Bagaimana Bintang Terbentuk dan Berevolusi: Sains Siklus Hidup Bintang

Setiap bintang yang sekarang terlihat di langit malam memulai dengan cara yang sama: sebagai gas dingin yang melayang di dalam awan molekuler. Menurut NASA Science, awan-awan ini terdiri sebagian besar dari hidrogen dan debu, cukup dingin untuk gas menggumpal bersama, dan menghasilkan saku-saku padat di mana turbulensi menciptakan simpul-simpul yang tidak stabil secara gravitasional.

Kelahiran di awan molekuler

Ketika simpul padat di dalam awan molekuler menjadi cukup masif, simpul itu runtuh di bawah gravitasinya sendiri. Portal pendidikan Badan Antariksa Eropa menggambarkan nebula — awan gas raksasa yang ditemukan di lengan spiral galaksi — sebagai bahan baku untuk proses ini, mencatat bahwa nebula dapat dipicu untuk runtuh oleh pemicu eksternal seperti ledakan supernova terdekat atau tabrakan antar awan.

Kelompok observatorium Las Cumbres Observatory menggambarkan skala yang terlibat dengan awan molekuler yang dimodelkan sekitar 1,2 tahun cahaya dan sekitar 10 Kelvin (-263 derajat Celsius) — mendekati nol mutlak. Saat awan seperti itu runtuh, awan mulai berputar, meratakan menjadi cakram dengan inti yang padat dan menghangat di pusat.

Dari protostar ke bintang sebenarnya

Inti yang menghangat itu disebut protostar. Menurut Las Cumbres Observatory, protostar bersinar dari panas kontraksi gravitasi saja — belum bintang dalam arti fusi. Materi pendidikan ESA menambahkan bahwa cakram protosterlar sekitarnya terus memberi makan massa ke inti melalui akresi, sementara medan magnet bintang muda yang berputar mendorong angin dan jet yang mengalir yang secara bertahap membersihkan gas dan debu sisa.

Protostar terus berkontraksi dan memanas sampai suhu intinya melampaui sekitar 10 juta Kelvin. Pada titik itu, inti hidrogen dapat menyatu menjadi helium, melepaskan energi dan menghentikan kontraksi lebih lanjut. NASA Science dan ESA keduanya mengidentifikasi momen ini — penyalaan fusi hidrogen yang berkelanjutan — sebagai titik protostar menjadi bintang deret utama. Menurut Las Cumbres Observatory, lamanya fase kontraksi pra-deret-utama tergantung tajam pada massa: protostar bermassa tinggi dapat berkontraksi menjadi bintang dalam sekitar satu juta tahun, protostar seperti Matahari membutuhkan waktu sekitar 50 juta tahun, dan protostar bermassa rendah dapat memakan waktu lebih dari 100 juta tahun.

Deret utama: usia tengah yang panjang dan tergantung pada massa

Setelah fusi dimulai, bintang memasuki deret utama, fase stabil di mana bintang menghabiskan sebagian besar hidupnya mengkonversi hidrogen menjadi helium di intinya. NASA Science menyatakan bahwa semua bintang menjalani sebagian besar keberadaan mereka dengan cara ini, tetapi berapa lama fase itu berlangsung hampir sepenuhnya tergantung pada massa: bintang yang lebih masif membakar hidrogen mereka jauh lebih cepat daripada bintang yang lebih kecil, meskipun mereka memulai dengan cadangan bahan bakar yang lebih besar.

Angka-angka ini, diambil dari materi pendidikan evolusi bintang ESA, menunjukkan mengapa bintang paling masif dan paling panas adalah yang paling berumur pendek: bintang O-type sekitar 40 massa surya terbakar habis dalam waktu sekitar satu juta tahun, sementara katai merah sekitar setengah massa Matahari secara teori dapat terus menyatu hidrogen selama puluhan miliar tahun, lebih lama dari usia alam semesta.

Kematian: tiga akhir berbeda

NASA Science dan ESA setuju bahwa massa bintang juga menentukan bagaimana bintang itu mati. Bintang seperti Matahari dan bermassa rendah membengkak menjadi raksasa merah saat hidrogen di inti menipis, kemudian melepaskan lapisan luarnya sebagai cangkang gas bercahaya — nebula planet — meninggalkan inti yang panas dan sangat padat yang disebut katai putih. ESA menggambarkan katai putih sebagai mencapai kepadatan di atas 1.000 kilogram per sentimeter kubik, yang kemudian mendingin perlahan selama jangka waktu yang sangat besar.

Bintang dengan kira-kira delapan atau lebih massa surya memenuhi akhir yang jauh lebih kekerasan. Materi ESA menggambarkan bintang bermassa sedang (sekitar 8 hingga 20 massa surya) melalui tahap fusi berturut-turut dari karbon, oksigen, neon, silikon dan besi sebelum runtuh secara katastrofal dalam supernova Tipe II, meninggalkan bintang neutron di belakangnya. NASA Science juga mencatat bahwa bintang yang jauh lebih masif daripada Matahari berakhir dalam ledakan supernova yang menyebarkan elemen yang dihasilkan di dalamnya kembali ke ruang angkasa.

Untuk bintang paling masif, ESA menyatakan bahwa jika inti sisa yang runtuh melebihi kira-kira tiga massa surya, bahkan tekanan ekstrem yang mendukung bintang neutron tidak dapat mempertahankannya, dan bintang tersebut runtuh lebih lanjut menjadi lubang hitam — sebuah objek yang NASA Science menggambarkan sebagai memiliki gravitasi "begitu intens sehingga bahkan cahaya tidak dapat lolos."

Didaur ulang ke bintang-bintang baru

Materi yang dilepaskan bintang yang sekarat tidak hilang. NASA Science mencatat bahwa materi yang dikeluarkan dalam supernova atau ditumpahkan oleh bintang seperti Matahari yang sekarat kembali ke medium antarbintang, memperkayanya dengan elemen yang dihasilkan oleh fusi dan memungkinkan bintang-bintang baru — dan sistem planet yang berpotensi baru — terbentuk dari sisa-sisa. Siklus kontraksi, fusi dan dispersi ini adalah apa yang disebut astronom secara kolektif sebagai siklus hidup bintang.