Mengapa bintang bersinar?

 Gravitasi dan tekanan Gas

Tiga orang astronom, Carl Hansen, Steven Kawaler, dan Virginia Trimble, dalam buku teks terbaru mereka tentang struktur bintang, berjudul Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (Interior Bintang: Prinsip Fisis, Struktur, dan Evolusi), menulis, “Jika Anda ingin tahu bagaimana bintang bekerja, pergilah keluar dan lihatlah mereka selama beberapa malam. Apa yang mereka lakukan hanyalah bersinar dengan stabil sepanjang waktu.” Secara historis ini betul. Mari kita lihat Matahari sebagai contoh.

Matahari masih satu-satunya bintang yang dapat kita pelajari dengan detail

Penemuan-penemuan fosil menunjukkan bahwa kehidupan di Bumi sudah ada paling tidak semenjak 3 milyar tahun lalu. Studi tentang kandungan kimiawi pohon-pohon tertua dan fosil-fosil tersebut juga menunjukkan bahwa Bumi tidak mengalami perubahan besar yang disebabkan oleh ketidakstabilan matahari. Apa yang dilakukan matahari kita “hanyalah” bersinar begitu lama!

Sinar matahari yang kita nikmati sekarang sama dengan sinar matahari yang dinikmati nenek moyang kita di zaman dahulu, bahkan sama pula dengan yang dinikmati dinosaurus puluhan juta tahun lalu. Dalam rentang waktu jutaan tahun, matahari relatif stabil. Tentu timbul pertanyaan: kenapa matahari bisa begitu stabil? Pertama-tama, mari kita coba hitung massa matahari. Kita sekarang tahu bahwa jarak Bumi kita ke Matahari adalah 150 juta km, sementara waktu yang dibutuhkan Bumi untuk mengelilingi Matahari adalah 1 tahun yaitu 365.25 hari. Anggap saja Bumi mengelilingi matahari dalam orbit berbentuk lingkaran, sehingga kecepatan Bumi mengelilingi matahari adalah 100 000 km/jam.

Matahari dan objek-objek yang mengitarinya menaati Hukum Gravitasi

Karena kita tahu bahwa gerakan Bumi berasal dari tarikan gravitasi Matahari, maka dapat kita simpulkan dari Hukum Gravitasi bahwa gaya gravitasi Matahari dihasilkan oleh massa sebesar 2 x 10^30 kg! Ini kira-kira sama dengan 330 000 kali massa Bumi.

Kenapa massa yang begitu besar ini tidak runtuh ke pusatnya? Sebuah gedung tinggi punya massa besar dan tetap berdiri karena ada pilar-pilar kerangka yang menopang seluruh massa gedung. Namun bila pilar-pilar ini diledakkan oleh pakar peruntuh gedung, seluruh bangunan akan runtuh secara bersamaan ke bawah, ke arah pusat Bumi. Demikian pula dengan matahari, bila tidak ada “sesuatu” yang menopang seluruh massa tersebut, maka matahari akan runtuh ke arah pusatnya dalam waktu kurang dari setengah jam! Karena kita tidak pernah melihat hal itu terjadi, berarti ada sesuatu yang menopang struktur matahari (Lihat video peruntuhan sebuah gedung tua. Inilah yang terjadi bila matahari kehilangan struktur penopangnya).

Kita anggap saja bahwa Matahari adalah sebuah bola gas yang berpijar. Bila hal itu betul, kita dapat anggap gas di dalam matahari sebagai sebuah gas ideal yang memancarkan radiasi elektromagnetik. Hukum Gas ideal mengatakan bahwa gas yang dimampatkan akan menghasilkan tekanan yang melawan pemampatan itu. Bila gas tersebut memancarkan radiasi elektromagnetik, maka Matahari juga menghasilkan tekanan radiasi yang arahnya ke luar permukaan matahari.

Lapisan yang lebih dalam mengalami tekanan gravitasi yang lebih besar, oleh karena itu untuk mengimbanginya tekanan radiasi juga harus sama besarnya.

Bila suhu di pusat matahari kita ketahui dengan pemodelan teoritik, maka suhu di permukaan matahari kita ketahui melalui pengamatan. Apabila kita melewatkan sinar matahari pada prisma, maka kita akan melihat bahwa sinar matahari yang berwarna putih tersebut akan terbagi-bagi menjadi sinar dengan berbagai warna, dari warna merah hingga warna ungu. Warna-warna yang berbeda ini adalah tanda bahwa cahaya terbagi-bagi atas sinar dengan energi yang berbeda-beda. Artinya radiasi elektromagnetik merentang dari energi tinggi hingga energi rendah (sinar Gamma dan sinar-X adalah contoh radiasi energi tinggi, sementara sinar inframerah, gelombang Radio, dan gelombang mikro (microwave) adalah contoh radiasi energi rendah), dan radiasi yang kasat mata kita namakan sebagai cahaya.

Sumber radiasi elektromagnetik adalah sebuah pemancar sempurna yang kita namakan benda hitam. Lagi-lagi benda hitam, sebagaimana gas ideal, hanyalah objek khayal. Namun sifat-sifat radiatif matahari dapat didekati bila kita menganggap matahari sebagai sebuah benda hitam.

