juga Batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff/TOV), tekanan degenerasi neutron (bukan elektron) akan menahan keruntuhan, membentuk bintang neutron yang sangat padat.
   • Lubang Hitam (Black Hole): Jika massa inti sisa melebihi batas TOV (sekitar 3 Massa Matahari), tidak ada gaya yang dapat menahan gravitasi. Inti akan terus runtuh tanpa batas, membentuk singularitas di balik horizon peristiwa (Lubang Hitam).