Gambar IX.2.1 Nebula Orion
Protobintang protostars adalah bintang yang berada pada fasa evolusi paling awal. Kita bisa
menganggap protobintang sebagai bintang yang sedang lahir. Protobintang terbentuk secara ke etula pada awa gas teruta a hidroge da de u ya g ergolak turbulent dengan
kerapatan tinggi yang ada di ruang antar bintang. Mungkin gelombang kejut dari bintang
meledak supernova memicu prosesnya.
Protobintang diikat bersama oleh gaya gravitasi. Awalnya, gaya gravitasi menarik materi ke dalam ke arah pusat gumpalan awan yang rapat, yang menyebabkannya berkontraksi dan
menjadi lebih rapat lagi. Materi terus berakresi pada protobintang karena kontraksi. Kontraksi gravitasi awan dan protobintang menyebabkan temperatur dan tekanan di dalam meningkat
secara tajam. Panas mengalir dari pusat protobintang yang panas ke permukaan yang lebih
dingin. Protobintang ini meradiasikan energi ke ruang antar bintang. Ia bersinar pada panjang gelombang inframerah.
Dalam awan yang berotasi, piringan debu dan gas bisa mengelilingi protobintang. Piringan ini juga meradiasikan kembali energi dalam inframerah. Ada kemungkinan partikel dalam piringan
berakresi membentuk planet. Ketika temperatur dalam pusat protobintang mencapai 10 juta K,
reaksi fusi nuklir mulai. Reaksi nuklir ini membebaskan energi yang sangat besar. Energi
dihasilkan di pusat secepat ia diradiasikan ke ruang antar bintang. Sehingga temperatur dan tekanan di dalam yang sangat tinggi tetap dijaga.
Tekanan keluar dari gas yang sangat panas mengimbangi tarikan gravitasi ke dalam.
Keseimbangan ini disebut sebagai kesetimbangan hidrostatik hydrostatic equilibrium.
Protobintang berhenti berkontraksi. Ia memancarkan sinarnya sendiri ke luar dengan tetap. Akhirnya protobintang menjadi bintang yang baru lahir. Seperti inilah juga Matahari lahir 5
milyar tahun yang lalu.
IX.3. Kala Hidup
Awam tempat protobintang terbentuk tidak memiliki massa atau distribusi elemen kimia yang
identik. Siklus hidup sebuah bintang
– waktu yang diperlukan untuk bintang berevolusi –
bergantung pada massa awal dan komposisi kimianya. Bintang yang memulai hidupnya
dengan massa dan kimia yang sama akan melewati tahapan evolusi yang sama dalam panjang
waktu yang kira-kira sama. Bintang dari komposisi kimia serupa dengan massa tinggi akan berevolusi sangat cepat, sementara yang massa rendah akan makan waktu lama untuk
berevolusi.
IX.4. Mengapa Bintang Bersinar
Kita anggap bintang pada deret utama sebagai bintang dewasa. Dibandingkan dengan
perubahan dalam protobintang, evolusi bintang deret utama berlangsung sangat lambat.
Bintang menghabiskan sebagian besar kala hidupnya dengan bersinar tetap, pada suatu luminositas dan temperatur berada pada deret utama dalam Diagram H
–R. Bintang deret utama mendapat energinya dari reaksi fusi nuklir dimana hidrogen di pusat bintang dikonversi
menjadi helium. Empat atom hidrogen berfusi menjadi satu atom helium yang lebih ringan. Massa yang hilang diubah menjadi energi dan dibebaskan. Proses yang sama membebaskan
energi dalam bom hidrogen. Energi dari reaksi fusi nuklir akhirnya mencapai permukaan bintang. Lalu bintang memancarkan
energinya ke ruang antar bintang. Besar energi yang dibebaskan dalam reaksi fusi nuklir dapat dihitung dengan menggunakan
rumus yang terkenal dari fisikawan Amerika Serikat kelahiran Jerman, Albert Einstein: E = mc
2
Dengan E = energi, m = perbedaan massa, dan c= kecepatan cahaya
Menurut persamaan Einstein, kalau banyak reaksi fusi nuklir terjadi bersama-sama, jumlah energi yang sangat besar akan dibebaskan. Matahari adalah sebuah bola gas panas yang sangat
besar yang bersinar dengan tetap tanpa perubahan ukuran dan temperatur yang berarti.
Meskipun praktis 5 juta ton hidrogen harus diubah menjadi helium tiap detik untuk
menghasilkan luminositas Matahari seperti sekarang, kurang dari 0,01 massa total Matahari diubah menjadi sinar Matahari dalam satu milyar tahun.
Semua bintang berevolusi kira-kira dengan cara yang sama, tetapi berbeda dalam perioda
waktunya, sampai inti mereka menjadi diisi akumulasi karbon. Tahap akhir evolusi bintang atau bagaimana bintang itu mati, sangat bergantung kepada massanya. Bintang yang bermassa
kecil, sampai kira-kira 1,4 massa Matahari
, akhir ya aka ati de ga te a g , eredup ke
dalam kegelapan jagat raya. Bintang yang sangat masif hidupnya akan berakhir dengan ledakan maha dahsyat, dengan mengeluarkan sinar yang sangat terang sebagai supernova.
Bintang yang sangat-sangat massif bisa terus runtuh collapse setelah tahap bintang pulsar
menjadi sebuah
o yek a eh bin ajaib yang kita sebut lubang hitam black hole. Karena jika benar-benar lubang hitam itu ada, mereka bukanlah sama sekali lubang. Malah sebaliknya,
sangat kontras. Lubang hitam adalah sebuah massa yang sangat-sangat besar yang berkontraksi menjadi ukuran yang ekstrim kecil dengan kerapatan sangat tinggi. Gaya gravitasi
dalam obyek demikian akan begitu besar, sehingga menurut teori relativitas Einstein, ia akan
menarik semua materi dan cahaya yang berada di dekatnya. Black hole tidak akan pernah bisa dilihat, karena cahaya, materi, atau sinyal apa pun tidak
akan pernah bisa lepas dari tarikan gravitasinya. Permukaan sebuah black hole, atau batas tempat cahaya tidak bisa melewatinya disebut event horizon.