Benda hitam yang memancarkan energinya pada suhu tertentu akan memiliki kurva distribusi energi yang spesifik pada temperatur tersebut. Sumber: Wikipedia

Eksperimen menunjukkan bahwa sebuah benda hitam memancarkan energinya dalam bentuk radiasi elektromagnetik dan energinya dipancarkan pada seluruh panjang gelombang. Namun intensitas energi pada setiap panjang gelombang tidak sama, dan setiap benda hitam yang memiliki temperatur tertentu memiliki panjang gelombang di mana intensitas energinya paling tinggi. Semakin tinggi temperatur sebuah benda hitam, semakin pendek panjang gelombang di mana energi paling tinggi memancar (lihat gambar kurva benda hitam). Dengan demikian, benda hitam yang memancarkan energinya pada suhu tertentu akan memiliki kurva intensitas energi yang unik. Untuk mengetahui bentuk kurva ini, kita dapat memecah cahaya pancaran benda hitam ini ke dalam spektrumnya masing-masing. Permukaan Matahari dapat kita anggap sebagai sebuah benda hitam, dan oleh karena itu bentuk sebaran energi matahari dapat didekati dengan kurva pancaran benda hitam. Dengan melakukan pengamatan spektroskopi pada matahari, kita dapat mengetahui seperti apa spektrum matahari dan dengan demikian dapat diketahui pula temperatur permukaannya yaitu 5800 Kelvin.

Pengamatan spektrum bintang-bintang lain ternyata menunjukkan perilaku yang sama: bintang juga merupakan sebuah benda hitam dan memancarkan radiasi elektromagnetik. Namun, temperatur permukaan bintang berbeda-beda. Ada yang lebih panas dari matahari, ada pula yang lebih dingin dari matahari. Walaupun demikian, semua bintang yang kita amati berlaku seperti sebuah benda hitam. Dari pengamatan spektrum matahari dan bintang-bintang lain inilah kita dapat menyimpulkan bahwa bintang-bintang yang kita amati di langit malam itu sebenarnya adalah matahari-matahari lain yang letaknya teramat sangat jauh sehingga sinarnya demikian redup bila dibandingkan dengan matahari yang lebih dekat. Karena sekarang kita sudah tahu bahwa bintang adalah objek yang sama dengan matahari kita, maka bintang-bintang lain pun dapat kita anggap pula sebagai sebuah bola gas yang berada dalam kesetimbangan hidrostatik. Apa yang kita ketahui tentang kesetimbangan matahari dapat kita terapkan pula pada bintang!

Sumber Energi Bintang

kita sudah mengetahui kenapa bintang tetap stabil selama milyaran tahun, yaitu karena adanya kesetimbangan antara gaya gravitasi dengan tekanan termal atau tekanan radiasi.

Hermann von Helmholtz (1821 – 1894)

William Thomson yang lebih dikenal sebagai Lord Kelvin (1824 – 1907)

Kita bisa melihat juga dari mana munculnya gaya gravitasi, namun paparan pada bagian pertama malah menimbulkan pertanyaan baru: dari mana asalnya tekanan radiasi? Tentu saja tekanan radiasi dihasilkan oleh pembangkitan energi dalam bintang. Bintang menghasilkan energi yang kemudian menghasilkan tekanan radiasi sehingga menyeimbangkan bintang. Namun lagi-lagi, dari mana energi bintang? Inilah misteri kuno yang membutuhkan waktu lama untuk dijawab.

Energi dari pengerutan Matahari?

Pada abad 19, dua orang fisikawan besar, Lord Kelvin dari Inggris dan Hermann von Helmholtz dari Jerman secara terpisah mencoba menjawab persoalan ini: Bagaimana jika energi matahari berasal dari pengerutannya? Anggaplah pada masa lalu ukuran matahari jauh lebih besar daripada ukurannya yang sekarang. Lalu perlahan-lahan, matahari mengerut karena tarikan gravitasi dari massanya. Pengerutan ini akan membebaskan energi potensial yang dapat diubah menjadi energi panas atau energi termal. Berapa energi potensial yang dibebaskan Matahari? Seandainya matahari di masa lalu memiliki jari-jari yang jauh besar daripada jari-jarinya yang sekarang, maka pengerutan Matahari telah membebaskan energi potensial sebesar 4 x 10^48 erg. Menurut teorema virial, bila sebuah sistem gravitasi (seperti Matahari) mengubah kesetimbangannya, maka setengah dari energi potensialnya akan diubah menjadi energi termal, sementara setengah lagi akan dipancarkan. Dengan demikian, energi yang dipancarkan matahari adalah 2 x 10^48 erg. Energi ini sangat besar, namun inikah sumber energi matahari?

Kurva sebaran intensitas energi sebuah benda hitam

Untuk menjawab pertanyaan ini, kita perlu mengetahui berapa energi yang dipancarkan matahari setiap detiknya. Ini dapat dihitung apabila kita, sekali lagi, mengandaikan matahari sebagai sebuah benda hitam sempurna yang berpijar. Dengan pengandaian ini, maka kurva sebaran energi sebuah benda hitam dapat kita gunakan untuk menghitung keluaran energi benda hitam tersebut di seluruh panjang gelombang, lalu menjumlahkan seluruh energi pada panjang gelombang yang berbeda-beda tersebut. Dari prosedur ini, kita akan memperoleh sebuah hukum yang bernama Hukum Stefan-Boltzmann, yang menyatakan bahwa total energi setiap detik yang dipancarkan dari setiap satuan area permukaan sebuah benda hitam ternyata hanya tergantung pada suhunya. Karena kita tahu berapa luas permukaan Matahari (anggap Matahari berbentuk bola dengan jari-jari 700.000 km) dan juga suhu permukaannya yaitu 5800 K, maka dapat dihitung total energi yang memancar dari seluruh permukaan Matahari pada saat ini adalah 3.8 x 10^33 erg setiap detiknya! Ini sama dengan 3.8 x 10^26 Watt. Bayangkan berapa jumlah rumah yang dapat diterangi oleh energi Matahari apabila setiap rumah membutuhkan daya 1000 Watt. Tentu saja energi ini memancar ke segala arah dan hanya 1400 Watt per meter persegi yang sampai ke Bumi.

