...

Bintang Berdenyut

by user

on
Category: Documents
0

views

Report

Comments

Transcript

Bintang Berdenyut
7XJDV$6(YROXVL%LQWDQJ
%LQWDQJ
J%
%HUGHQ\XW
7ULL//DNVPDQD11,0
0
Bintang yang intensitas cahayanya berubah-ubah disebut bintang variabel, dan
penyebabnya bermacam-macam: gerakan bintang (contoh: bintang ganda gerhana), transfer massa
dan akresi materi (cataclysmic variables), rotasi bintang (pulsar), maupun karena faktor internal fisik
bintang itu sendiri. Yang terakhir ini disebut dengan variabel intrinsik dan akan dibahas lebih
mendalam. Faktor internal yang dimaksud adalah bahwa secara fisik bintang itu memang berubah
secara periodik, dalam hal ini bintang ini radiusnya berubah secara teratur sehingga
luminositasnya juga berubah-ubah. Bintang ini mengembang dan mengempis secara berkala
sehingga disebut bintang berdenyut (pulsating stars) dan penyebabnya adalah karena struktur
bintang itu sendiri. Dalam makalah singkat ini akan dibahas penyebab dari denyutan tersebut dan
posisi bintang berdenyut dalam evolusi bintang.
Hubungan Periode – Kerapatan
Kita sudah mengetahui bahwa stabilitas bintang dijaga oleh dua gaya yang arahnya
berlawanan secara radial: massa bintang menyebabkan adanya gaya gravitasi yang arahnya ke
pusat bintang sehingga dapat terjadi kontraksi, dan ini diseimbangkan oleh gaya tekan bintang
yang arahnya berlawanan dan besarnya bergantung pada komposisi kimia bintang.
Denyutan bintang dapat kita analogikan dengan osilasi tali yang kedua ujungnya diikat
dan digetarkan (Böhm-Vitense, 1992) seperti senar gitar. Akan terjadi gelombang berdiri karena
gelombang yang menjalar sepanjang tali akan dipantulkan ke arah sebaliknya dengan amplitudo,
fase dan kecepatan yang sama. Dengan demikian, periode getaran P adalah waktu penjalaran
gelombang sepanjang tali bolak-balik yaitu P = 2L/v, di mana L adalah panjang tali dan v adalah
kecepatan rambat gelombang.
Pada bintang, osilasi disebabkan gaya pemulih (restoring force) yang mencoba
mengembalikan bintang ke dalam keadaan setimbang yaitu gaya gravitasi dan gaya tekan.
Apabila pada tali kecepatan rambat gelombang ditentukan oleh besarnya tegangan tali, maka
pada bintang kecepatan fase ditentukan oleh gaya tekan sehingga kecepatan ini merupakan
kecepatan suara (Böhm-Vitense, 1992). Dengan demikian periode denyutan bintang adalah
P=
2R
,
c
(1)
di mana c adalah kecepatan rata-rata suara. Untuk gelombang suara adiabatik kecepatan
suara dinyatakan oleh
c = γ ad
Pg
ρ
,
(2)
di mana Pg adalah tekanan gas, dan Ò adalah kerapatan bintang. Untuk gas monoatomik, Ä
= CP/CV = 5/3. Sesuai dengan kesetimbangan hidrostatik, tekanan gas Pg adalah
Pg ≈ ρ
GM
.
R
(3)
Dengan menggabungkan Persamaan (3), (2), dan (1) akan diperoleh
P≈
4R 3
.
γ adGM
(4)
Massa bintang dan kerapatan terkait melalui M = -πr3Ò sehingga kita memperoleh
Pρ 1 / 2 ≈
3
π
1
(5)
γ ad G
atau
Pρ 1 / 2 = Q .
(6)
Di mana Q adalah sebuah konstanta. Persamaan (6) pada umumnya berlaku untuk
denyutan adiabatik. Semakin besar luminositas bintang, semakin besar radius bintang dan
semakin kecil kerapatan bintang sehingga periodenya semakin panjang. Semakin besar radius juga
berarti waktu perambatan gelombang semakin panjang.
Pada bintang, kecepatan fase gelombang berbeda-beda untuk setiap tempat karena c ∝ T1/2.
Dengan demikian periode denyutan bergantung pada gradien temperatur bintang. Artinya,
besarnya Q pada Persamaan (6) juga bergantung pada gradien temperatur. Q juga bergantung
pada efek non-adiabatik yang berbeda-beda untuk setiap bintang. Untuk bintang berdenyut
dengan luminositas yang berbeda nilai Q berbeda antara 0.01 dan 0.09 (Böhm-Vitense, 1992).
