Evolusi tahap akhir suatu bintang tidak dapat dipastikan. Dari perhitungan yang dilakukan didapatkan unsur kimia yg lebih berat dari karbon terbentuk di pusat
bintang. Inti helium berubah menjadi karbon yang selanjutnya membentuk oksigen. Hal ini menyebabkan temperatur pusat meningkat. Pada saat mencapai suhu 600
o
K, inti karbon akan berinteraksi membentuk magnesium, neon dan natrium. Demikian
seterusnya akan terjadi pembakaran unsur kimia dalam bintang sampai akhirnya terbentuk inti besi. Besi merupakan inti yg paling mantap dan tidak akan bereaksi
membentuk inti yang lebih berat. Selanjutnya, terjadi keruntuhan gravitasi menuju pusat bintang yang terdiri dari unsur besi, dan akhirnya meledak menjadi supernova.
Tetapi tidak semua bintang mengakhiri hidupnya dengan meledak menjadi supernova yaitu hanya terjadi pada bintang yang massanya 8 kali massa matahari atau
lebih massif dari matahari. Supernova akan terjadi ketika bintang tersebut tidak lagi memiliki cukup bahan bakar untuk proses fusi di inti bintang sehingga menciptakan
tekanan keluar yang dipicu terjadinya dorongan gravitasi ke arah inti bintang.
Saat ledakan terjadi, bintang akan melepaskan sejumlah besar energi dan memuntahkan unsur berat seperti kalisum dan besi ke ruang antar bintang. Materi
yang dilepaskan ini kemudian menjadi unsur pengisi awan debu dan gas dimana bintang dan planet baru akan dilahirkan.
Bintang yang bermassa sedang yaitu sebesar matahari atau lebih kecil akan berubah menjadi bintang katai putih. Bintang bermassa 1,4 – 3 kali massa matahari
setelah membentuk bintang super raksasa merah akan berubah menjadi bintang neutron. Sedangkan yang massanya lebih besar dari 3 kali massa matahari akan
berubah menjadi lubang hitam. Diayri, 2006
2.3.5 Hubungan Jarak Bintang dan Kecerahannya .
Seperti yang kita ketahui, kecerahan bintang tidak hanya bergantung kepada luminositasnya tetapi juga bergantung kepada jaraknya terhadap matahari. Bintang
yang memiliki jarak 2 parsecs, kecerahannya
4 1
kali bintang yang berjarak 1 parsecs
Universitas Sumatera Utara
dari matahari. Kecerahan yang dimaksud disini adalah magnitudo semu magnitdo yang terlihat oleh pengamat.
Fenomena bintang tampak berkelip sangat dipengaruhi oleh magnitudo semunya. Semakin cerah suatu bintang maka semakin mudah kita dapat
mengamatinya. Persamaan hubungan kecerahan dengan jarak bintang adalah :
2
D L
B =
2.17 dengan B merupakan kecerahan bintang, L luminositasnya dan D adalah jarak bintang
terhadap matahari.
Luminositas bintang sendiri adalah jumlah total energi yang dipancarkan setiap detik. Luminositas bintang sangat bergantung pada temperatur dan diameter
bintang.
Menurut Planck, suatu benda hitam yang memiliki temperatur permukaan T akan memancarkan energi dengan panjang gelombang ant
ara λ d an λ + d λ d eng an intensitas spesifik sebesar B
λ
Tdλ dengan :
1 1
2
5 2
− =
kT hc
e hc
T B
λ λ
λ 2.18
dengan :
h
adalah konstanta Plank yaitu 6,626 x 10
-34
J.s c adalah nilai cepat rambat cahaya di ruang hampa yaitu 3 x 10
8
ms
k
adalah konstanta Stefan Boltzman yaitu 1,38 x 10
-23
JK
T
adalah temperatur permukaan bintang.
Energi total yang dipancarkan benda hitam untuk setiap panjang gelombang atau frekuensi dapat ditentukan dengan mengintegrasikan B
λ
T yaitu :
∫
∞
=
λ
λ
d T
B T
B
2.19 Dari integrasi ini diperoleh,
2 3
4
15 2
c h
kT T
B π
= 2.20
Universitas Sumatera Utara
atau
4
T T
B
π σ
=
2.21 dengan
2 3
4 5
15 2
c h
k π
σ = = 5,67 x 10
-5
erg cm
-2
K
-4
s
-1
2.22 Persamaan 2.21 disebut Hukum Stefan-
boltzmann dengan σ disebut tetapan Stefan Boltzmann.
Dari intensitas spesifik BT dapat ditentukan jumlah energi yang dipancarkan per cm
2
oleh permukaan benda hitam per detik ke segala arah, yaitu:
T B
F
π
=
2.23 atau
4
T F
σ
=
2.24 Besaran F disebut fluks energi benda hitam J m
-2
s
-1
Jika suatu benda berbentuk bola dengan jari-jari R dan temperatur T memancarkan radiasi seperti benda hitam, energi yang dipancarkan benda tersebut ke
semua arah per detik adalah :
F R
L
2
4
π
=
2.25 atau
4 2
4 T
R L
σ π
=
2.26 L adalah luminositas benda dan temperatur bintang yang ditentukan dari hukum
Stefan Boltzmann disebut temperatur efektif yaitu temperatur paling luar dari suatu bintang.
Jumlah energi yang diterima pengamat yang berjarak d dari benda hitam, bintang dianggap sebagai benda hitam karena bintang dengan temperatur 54.000 K
distribusi energinya hampir sama dengan benda hitam adalah :
2
4 d L
E
π
=
2.27 E adalah fluks pancaran pada jarak d. Dengan demikian dapat kita simpulkan bahwa
semakin jauh bintang dari pengamat maka energi yang diterima pengamat semakin kecil dan bintang akan tampak lebih redup atau bahkan tidak dapat diamati dengan
mata telanjang.
Universitas Sumatera Utara
2.3.6 Diagram Hertzsprung-Russel.