Sekarang kita sudah tahu bahwa Matahari memancarkan energi 3.8 x 10^33 erg setiap detiknya, dan bahwa total energi yang dihasilkan dari pengerutan gravitasi adalah 2 x 10^48 erg. Andaikan selama ini matahari memancarkan energinya secara konstan dan tidak berubah, maka pengerutan gravitasi ini telah berlangsung selama kira-kira 17 juta tahun. Dari tanda-tanda kehidupan di Bumi, kita telah menyadari kehidupan telah berlangsung selama 3 milyar tahun, sementara pengerutan Kelvin-Helmholtz hanya sanggup menghasilkan energi yang sebanding dalam skala puluhan juta tahun. Jadi, harus ada sumber energi lain yang dapat menghasilkan energi dalam skala 10^33 erg selama milyaran tahun.

Penelitian Pierre dan Marie Curie menunjukkan fenomena radioaktivitas yang membebaskan energi dalam jumlah besar

Radioaktivitas

Alternatif lain untuk menjawab problem ini adalah melalui fenomena radioaktif. Pada tahun 1896, Henri Becquerel menemukan fenomena radioaktivitas. Atom berat seperti Uranium memiliki sifat radioaktif, dan atom ini memancarkan energi berjumlah besar dalam bentuk radiasi. Mengapa bisa demikian? Tidak ada yang mengerti. Suami-istri Pierre dan Marie Curie-lah yang mencoba menjawab pertanyaan ini dan membayarnya dengan nyawa mereka. Interaksi keduanya dengan bahan-bahan radioaktif begitu dekat, dan pada waktu itu, bahaya radiasi nuklir belum disadari. Catatan-catatan riset mereka menjadi begitu bersifat radioaktif setelah bertahun-tahun terekspos radiasi Radium, sehingga sampai saat ini, catatan-catatan itu harus disimpan dalam kotak berlapis timah. Marie Curie meninggal akibat leukemia, setelah bertahun-tahun meneliti fenomena radioaktivitas dan bersentuhan dengan radiasi. Bagaimanapun, pengorbanan Pierre dan Marie yang bereksperimen di dalam laboratorium sempit mereka di Paris menunjukkan adanya sumber energi yang luar biasa besar di dalam atom.

Bagaimana sumber energi ini dapat dihasilkan? Tidak ada yang memahami apa yang sebenarnya terjadi di dalam atom. Pada akhir abad 19, para fisikawan membayangkan atom hanya seperti bola sederhana yang bermuatan positif dan di dalamnya elektron yang bermuatan negatif tersebar secara merata dan menetralisir muatan positif proton. Model seperti ini misalnya adalah model kue kismis J.J. Thomson. Namun struktur ini tidak mampu menjelaskan fenomena radioaktivitas. Percobaan-percobaan selanjutnya yang dilakukan Ernest Rutherford serta Hans Geiger dan Ernest Marsden menunjukkan bahwa seluruh proton dalam atom terkonsentrasi dalam nukleus/inti bermuatan positif, dan nukleus ini dikelilingi oleh elektron. Yang paling mengejutkan dari eksperimen Rutherford adalah bahwa diameter nukleus ini 100 000 kali lebih kecil daripada diameter atom. Bila kita bayangkan sebuah inti atom berukuran bola ping pong, maka elektronnya akan mengorbit inti atom tersebut sekitar 500 meter dari bola ping pong tersebut! Ini sangat luar biasa. Segala hal yang dapat kita raba, pegang, dan rasakan, ternyata tersusun atas … ruang kosong!

Rutherford bereksperimen dengan partikel alpha untuk meraba-raba struktur atom

Inti atom yang terdiri atas Proton dan Neutron dikelilingi oleh Elektron dalam jumlah yang sama. Meskipun tidak terlalu akurat, namun model ini dapat menjelaskan fenomena radioaktivitas.

Elektron terikat oleh inti atom karena adanya gaya listrik tarik-menarik antara muatan negatif yang terkandung dalam elektron dengan inti yang bermuatan positif. Rutherford menunjukkan bahwa inti atom terdiri atas proton yang bermuatan positif, serta setiap atom memiliki jumlah proton dan elektron yang sama. Dengan demikian, jumlah muatan totalnya adalah nol dan dapat kita katakan bahwa atomnya bersifat netral. Di kemudian hari, murid Rutherford, James Chadwick, menemukan bahwa di dalam inti atom juga terdapat neutron yang tidak bermuatan.

Dengan adanya pemahaman tentang struktur atom ini, fisikawan mulai dapat memahami fenomena radioaktivitas yang ditemukan Becquerel, Pierre Curie, dan Marie Curie. Sebuah unsur bisa berubah menjadi unsur lain karena adanya perubahan jumlah proton dan elektron di dalam atomnya. Dalam setiap atom terkandung jumlah proton dan elektron yang spesifik hanya dimiliki oleh atom tersebut, dan bila proton dan elektron dipertukarkan, maka sebuah inti atom dapat berubah menjadi inti atom lain.

