Bintang adalah unit fundamental di alam semesta, bertindak sebagai “pabrik” yang menghasilkan hampir semua unsur yang lebih berat daripada Litium.

3.1 Pembentukan dan Struktur Bintang

A. Pembentukan Bintang (Star Formation)

Bintang lahir di dalam Awan Molekul Raksasa (Giant Molecular Clouds – GMCs) yang dingin dan padat.

1. Runtuhnya Gravitasi: Bagian padat dari GMCs (disebut protobintang) mulai runtuh di bawah tarikan gravitasinya sendiri.
2. Pemanasan: Saat gas runtuh, energi potensial gravitasi diubah menjadi energi termal (panas). Inti menjadi semakin panas dan padat.
3. Protobintang: Tahap awal sebelum fusi dimulai. Objek ini memancarkan panas dari keruntuhan gravitasi, bukan fusi nuklir.
4. Menjadi Bintang Deret Utama: Keruntuhan berhenti ketika suhu inti mencapai sekitar $10$ hingga $15$ juta Kelvin, yang cukup untuk memulai fusi nuklir Hidrogen.

B. Keseimbangan Hidrostatik

Bintang yang stabil berada dalam Keseimbangan Hidrostatik, di mana dua gaya yang berlawanan saling menyeimbangkan:

1. Gaya Gravitasi: Menarik materi ke dalam menuju inti.
2. Tekanan Gas/Radiasi: Mendorong materi ke luar, dihasilkan dari panas yang sangat besar akibat fusi nuklir.

Keseimbangan ini menjaga bintang dalam ukuran yang stabil selama fase Deret Utama (Main Sequence).

C. Struktur Internal Bintang

Bintang memiliki lapisan-lapisan utama:

• Inti (Core): Tempat fusi nuklir terjadi, area terpanas dan terpadat.
• Zona Radiatif: Energi diangkut ke luar melalui foton yang berulang kali diserap dan dipancarkan.
• Zona Konvektif: Energi diangkut ke luar melalui pergerakan fisik gas panas ke atas dan gas dingin ke bawah (mirip dengan air mendidih).

3.2 Sumber Energi Bintang (Fusi Nuklir)

Energi yang dipancarkan bintang berasal dari pengubahan massa menjadi energi melalui fusi nuklir, seperti yang dijelaskan oleh persamaan Einstein, $E = mc^2$.

A. Reaksi Utama: Rantai Proton-Proton (p-p chain)

Ini adalah proses fusi utama di bintang-bintang bermassa rendah, seperti Matahari. Empat inti Hidrogen (proton) digabungkan menjadi satu inti Helium.

$$4{}_1^1\text{H} \rightarrow {}_2^4\text{He} + \text{energi (foton) + neutrino}$$

Selama proses ini, sejumlah kecil massa ($\Delta m$) diubah menjadi energi.

B. Reaksi Alternatif: Siklus CNO

Pada bintang yang jauh lebih panas dan masif, fusi dominan terjadi melalui Siklus Karbon-Nitrogen-Oksigen (CNO), di mana atom C, N, dan O bertindak sebagai katalis untuk mengubah Hidrogen menjadi Helium.

3.3 Diagram Hertzsprung-Russell (H-R)

Diagram H-R adalah plot fundamental dalam astrofisika yang memetakan sifat-sifat bintang dan menunjukkan bagaimana bintang berevolusi sepanjang hidupnya.

Getty Images

Sumbu X (Horizontal)	Sumbu Y (Vertikal)	Implikasi
Suhu Permukaan (Menurun ke Kanan) atau Tipe Spektrum (OBAFGKM)	Luminositas (Meningkat ke Atas) atau Magnitudo Absolut	Bintang dipetakan berdasarkan energi intrinsik dan warnanya.

A. Kelompok Utama pada Diagram H-R

1. Deret Utama (Main Sequence): Sekitar 90% dari bintang berada di jalur diagonal ini, di mana mereka membakar Hidrogen di intinya. Lokasi bintang di Deret Utama ditentukan oleh massanya. Bintang masif (panas dan cerah) berada di kiri atas; bintang bermassa rendah (dingin dan redup) berada di kanan bawah.
2. Raksasa Merah (Red Giants): Terletak di kanan atas. Ini adalah bintang yang telah berhenti membakar Hidrogen di inti dan telah mengembang.
3. Katai Putih (White Dwarfs): Terletak di kiri bawah. Ini adalah inti bintang yang mati, sangat panas tetapi sangat kecil dan redup.

3.4 Evolusi dan Kematian Bintang (Stellar Endpoints)

Nasib akhir bintang ditentukan secara eksklusif oleh Massa Awalnya.

A. Bintang Bermassa Rendah (Massa $< 8 M_{\odot}$)

(Contoh: Matahari)

1. Fase Deret Utama: Membakar Hidrogen.
2. Raksasa Merah: Inti Helium menyusut; Cangkang Hidrogen mulai fusi; bintang mengembang besar-besaran.
3. Lontaran Cangkang: Lapisan luar bintang terlepas membentuk Nebula Planet (Planetary Nebula) (meskipun tidak ada hubungannya dengan planet).
4. Katai Putih (White Dwarf): Inti padat yang tersisa, panas, tetapi mendingin perlahan. Didukung oleh Tekanan Degenerasi Elektron yang mencegah keruntuhan gravitasi.
5. Batas Chandrasekhar: Massa maksimum untuk Katai Putih adalah $1.4$ kali massa Matahari ($1.4 M_{\odot}$). Jika melebihi batas ini, tekanan degenerasi elektron tidak cukup kuat.

B. Bintang Bermassa Tinggi (Massa $> 8 M_{\odot}$)

1. Fase Deret Utama Singkat: Membakar Hidrogen dengan cepat karena suhu inti yang lebih tinggi.
2. Raksasa Super: Bintang menjadi sangat besar, membakar unsur yang lebih berat secara berurutan (Karbon, Oksigen, Neon, Silikon) dalam inti berlapis.
3. Inti Besi: Reaksi fusi berakhir ketika inti besi terbentuk. Fusi besi membutuhkan energi daripada melepaskannya.
4. Supernova Tipe II: Inti besi runtuh secara tiba-tiba dalam hitungan detik. Inti memantul dan menyebabkan ledakan kosmik yang luar biasa cerah, menyebarkan semua unsur yang lebih berat dari besi ke ruang antarbintang.
5. Sisa-Sisa (Remnants):
   • Bintang Neutron: Jika massa inti sisa antara $1.4$ dan $3.0 M_{\odot}$. Objek yang sangat padat, didukung oleh Tekanan Degenerasi Neutron.
   • Lubang Hitam (Black Hole): Jika massa inti sisa melebihi kira-kira $3.0 M_{\odot}$ (Batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff). Gravitasi mengalahkan semua gaya lain, dan objek runtuh menjadi singularitas.

C. Lubang Hitam

• Horizon Peristiwa (Event Horizon): Batas di mana kecepatan lepas (escape velocity) sama dengan kecepatan cahaya. Tidak ada cahaya atau materi yang dapat lolos.
• Radius Schwarzschild: Jari-jari Horizon Peristiwa.