Kehidupan dan Kematian Bintang

Bintang bertahan lama, tetapi pada akhirnya mereka akan mati. Energi yang membentuk bintang, beberapa objek terbesar yang pernah kita pelajari, berasal dari interaksi atom individu. Jadi, untuk memahami objek terbesar dan paling kuat di alam semesta, kita harus memahami yang paling mendasar. Kemudian, ketika kehidupan bintang berakhir, prinsip-prinsip dasar itu sekali lagi ikut bermain untuk menggambarkan apa yang akan terjadi pada bintang selanjutnya. Para astronom mempelajari berbagai aspek bintang untuk ditentukan berapa umur mereka serta karakteristik mereka yang lain. Itu membantu mereka juga memahami proses hidup dan mati yang mereka alami.

Bintang-bintang butuh waktu lama untuk terbentuk, karena gas yang melayang di alam semesta disatukan oleh kekuatan gravitasi. Sebagian besar gas ini hidrogen, karena itu adalah unsur paling dasar dan berlimpah di alam semesta, meskipun sebagian gas mungkin terdiri dari beberapa unsur lainnya. Cukup dari gas ini mulai berkumpul bersama di bawah gravitasi dan masing-masing atom menarik semua atom lainnya.

Gaya tarik gravitasi ini cukup untuk memaksa atom bertabrakan satu sama lain, yang pada gilirannya menghasilkan panas. Faktanya, ketika atom-atom saling bertabrakan, mereka bergetar dan bergerak lebih cepat (setelah semua, apa yang energi panas sesungguhnya adalah: gerakan atom). Akhirnya, mereka menjadi sangat panas, dan masing-masing atom memiliki begitu banyak energi kinetik, bahwa ketika mereka bertabrakan dengan atom lain (yang juga memiliki banyak energi kinetik) mereka tidak hanya terpental satu sama lain.

Dengan energi yang cukup, kedua atom bertabrakan dan inti atom-atom ini bergabung bersama. Ingat, ini sebagian besar hidrogen, yang berarti bahwa setiap atom mengandung inti dengan hanya satu proton. Ketika inti ini bergabung bersama (suatu proses yang dikenal, cukup tepat, sebagai fusi nuklir) inti yang dihasilkan telah dua proton, yang berarti bahwa atom baru yang dibuat adalah helium. Bintang-bintang juga dapat memadukan atom yang lebih berat, seperti helium, bersama-sama untuk membuat inti atom yang lebih besar. (Proses ini, yang disebut nukleosintesis, diyakini sebagai berapa banyak unsur di alam semesta kita terbentuk.)

Jadi atom-atom (sering kali adalah unsur hidrogen) di dalam bintang bertabrakan bersama, melalui proses fusi nuklir, yang menghasilkan panas, radiasi elektromagnetik (termasuk cahaya tampak), dan energi dalam bentuk lain, seperti partikel berenergi tinggi. Periode pembakaran atom ini adalah apa yang sebagian besar dari kita anggap sebagai kehidupan sebuah bintang, dan pada fase inilah kita melihat sebagian besar bintang di langit.

Panas ini menghasilkan tekanan - seperti halnya memanaskan udara di dalam balon menciptakan tekanan pada permukaan balon (analogi kasar) - yang mendorong atom-atom terpisah. Tetapi ingat bahwa gravitasi berusaha untuk menyatukan mereka. Akhirnya, bintang mencapai keseimbangan di mana tarikan gravitasi dan tekanan tolakan diseimbangkan, dan selama periode ini bintang terbakar dengan cara yang relatif stabil.

Sampai kehabisan bahan bakar, yaitu.

Ketika bahan bakar hidrogen dalam sebuah bintang dikonversi menjadi helium, dan untuk beberapa elemen yang lebih berat, dibutuhkan lebih banyak panas untuk menyebabkan fusi nuklir. Massa bintang memainkan peran dalam berapa lama untuk "membakar" melalui bahan bakar. Semakin banyak bintang masif menggunakan bahan bakarnya lebih cepat karena dibutuhkan lebih banyak energi untuk menangkal gaya gravitasi yang lebih besar. (Atau, dengan kata lain, gaya gravitasi yang lebih besar menyebabkan atom-atom bertabrakan lebih cepat.) Sementara matahari kita mungkin akan bertahan sekitar 5 ribu juta tahun, lebih bintang masif dapat bertahan hanya hingga seratus juta tahun sebelum menghabiskan bahan bakar mereka.

Saat bahan bakar bintang mulai habis, bintang mulai menghasilkan lebih sedikit panas. Tanpa panas untuk menangkal tarikan gravitasi, bintang mulai berkontraksi.

Namun, semuanya tidak hilang! Ingat bahwa atom-atom ini terdiri dari proton, neutron, dan elektron, yang merupakan fermion. Salah satu aturan yang mengatur fermion disebut Prinsip Pengecualian Pauli, yang menyatakan bahwa tidak ada dua fermion yang dapat menempati "keadaan" yang sama, yang merupakan cara mewah untuk mengatakan bahwa tidak boleh ada lebih dari satu fermion identik di tempat yang sama melakukan hal yang sama. (Boson, di sisi lain, tidak mengalami masalah ini, yang merupakan bagian dari alasan laser berbasis foton bekerja.)

Hasil dari hal ini adalah bahwa Prinsip Pengecualian Pauli menciptakan sedikit gaya tolak lain di antara elektron, yang dapat membantu melawan keruntuhan bintang, mengubahnya menjadi katai putih. Ini ditemukan oleh fisikawan India Subrahmanyan Chandrasekhar pada tahun 1928.

Jenis bintang lainnya, yaitu bintang neutron, muncul ketika sebuah bintang runtuh dan tolakan neutron ke neutron melawan keruntuhan gravitasi.

Namun, tidak semua bintang menjadi bintang katai putih atau bahkan bintang neutron. Chandrasekhar menyadari bahwa beberapa bintang akan memiliki nasib yang sangat berbeda.

Chandrasekhar menentukan bintang mana pun yang lebih masif daripada sekitar 1,4 kali matahari kita (sebuah massa yang disebut Batas Chandrasekhar) tidak akan dapat mendukung dirinya melawan gravitasi sendiri dan akan runtuh menjadi katai putih. Bintang-bintang berkisar sekitar 3 kali lipat dari matahari kita bintang neutron.

Di luar itu, ada terlalu banyak massa bagi bintang untuk menetralkan tarikan gravitasi melalui prinsip eksklusi. Ada kemungkinan bahwa ketika bintang sekarat itu mungkin akan melalui a supernova, mengeluarkan cukup banyak massa ke alam semesta sehingga jatuh di bawah batas-batas ini dan menjadi salah satu dari jenis-jenis bintang... tetapi jika tidak, lalu apa yang terjadi?

Nah, dalam kasus itu, massa terus runtuh di bawah gaya gravitasi sampai a lubang hitam terbentuk.

Dan itulah yang Anda sebut kematian bintang.