Peluruhan Radium menjadi Radon adalah fenomena radioaktivitas yang diamati Pierre dan Marie Curie. Radium meluruh menjadi Radon sambil memancarkan radiasi dalam bentuk partikel Alfa

Salah satu contoh adalah Radium yang dipelajari oleh Pierre dan Marie Curie. Radium memiliki 88 buah proton dan 138 neutron. Jumlah ini cukup besar dan cenderung tidak stabil serta dapat berubah menjadi unsur lain. Dalam hal Radium, 2 buah proton dan 2 buah neutron dapat dilepaskan sehingga ia berubah menjadi Radon yang memiliki 86 proton dan 136 neutron. Gabungan 2 proton dan 2 neutron ini disebut dengan partikel Alfa. Inilah radiasi yang perlahan-lahan membunuh Marie Curie. Reaksi pemecahan sebuah unsur besar menjadi unsur kecil ini disebut reaksi fisi dan merupakan mekanisme kerja di balik bom atom ataupun reaktor nuklir. Atom-atom berat seperti Radium relatif tak stabil dan akan melepaskan partikel alfa dengan sendirinya melalui fenomena yang disebut dengan peluruhan.

Mungkinkah reaksi sebaliknya , yaitu penggabungan 2 atom yang kecil, bisa menghasilkan energi? Hidrogen hanya memiliki 1 proton dan merupakan atom yang paling sederhana dari segi susunan proton dan elektronnya. Secara teoretis, penggabungan 2 atom Hidrogen menjadi Helium yang memiliki 2 proton adalah mungkin. Ini disebut dengan reaksi fusi. Melalui pengamatan spektroskopi, kita mengetahui bahwa Hidrogen dan Helium adalah dua unsur paling berlimpah di dalam bintang. Jadi, mungkinkah Matahari menghasilkan energinya melalui reaksi fusi?

Hidrogen adalah atom yang relatif stabil, oleh karena itu—tidak seperti atom berat yang meluruh—reaksi fusi tidak terjadi dengan sendirinya. Harus ada sebuah kondisi yang teramat ekstrem. Dalam kondisi tersebut, Hidrogen dapat melebur menjadi Helium. Kondisi ekstrem ini membutuhkan suhu dan tekanan yang teramat tinggi. Pada bagian pertama kita sudah mengetahui bahwa ada tekanan gravitasi yang besarnya semakin tinggi apabila kita semakin mendekati pusat bintang. Mungkinkah di pusat bintang, tekanan gravitasi dan suhunya luar biasa besar sehingga reaksi fusi dapat terjadi?

Pada bagian pertama kita sudah mengandaikan Matahari berada dalam kesetimbangan antara tekanan gravitasi dengan tekanan radiasi, sebuah kesetimbangan yang kita sebut dengan kesetimbangan hidrostatik. Berbekal asumsi ini, kita dapat menghitung tekanan gravitasi yang terjadi di pusat matahari, yaitu 3.4 × 10^{11} atm atau kira-kira 340 milyar kali tekanan atmosfer kita! Bila kita andaikan bahwa gas di pusat matahari adalah gas ideal, maka hukum gas ideal memungkinkan kita menghitung suhu di “tungku” matahari apabila kita mengetahui berapa besar tekanan di pusat matahari. Suhu di “tungku” matahari dengan demikian kira-kira adalah 15 juta Kelvin!

Reaksi fusi yang sederhana terjadi dengan menggabungkan 4 atom Hidrogen menjadi 1 atom Helium

Suhu dan tekanan ini amat tinggi dan memungkinkan terjadinya reaksi fusi. Berapa energi yang dibebaskan oleh reaksi ini? Dari eksperimen, diketahui bahwa massa 1 atom Helium sedikit lebih ringan daripada massa 4 atom Hidrogen. Ada massa yang hilang sebanyak 0.7% massa 4 atom Hidrogen, artinya setiap 1 kg Hidrogen akan berubah menjadi 0.993 kg Helium, dan sisa massa yang hilang sebanyak 0.007 kg ini akan diubah menjadi energi. Berapa jumlah energi yang dibebaskan oleh 0.007 kg massa ini? Ketika Enstein meneliti efek-efek relativitas khusus, dia menemukan bahwa energi (E) dan massa (m) ternyata ekivalen dan dapat saling berubah melalui persamaan yang amat terkenal itu, E = mc^2, dengan c adalah kecepatan cahaya. Kecepatan cahaya adalah 300 000 km per detik (3 x 10^{8} meter per detik), sebuah kecepatan yang amat tinggi. Dengan demikian sejumlah kecil massa dapat diubah menjadi energi yang jumlahnya sangat besar, karena faktor konversi c^2 yang sangat besar. Melalui rumus Enstein yang amat terkenal ini, kita dapat menghitung bahwa reaksi 1 kg Hidrogen menjadi 0.993 kg Helium akan membebaskan massa sebesar 0.007 kg yang ekivalen dengan energi sebesar 0.007 x (3 x 10^8)^2 = 6.3 x 10^{14} Joule energi. Ini sebanding dengan energi yang dihasilkan oleh pembakaran 100 000 ton batubara!

Cukupkah energi sebesar ini untuk menghidupi Matahari? Kita mengetahui bahwa jumlah Hidrogen dalam Matahari kurang lebih adalah 75% dari total massa Matahari. Kita dapat menghitung, berapa jumlah energi yang akan dibebaskan andaikan 10% dari Hidrogen ini dilebur menjadi Helium:

Energi = 0.007 x 0.75 x 0.1 x (2 x 10^{30}) kg x (3 x 10^{8} m/s)^2 = 9.4 x 10^{43} Joule = 9.4 x 10^{50} Erg.

Sebuah energi yang luar biasa besar, hampir seribu kali lipat energi yang dibebaskan oleh pengerutan gravitasi! Berapa lamakah reaksi nuklir ini dapat menghidupi Matahari? Sebagaimana kita ketahui, energi yang dipancarkan Matahari adalah 3.8 x 10^26 Joule setiap detiknya. Ini artinya Matahari dapat bersinar sepanjang 7.5 Milyar tahun!