Karena Q bergantung pada gradien temperatur dan kerapatan maka data pengamatan dapat
dibandingkan dengan pemodelan teoritis.
2
Mekanisme-Ë Sebagai Penyebab Denyutan Bintang
Dalam
keadaan
setimbang
tekanan
bintang
mengimbangi
gravitasi
sehingga
kesetimbangan hidrostatik bertahan. Namun bila karena sesuatu hal bintang mengerut maka
maka tekanan bintang akan naik sehingga akan melebihi gravitasi dan bintang akan mengembang
kembali. Pengembangan akan berakibat pada turunnya tekanan hingga lebih lemah daripada gaya
gravitasi dan bintang kembali mengerut dan demikian seterusnya. Apabila tak terjadi disipasi
energi maka bintang akan terus berdenyut dan pada kenyataannya pada setiap denyutan terjadi
pembuangan energi sehingga denyutan menjadi teredam dan lama-kelamaan akan berhenti
berdenyut. Oleh karena itu, harus ada sebuah mekanisme pendorong atau mekanisme eksitasi
(exciting mechanism) yang membuat bintang terus-menerus berdenyut. Baker dan Kippenhahn
(1962) melihat fakta bahwa saat kontraksi maksimal (saat radius minimum) permukaan bintang
menjadi sangat opak sehingga aliran energi dari pusat bintang keluar menjadi terhambat dan
mengumpul di daerah dengan opasitas tinggi tersebut. Akibatnya suhu meningkat dan tekanan
pun juga meningkat dan bintang mengembang kembali. Mekanisme ini, yang bergantung pada
kebergantungan koefisien Ë terhadap temperatur dan tekanan, disebut sebagai Mekanisme-Ë.
Gambar 1 3ORWSHUPXNDDQRSDVLWDVË´ËPRXQWDLQµ terhadap variasi log P, log T. Daerah
berwarna putih menunjukkan daerah yang akan menghasilkan energi eksitasi dan
daerah putih menunjukkan daerah yang meredam denyutan. Eksitasi dalam region log T
§DGDODKNDUHQDLRQLVDVLNHGXD+HOLXP'DUL.LSSHQKDKQGDQ:HLJHUW
Mekanisme ini terutama sangat penting pada region di mana terjadi ionisasi kedua atom
helium, yang dapat menyediakan energi yang cukup untuk mengatasi peredaman. Pada Gambar
1 ditampilkan perubahan koefisien opasitas Rosseland Ë terhadap log P dan log T. Untuk setiap
titik dalam bintang terdapat sepasang harga log P, log T dan harga Ë-permukaan yang sesuai.
3
 d ln T 
 yang
 d ln P  ad
Pada setiap titik dalam bidang log P, log T terdapat gradien adiabatik ∇ ad = 
berkorespondensi dengan variasi log P dan log T dalam kompresi adiabatik. Pada pengerutan
adiabatik ini mekanisme-Ë akan menghasilkan energi eksitasi pada titik di mana vektor arah
mengarah menuju peningkatan Ë (Baker dan Kippenhahn, 1962). Pada titik ini, Ë bernilai paling
besar saat kompresi maksimum. Pada Gambar 2 gradien adiabatik digambarkan pada sejumlah
titik di atas diagram kontur permukaan-Ë. Mekanisme-Ë akan menghasilkan energi eksitasi bila ∇ad
mengarah ke opasitas yang lebih tinggi dengan meningkatnya tekanan (Kippenhahn dan Weigert,
1990). Untuk gas monoatomik kita mengetahui ∇ad = 0.4 namun ionisasi akan menurunkan ∇ad
secara drastis.
Pada permukaan bintang dengan temperatur efektif di atas ~6000 K, Ë meningkat karena
dimulainya ionisasi Hidrogen dan eksitasi atom Hidrogen ke level yang lebih tinggi serta
terjadinya ionisasi Helium. Di bawah zona ionisasi ini ∇ad kembali ke nilai standarnya sebesar 0.4.
Lebih ke dalam lagi terdapat region penghasil energi yang dihasilkan dari ionisasi kedua atom
Helium. Region ini ternyata memberikan kontribusi yang paling besar pada instabilitas bintang.
Seluruh proses ionisasi membutuhkan energi sehingga gradien temperatur akan turun dan aliran
energi akan terhambat sehingga Ë meningkat. Tekanan akan naik dengan cepat akibat hambatan
aliran energi ini sehingga bintang kembali mengembang. Dengan mengembangnya bintang
tekanan dan suhu mulai menurun dan gradien adiabatik ∇ad akan mengarah ke opasitas yang