Angka ini cukup konsisten dengan apa yang kita ketahui. Diduga, Matahari dan tata surya kita terbentuk antara 4 hingga 5 milyar tahun lalu. Perhitungan modern yang lebih teliti menyimpulkan bahwa daerah di dalam Matahari yang cukup panas untuk dapat menghasilkan reaksi nuklir hanyalah daerah yang mencakup 10% dari total Hidrogen dalam Matahari, sebagaimana perhitungan kita di atas. Lebih lanjut, lama waktu pembakaran Hidrogen menjadi Helium ini adalah kira-kira 10 milyar tahun. Jadi, Matahari yang saat ini usianya 5 milyar tahun berada dalam usia paruh baya dan masih akan bersinar hingga 5 milyar tahun lagi.

Dengan demikian, pada bagian ini kita telah menyimpulkan bahwa Matahari menghasilkan energinya dari reaksi fusi. Reaksi fusi adalah reaksi yang menggabungkan atom kecil menjadi atom besar, dalam hal ini adalah peleburan 4 atom Hidrogen menjadi 1 atom Helium. Perhitungan kita atas tekanan dan suhu di bagian inti Matahari juga menyimpulkan bahwa tekanan dan suhu di bagian inti cukup panas dan padat untuk dapat memicu reaksi fusi.

Namun demikian, seperti apakah persisnya reaksi ini? Kondisi ekstrem yang dapat menghasilkan reaksi fusi sangat sulit diciptakan di Bumi. Membuat simulasi inti matahari dengan tekanan ratusan milyar kali tekanan atmosfer Bumi dan suhu 15 juta Kelvin amatlah sulit. Satu-satunya cara untuk meraba detail-detail reaksi nuklir di dalam “tungku” Matahari adalah dengan cara perhitungan teoretis, kemudian membandingkannya dengan apa yang kita amati pada permukaan Matahari. Ini adalah sebuah pekerjaan yang sulit, dan akan diceritakan pada bagian berikutnya.

Reaksi Nuklir

kita mengikuti proses olah pikir yang menyimpulkan bahwa energi radiasi dihasilkan dari proses radioaktif dan bahwa pengamatan spektrum cahaya Matahari sepanjang abad ke-19 menunjukkan bahwa Matahari penuh dengan Hidrogen.

Norman Lockyer menemukan unsur misterius pada Matahari, unsur yang tidak ditemukan di Bumi

Pada tahun 1868, secara hampir bersamaan, astronom Perancis Pierre Janssen dan astronom Inggris Norman Lockyer mengamati adanya unsur misterius pada Matahari. Sebuah unsur yang tidak ditemukan di Bumi. Lockyer kemudian menamai unsur misterius ini Helium, dari kata Bahasa Yunani “Helios” yang berarti Matahari.

Baru sekitar 30 tahun kemudian pada tahun 1895, kimiawan Skotlandia, William Ramsay secara tak sengaja menemukan gas Helium di Bumi. Ramsay membakar asam belerang untuk mencari Argon, namun setelah memisahkan gas Nitrogen dan Oksigen yang tercipta dari hasil pembakaran tersebut, Ramsay melihat adanya spektrum unsur misterius Helium tersebut. Bersama-sama, Hidrogen dan Helium pada umumnya adalah dua unsur paling berlimpah dalam sebuah bintang. Matahari kita, misalnya, mengandung 34% Hidrogen dan 64% Helium, dan 2% adalah gabungan unsur lain-lainnya.

Rahasia berabad-abad tentang penyusun dasar Matahari telah terjawab. Ketika astronom mengarahkan spektroskopnya ke arah bintang-bintang lain, terkuaklah misteri lain tentang hakikat bintang: spektrum bintang ternyata sama dengan Matahari! Dengan kata lain, Matahari adalah bintang yang letaknya sangat dekat dengan kita. Bintang dan Matahari adalah objek yang sama namun jarak bintang jauh lebih besar daripada jarak Bumi kita menuju Matahari. Besarnya peran spektroskopi dalam menguak rahasia alam ini kemudian dikenang dengan memparodikan teks lagu Bintang Kecil dalam Bahasa Inggris:

Twinkle Twinkle little star,
I don’t wonder what you are;
For by spectroscopic ken,
I know that you’re hydrogen;
Twinkle Twinkle little star,
I don’t wonder what you are.

Kenapa Matahari dan bintang dapat bersinar? Dari mana energinya? Penelitian pada akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20 mengenai hakikat atom dan radioaktivitas menyimpulkan bahwa reaksi nuklirlah yang membangkitkan energi Matahari. Pada bagian kedua, kita telah melihat bahwa Hidrogen yang jumlahnya berlimpah di dalam Matahari dapat melangsungkan reaksi nuklir hingga milyaran tahun. Seperti bagaimanakah reaksi nuklir ini?

Reaksi fusi dapat terjadi dalam kondisi yang teramat ekstrim, dan telah diperkirakan bahwa inti Matahari cukup ekstrim untuk dapat melangsungkan reaksi tersebut. Sebagaimana kita ketahui, suhu pada inti Matahari berkisar 15 juta Kelvin. Dalam teori dinamika gas, suhu suatu gas menyatakan energi kinetik yang terkandung dalam gas tersebut, akibat gerakan-gerakan atom dari gas tersebut. Suhu yang amat tinggi dalam suatu gas menyatakan gerakan atom yang amat luar biasa. Tekanan yang amat tinggi juga dapat menyatakan kerapatan dari gas tersebut. Semakin rapat suatu gas, semakin dekat jarak antar nukleus atom satu sama lain.

Agar dapat terjadi reaksi fusi, sebuah nukleus harus memiliki energi yang lebih besar daripada potensial penghalang pada jarak kritis 10^-15 meter, agar gaya nuklir kuat dapat mengalahkan gaya listrik.

Untuk memicu adanya reaksi fusi, dua buah atom harus dapat mengatasi gaya tolak antara keduanya. Inti atom memiliki muatan positif yang saling tolak-menolak apabila bertemu muatan sejenis. Akibatnya, dua buah atom Hidrogen yang dipertemukan akan saling menolak. Gaya tolak ini akan semakin besar apabila jaraknya semakin dekat. Namun apabila jarak antara dua atom ini sangat dekat maka gaya tarik yang disebut gaya nuklir kuat dapat mengatasi gaya tolak-menolak antara kedua nukleus, mengikat kedua inti Hidrogen dan membentuk Helium. Berapa jarak minimal yang harus dicapai dua atom Hidrogen agar dapat melebur menjadi Helium?

Dengan berbekal pengetahuan fisika nuklir, Fritz Houtermans mencoba menjawab pertanyaan ini. Ia lahir di Zoppod, sebuah kota kecil di dekat Danzig di Jerman Baltik (kini bernama Gdansk dan berada di Polandia). Pada tahun 1920an ia bekerja sebagai peneliti di Gottingen, Jerman, dan bekerjasama dengan peneliti Inggris bernama Robert d’Escourt Atkinson untuk menjelaskan reaksi nuklir dalam Matahari. Bersama-sama, mereka menghitung bahwa jarak minimal yang harus dicapai kedua atom adalah 10^-15 meter atau satu per satu trilyun milimeter(!) Mereka yakin bahwa kerapatan gas di pusat Matahari sangat tinggi sehingga jarak antar atom akan sangat dekat, dan terlebih lagi energi kinetiknya akan sangat tinggi sehingga gerakan mereka akan sangat cepat. Besar kemungkinan akan ada atom-atom yang dapat mencapai jarak sekecil ini dan memicu reaksi nuklir. Hasil perhitungan mereka dipublikasikan dalam jurnal ilmiah Zeitschrift für Physik pada tahun 1929. Begitu senangnya Houtermans dengan hasil perhitungan mereka, sehingga sorenya ia membanggakan hasil penemuannya pada gadis yang dikencaninya. Malam itu, bintang-bintang bersinar terang dan pacarnya berkata, “cantik sekali ya sinar bintang-bintang itu?” Houtermans menjawab, “Sejak kemarin aku sudah tahu apa yang menyebabkan mereka bersinar.” Charlotte Riefenstahl, gadis itu, dengan terkagum-kagum kemudian menikahinya.

Houtermans boleh berbangga diri, namun masih ada problem dengan temuannya mengenai jarak minimal yang dapat memicu reaksi fusi. Pada jarak kritis ini, besarnya energi potensial yang ditimbulkan kedua atom adalah sekitar 1000 kilo elektron Volt. Apabila sebuah atom yang telah mencapai jarak kritis ini tidak memiliki energi yang lebih besar daripada energi ini, maka peleburan tidak akan terjadi. Jadi ada semacam “dinding” potensial yang harus ditembus sebuah atom Hidrogen apabila ia ingin melebur dengan atom Hidrogen lain. Namun, setiap atom Hidrogen rata-rata hanya memiliki energi sebesar 1 keV, 1000 kali lebih kecil daripada energi kritis yang harus ditembus. Menurut statistik, sebagian kecil partikel memiliki energi yang sama atau bahkan jauh lebih besar daripada energi kritis ini. Akan tetapi, jumlah partikel yang berenergi tinggi ini sangatlah kecil sehingga reaksi nuklir yang terjadi tidak akan cukup besar untuk dapat berlangsung selama milyaran tahun. Bagaimanakah kita menjawab problem ini?

Teori Kuantum menyelamatkan problem ini dengan menawarkan cara pandang yang berbeda dalam fisika. Apabila fisika abad ke-18 begitu deterministik dengan mengatakan bahwa posisi sebuah partikel dapat kita ketahui dari waktu-ke-waktu, maka teori kuantum mengatakan bahwa kita hanya dapat mengetahui peluang menemukan sebuah partikel pada lokasi tertentu. Pada skala kecil dalam dunia partikel, posisi sebuah partikel sama sekali tidak pasti. Ia dapat berada di mana saja dan yang dapat kita tentukan hanyalah kebolehjadian bahwa ia akan berada di suatu lokasi. Dengan berbekal cara pandang ini, fisikawan kelahiran Ukraina, George Gamow, menyelesaikan problem halangan potensial ini melalui fenomena yang disebutnya “efek terowongan kuantum.” Melalui perspektif fisika kuantum, kita dapat menghitung peluang untuk dapat menemukan sebuah partikel berada di dalam jarak kritis tersebut, dan dengan demikian dapat melebur dan memulai reaksi nuklir. Peluang ini semakin meningkat dengan semakin tingginya energi partikel tersebut, dan dengan membandingkannya dengan distribusi energi suatu kumpulan partikel, dapat dihitung rentang energi di mana reaksi nuklir paling mungkin terjadi. Perubahan cara pandang ini memungkinkan kita menyelesaikan problem pembangkitan energi di dalam bintang. Gamow, fisikawan Uni Soviet yang kemudian melarikan diri ke Amerika Serikat, memikirkan efek terowongan untuk menjelaskan fenomena peluruhan dalam perspektif fisika kuantum. Namun kemudian diketahui bahwa efek terowongan ini juga berlaku secara umum dan dapat digunakan pula untuk menjelaskan fenomena sebaliknya yaitu bergabungnya inti-inti atom.