lebih rendah. Rekombinasi ion akan terjadi pada daerah-daerah ioniasasi tadi.
Gambar 2 Kontur Ë pada bidang log P, log T. Gradien adiabatik ∇ad pada titik-titik
tertentu ditunjukkan dalam garis-garis. Garis yang mengarah ke Ë yang lebih tinggi akan
menghasilkan energi eksitasi sementara garis yang mengarah ke Ë yang lebih rendah
akan memberikan redaman (Dari Baker dan Kippenhahn, 1962).
4
Mekanisme-Æ
Reaksi nuklir juga dapat dipertimbangkan sebagai mekanisme eksitasi. Selama kontraksi
suhu dan tekanan dalam daerah pembakaran akan meningkat sehingga laju pembangkitan energi
akan lebih besar sehingga tekanan juga akan membesar. Pemanasan akan terus terjadi sampai
dicapai radius setimbang dan laju pembangkitan energi menurun dan daerah inti bintang
mendingin. Kippenhahn dan Weigert (1990) berpendapat bahwa untuk sebagian besar bintang
mekanisme-Æ ini tidak dapat mengalahkan peredaman energi karena mekanisme eksitasi ini hanya
bekerja pada daerah pusat bintang tempat pembakaran energi terjadi dan di daerah ini amplitudo
osilasi bintang sangat kecil bila dibandingkan dengan amplitudo osilasi pada daerah permukaan.
Komputasi menunjukkan bahwa mekanisme ini dapat menghalangi peredaman denyutan
apabila radius pembangkit energi berukuran lebih besar daripada 50% radius bintang dan ini
dapat terjadi pada tahapan evolusi yang sangat lanjut saat bintang sudah kehilangan sebagian
besar selubungnya (Böhm-Vitense, 1992).
Posisi Bintang Berdenyut dalam Evolusi Bintang
Daerah ionisasi terdapat pada semua bintang namun tidak semua bintang berdenyut. Ada
syarat yang harus dipenuhi agar kombinasi temperatur dan tekanan dalam daerah ionisasi
tersebut dapat menjalankan mekanisme-Ë yang sudah kita diskusikan. Denyutan hanya akan
terjadi apabila bintang berada dalam sebuah daerah sempit yang disebut jalur ketidakstabilan
Cepheid (Cepheid instablity strip) (Gambar 3). Bintang yang dalam evolusinya melewati daerah itu
akan menjadi bintang variabel Cepheid.
Ujung biru dari jalur ketidakstabilan ini didefinisikan pada suhu kritis di mana zona
ionisasi terletak pada daerah yang menghasilkan energi eksitasi masih lebih dominan daripada
peredaman. Apabila temperatur efektif bintang lebih tinggi daripada suhu kritis ini maka
Hidrogen sudah terionisasi sepenuhnya hingga ke atmosfer bintang dan bahkan ionisasi kedua
Helium sudah mencapai fotosfer, sehingga mekanisme-Ë tidak menghasilkan energi eksitasi yang
cukup (Kippenhahn dan Weigert, 1990). Suhu kritis ini menurun dengan meningkatnya
luminositas.
Ujung merah dari jalur ketidakstabilan belum didefinisikan dengan baik karena pada
daerah ini terdapat zona konveksi pada daerah di mana mekanisme-Ë seharusnya bekerja efektif.
Bagaimanapun, Kippenhahn dan Weigert (1990) berpendapat bahwa jalur ketidakstabilan
memiliki lebar kurang lebih beberapa ratus Kelvin dan terletak tidak jauh dari Garis Hayashi dan
kurang lebih sejajar dengannya, memanjang sepanjang Diagram H-R.
5
Gambar 3 Jalur ketidakstabilan Cepheid ditunjukkan pada Diagram H-R ini dengan dua
garis miring yang diberi label “IS”. Bintang yang melewati jalur ini pada tahapan
evolusinya akan menjadi bintang variabel Cepheid.
Referensi
Baker, N. dan Kippenhahn, R. 1962, 7KH3XOVDWLRQVRI0RGHOVRIÅ&HSKHL6WDUVZA 54: 114-151.
Böhm-Vitense, E. 1992, Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3: Stellar Structure and Evolution
(Cambridge: Cambridge University Press).
Kippenhahn, R., dan Weigert, A. 1990, Stellar Structure and Evolution (Berlin: Springer-Verlag).
Sutantyo, W. 1984, Astrofisika: Mengenal Bintang (Bandung: Penerbit ITB).
6
Fly UP