Hans Bethe pindah ke Amerika Serikat pada tahun 1935 dan kemudian memimpin Divisi Teoritis di Laboratorium Los Alamos

Pekerjaan Houtermans tentang reaksi nuklir dalam bintang kemudian dilanjutkan oleh Hans Bethe. Lahir di Straßburg, Jerman (kemudian menjadi Strasbourg dan masuk ke wilayah Perancis) pada tahun 1906, Bethe memperoleh gelar Doktornya dari Universitas Muenchen, Jerman, di bawah bimbingan Arnold Sommerfeld. Setelah bekerja di Cambridge dan di Roma bersama Enrico Fermi, Bethe mengajar di Universitas Tübingen hingga tahun 1933. Saat itu Partai Nazi berkuasa dan Bethe dipecat dari pekerjaannya karena ibunya orang Yahudi. Bethe pindah ke Inggris dan pada tahun 1935 pindah ke Amerika Serikat. Bersama banyak fisikawan nuklir lainnya, Bethe kemudian bekerja mengembangkan bom atom di Laboratorium Los Alamos, dan memimpin Divisi Teoritis.

Bidang kerja Bethe mengenai fisika nuklir memungkinkannya mengidentifikasi jalur-jalur reaksi fusi yang memungkinkan terciptanya inti Helium yang stabil. Atom sebuah unsur memiliki bermacam-macam jenis yang disebut isotop. Yang membedakan isotop sebuah unsur dengan yang lain adalah jumlah neutron yang terkandung di dalam nukleusnya. Hidrogen netral atau Protium, misalnya, memiliki 1 proton dan 1 elektron. Deuterium, salah satu isotop Hidrogen, memiliki tambahan 1 neutron dan relatif stabil. Helium-3 dan Helium-4 adalah dua dari 8 isotop atom Helium yang stabil, masing-masing memiliki 1 dan 2 neutron pada intinya. Houtermans mengharapkan bahwa reaksi fusi dalam bintang terjadi melalui penggabungan dua inti Hidrogen netral menjadi Diproton, isotop Helium yang sangat ringan dan tak stabil. Dua buah neutron dibutuhkan untuk menciptakan isotop Helium yang stabil, namun pada saat Houtermans dan Atkinson menulis makalah mereka pada tahun 1929, keberadaan neutron masih merupakan hipotesis. Akibatnya perhitungan Houtermans belumlah lengkap.

Pada saat Bethe melanjutkan pekerjaan Houtermans, gambaran kita mengenai dunia atom sudah lebih lengkap. Dua buah atom Hidrogen netral dapat melebur terlebih dahulu untuk membentuk Deuterium. Selanjutnya, Bethe melihat Deuterium ini dapat menangkap 1 atom Hidrogen netral lain untuk membentuk Helium-3 yang relatif cukup stabil. Dua buah Helium-3 ini kemudian dapat melebur untuk membentuk Helium-4 yang lebih stabil dan nonradioaktif. Sebagai produk samping, dua buah atom Hidrogen akan dilepaskan. Reaksi ini kemudian dikenal dengan Reaksi Proton-Proton atau Reaksi PP, karena semuanya berawal dari dua buah Proton yang melebur.

Reaksi Proton-Proton. Dua buah atom Hidrogen akan membentuk Deuterium, selanjutnya Deuterium ini akan menangkap Hidrogen netral untuk membentuk Helium-3, dan Helium-3 akan menangkap Helium-3 lain untuk menghasilkan Helium-4. Dua buah atom Hidrogen netral akan dilepaskan sebagai produk samping.

Reaksi Proton-Proton masih dapat dilanjutkan menjadi Reaksi PP-II. Helium-3 dan Helium-4 dapat melebur untuk membentuk Berilium-7 yang dapat menangkap sebuah elektron untuk menjadi Litium-7 yang stabil. Selanjutnya Litium-7 dapat menangkap sebuah atom Hidrogen dan berubah menjadi 2 buah atom Helium-4. Ini terjadi bila suhu inti berkisar antara 14 hingga 23 Juta Kelvin. Pada suhu inti di atas 23 Kelvin, terjadi reaksi PP-III: Berilium-7 akan menangkap Hidrogen netral dan berubah menjadi Boron-8. Karena Boron-8 tak stabil, ia akan meluruh menjadi Berilium-8, yang pada gilirannya akan meluruh menjadi 2 buah atom Helium.

Selain Reaksi PP, Bethe juga mengusulkan rute lain untuk menciptakan rute lain yang menggunakan atom Karbon sebagai pemicu yang berfungsi menangkap atom Hidrogen. Bila di dalam inti Matahari terdapat Karbon-12, maka setiap inti Karbon-12 akan dapat menangkap Hidrogen untuk membentuk inti atom-atom yang lebih berat, yaitu berturut-turut Nitrogen dan Oksigen. Nitrogen-15 (lihat gambar) tidak stabil sifatnya dan akan melebur kembali menjadi Karbon-12 dan akan kembali menangkap sebuah atom Hidrogen untuk memulai siklus ini kembali ke awal. Karena reaksi rantai ini membentuk sebuah siklus, maka rangkaian reaksi ini dinamakan Siklus atau Daur Karbon.

Daur Karbon yang diusulkan Bethe dan Carl von Weizsäcker

Pada awalnya dua reaksi nuklir ini masih bersifat spekulasi. Fisikawan-fisikawan lain kemudian memeriksa perhitungan-perhitungan Bethe dan memastikan bahwa reaksi ini dapat terjadi apabila kondisinya tepat.

Hans Bethe dan Siklus Karbon. Foto ini diambil di Universitas Cornell pada tahun 1996, saat Bethe berusia 90 tahun. Kredit foto: Michael Okoniewski

Pada tahun 1940an jelaslah bahwa reaksi-reaksi inti ini memang benar-benar terjadi di dalam “tungku” Matahari. Pengamatan spektrum matahari lagi-lagi menjadi kunci karena kelimpahan unsur-unsur kimia yang dihasilkan dari reaksi-reaksi ini dapat dikonfirmasi melalui spektroskopi Matahari. Atas jasa-jasa Bethe mengidentifikasi produksi energi bintang-bintang, ia diganjar Hadiah Nobel pada tahun 1967.

Setelah melihat bentuk Reaksi PP maupun Siklus Karbon, kita mungkin dapat melihat bahwa reaksi ini pada intinya mengubah Hidrogen menjadi Helium. Perlahan tapi pasti, Hidrogen berubah bentuk menjadi Helium dan dapat habis. Pada akhirnya, apabila sebuah bintang tak dapat lagi membakar Hidrogen menjadi Helium, maka cara lain untuk membangkitkan energi yang dapat mengimbangi tekanan gravitasi harus terjadi. Apabila tidak ada, maka bintang tak akan sanggup menahan tekanan gravitasi dan akan runtuh. Apakah masih ada cara lain?

Dua buah atom Helium-4 dapat bergabung untuk membentuk Berilium-8, yang pada gilirannya dapat menangkap sebuah atom Helium-4 lain untuk menjadi Karbon-12. Reaksi ini sangat penting perannya karena merupakan satu-satunya reaksi nuklir yang dapat menciptakan unsur Karbon dalam jumlah signifikan di jagad raya ini. Namun banyak problem yang menghambat reaksi ini dapat terjadi. Reaksi ini hanya dapat terjadi pada suhu yang ekstrim tinggi, yaitu pada suhu 100 Juta Kelvin. Syarat lain untuk dapat terjadi adalah apabila terdapat atom Helium-4 dalam jumlah besar. Masalah berikutnya adalah Berilium-8 merupakan atom yang sangat tak stabil dan hanya mampu bertahan dalam waktu kurang dari 10^-18 detik atau hanya satu per milyar milyar detik, amat sangat singkat! Hampir tak mungkin Berilium-8—sebelum peluruhannya —dapat menangkap Helium-4 terdekat untuk berubah menjadi Karbon-12. Bahkan bila ini dapat terjadi pun, masih ada rintangan lain yang harus dihadapi.

Reaksi Triple Alpha yang diciptakan oleh Fred Hoyle

Fred Hoyle (1915–2001), astrofisikawan Inggris yang sangat kontroversial.

Massa gabungan Helium-4 dengan Berilium-8 lebih besar daripada massa Karbon-12, jadi apabila kedua atom dapat bergabung sekalipun, akan ada kelebihan massa yang harus dibuang. Tentu saja kelebihan massa ini akan diubah menjadi energi melalui persamaan E = mc², namun semakin besar perbedaan massanya maka waktu reaksinya akan semakin lama dan Berilium-8, yang waktu peluruhannya sangat cepat, tidak punya waktu untuk menunggu reaksi ini selesai. Karbon-12 harus terbentuk dengan segera karena usia Berilium-8 teramat sangat pendek.

Karbon adalah unsur paling berlimpah di alam semesta setelah Hidrogen, Helium, dan Oksigen. George Gamow dan mahasiswa bimbingannya, Ralph Alpher, menemukan bahwa dalam waktu beberapa menit sesudah big bang terjadi, alam semesta terdiri atas 75% Hidrogen dan 25% Helium, namun unsur-unsur yang lebih berat dari itu tidak tercipta karena alam semesta keburu mendingin sebelum terjadi reaksi fusi yang memungkinkan terjadinya pembentukan unsur-unsur berat. Namun kenyataannya, di Bumi ini kita menemukan unsur-unsur berat, mulai dari Hidrogen, Helium, Litium, hingga Uranium, Plutonium, dan seterusnya. Di Bumi kita, elemen-elemen berat seperti Silikon, Aluminium, Besi, adalah unsur-unsur paling berlimpah. Tubuh manusia mengandung 18.5% Karbon dan kita mengetahui Karbon adalah unsur yang selalu hadir dalam hampir segala bentuk kehidupan. Menjawab pertanyaan mengenai asal-usul unsur berat ini sama artinya dengan menjawab sebagian pertanyaan mengenai asal-usul kehidupan, sebuah pertanyaan yang terus-menerus ditanyakan peradaban manusia.

Untuk menjelaskan pembentukan unsur-unsur berat di alam semesta inilah, Fred Hoyle, astrofisikawan Inggris, menciptakan reaksi Triple-Alpha. Ia menemukan bahwa satu-satunya cara untuk menciptakan Karbon adalah melalui reaksi nuklir di alam inti bintang yang luar biasa panas dan penuh dengan Helium. Namun reaksi ini pun, bila dapat terjadi, amat bermasalah. Pertama, Berilium-8 teramat tidak stabil dan tak dapat bertahan lama. Kedua, perubahan Helium dan Berilium menjadi Karbon membutuhkan waktu yang cukup signifikan karena adanya perbedaan massa yang besar. Nampaknya tidak ada solusi atas situasi ini, namun Hoyle mampu menyelesaikannya dengan brilian. Proses olah pikir Hoyle dalam menjawab masalah ini akan menjadi topik berikutnya.

sumber : http://galeribimasakti.wordpress.com/bima-sakti/bintang/cara-kerja-bintang/