1 / 70

BINTANG III: Evolusi Bintang

BINTANG III: Evolusi Bintang. Pembentukan Bintang Evolusi Praderet Utama Evolusi Deret Utama Evolusi Pascaderet Utama Akhir Riwayat Bintang. Kompetensi Dasar:

mariel
Download Presentation

BINTANG III: Evolusi Bintang

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. BINTANG III: Evolusi Bintang • Pembentukan Bintang • Evolusi Praderet Utama • Evolusi Deret Utama • Evolusi Pascaderet Utama • Akhir Riwayat Bintang Kompetensi Dasar: Mendeskripsikan terjadinya evolusi bintang dan proses-proses yang terjadi di dalamnya melalui penafsiran data dan informasi serta mengembangkan kemampuan bernalar Judhistira Aria Utama, M.Si. Lab. Bumi & Antariksa Jur. Pendidikan Fisika FPMIPA UPI

  2. Protobintang Awan Gas Evolusi Bintang Bintang Deret Utama Raksasa Merah Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012 Maharaksasa Merah

  3. Dalam proses pembentukan bintang, gaya gravitasi memegang peranan yang sangat penting. • Akibat suatu ledakan yang sangat hebat, misalnya ledakan bintang atau pelontaran massa oleh bintang: • Sekelompok materi antar bintang menjadi lebih mampat daripada disekitarnya. • Bagian luar awan akan tertarik oleh gaya gravitasi materi di bagian dalam. • Akibatnya awan akan mengerut dan menjadi makin mampat. • Peristiwa ini disebut kondensasi. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  4. Akibat kondensasi, tekanan di dalam awan akan meningkat dan melawan pengerutan. “Apakah awan akan terus mengerut hingga menjadi bintang?” • Apabila tekanan melebihi gravitasi, awan akan terce-rai kembali dan pengerutan tidak berlanjut. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  5. 3/2 Mj = 1,23 x 10-10 1 T  μ • Apabila efek rotasi dan medan magnet tidak diperhitungkan, gaya gravitasi akan melebihi tekanan di dalam awan apabila massa awan cukup besar, yaitu melebihi suatu harga kritis yang disebut massa Jeans (Mj) (10-1) • MJ dinyatakan dalam M,  = kerapatan massa dalam awan (dalam gr/cm3), μ= berat molekul rata-rata dan T = temperatur. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  6. 3/2 Mj = 1,23 x 10-10 1 T  μ • Suatu awan antarbintang mempunyai kerapatan rata-rata 10.000 atom per cm3 ( 10-24 gr/cm3), dan mempunyai temperatur beberapa puluh Kelvin. • Dari pers. (10-1) dapat dihitung harga MJ jika dimisalkan T = 10 K dan semua materi terdiri atas hidrogen (μ = 0,5): = (1,23 x 10-10)(1012)(89,44) = 11.000 M Haruskah sebesar ini? Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  7. 3/2 MJ = 1,23 x 10-10 1 T  μ • Tinjau suatu awan gas bermassa 1000 M yang mengalami pengerutan gravitasi. • Akibat pengerutan gravitasi, rapat materi akan bertambah besar. Dari pers. (10-1) harga MJ menjadi lebih kecil! • Dengan demikian, agar terjadi kondensasi, massa yang diperlukan tidak perlu terlalu besar Beberapa ratus massa Matahari sudah cukup. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  8. Di dalam awan yang berkondensasi selanjutnya akan terjadi kondensasi-kondensasi yang lebih kecil. • Pada setiap kondensasi, kerapatan gas dalam awan bertambah besar. • Riwayat awan induk, akan terulang lagi di dalam kelompok awan yang lebih kecil. Di situ akan terjadi kondensasi yang lebih kecil lagi. Demikian seterusnya.  Peristiwa ini disebut fragmentasi. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  9. Fragmentasi Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  10. Akibat fragmentasi, awan yang tadinya satu terpecah menjadi ratusan bahkan menjadi ribuan awan, dan setiap awan mengalami pengerutan gravitasi. • Pada akhirnya suhu menjadi cukup tinggi sehingga awan-awan tersebut akan memijar dan menjadi “embrio” atau “janin” bintang yang disebut protobintang. Bintang-bintang yang baru lahir di Nebula Orion yang diamati oleh teleskop ruang angkasa Hubble. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  11. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2001/13/image/ahttp://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2001/13/image/a Empat protobintang yang berada di Nebula Orion yang diamati oleh Teleskop Ruang Angkasa Hubble. Pada gambar ini tampak protobintang diselubungi oleh gas bagaikan ulat yang masih berada dalam kepompong. Selubung gas ini nantinya bisa membentuk planet-planet yang akan beredar di sekeliling bintang-bintang tersebut. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  12. Pada saat sudah menjadi protobintang, materi awan yang tadinya transparan terhadap pancaran menjadi kedap terhadap pancaran. • Akibatnya tekanan dan temperatur bertambah besar sehingga proses pengerutan menjadi lambat dan proses fragmentasi terhenti. • Bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, tetapi berasal dari suatu kondensasi besar di suatu awan antarbintang yang kemudian terpecah dalam kondensasi yang kecil-kecil. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  13. Kelahiran bintang secara bersamaan dari suatu awan antarbintang yang besar, didukung oleh pengamatan. • Tidak pernah diamati bintang muda terisolasi sendirian. • Banyak bintang yang merupakan anggota gugus atau assosiasi (kelompok bintang yang lebih renggang dan lepas). • Dalam suatu gugus bintang dapat terdiri atas beberapa ratus hingga beberapa ribu bintang. Gugus Pleiades Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  14. Latihan • Suatu awan molekul raksasa memiliki struktur simetri bola dengan radius 20 tahun cahaya dan temperatur 50 K. Diketahui pula bahwa awan ini memiliki kerapatan partikel yang seragam, yaitu 1,0 x 104 partikel/cm3 dengan berat molekul rata-ratanya 0,77. (a) Berapakah massa awan dinyatakan dalam massa Matahari? (b) Bandingkan besarnya energi termal dengan dengan energi potensial gra- vitasi awan! Apakah awan akan mengembang, runtuh, ataukah tetap sta- bil? (c) Berapakah massa Jeans awan di atas? Apakah nilai yang Anda peroleh konsisten dengan jawaban Anda dalam (b)? Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  15. Mengapa banyak bintang yang bukan merupakan anggota gugus atau assosiasi? • Hal ini karena ketidakmantapan gugus/kelompok bintang. • Suatu gugus/kelompok yang tidak mantap pada akhirnya akan terurai dan bintang anggotanya mengembara ke berbagai pelosok dalam galaksi. • Makin besar jumlah anggota suatu kelompok dan makin dekat jarak antarbintang, makin mantap kelompok bintang tersebut. Contohnya gugus bola yang beranggota ratusan ribu bintang bisa tetap mantap dalam waktu lebih dari 10 milyar tahun. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  16. Gugus Bola M22 yang berjarak 10.000 tahun cahaya dengan diamater ~ 65 tahun cahaya. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  17. Bintang muda yang panas memancarkan dan mengionisasi gas di sekitar bintang  Bintang dalam tahap T Tauri. Nama TTauri diambil dari nama prototipe bintang ini yang berada di rasi Taurus. • Akibatnya, bintang dilingkungi oleh daerah yang mengandung ion hidrogen yang disebut daerah HII yang mengembang dengan cepat. Daerah HII di gugus Trapesium. Empat bintang yang membentuk trapezium berada di pusat gugus. Keempat bintang ini merupakan bintang kelas O yang dilingkupi oleh HII. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  18. Pemuaian selubung ion hidrogen ini dapat berlangsung secara supersonik  Timbul gelombang kejut. Lontaran selubung gas dan debu yang melingkupi bintang muda yang berada dalam tahap T Tauri yang diamati oleh teleskop luar angkasa Hubble. Lontaran gas dan debu ini mencapai jarak 6 triliun kilometer atau sekitar 40.000 kali jarak Bumi-Matahari. http://hubblesite.org/gallery/showcase/stars/s2.shtml Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  19. Gas dingin disekitarnya akan mengalami pemampatan hingga terbentuk kondensasi dan terbentuklah bintang baru. • Bintang baru ini pun akhirnya akan dilingkungi oleh daerah HII yang mengembang cepat. • Bintang lebih baru akan terbentuk lagi akibat dorongan gas yang memuai ini. • Begitulah seterusnya, pembentukan bintang berlangsung secara berantai. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  20. Jejak Evolusi Praderet Utama Protobintang yang telah mengakhiri proses fragmentasinya akan terus mengerut akibat gravitasi. • Awalnya temperatur dan luminositas bintang masih rendah, kedudukannya di diagram H-R berada di sebelah kanan titik A. • Hayashi menunjukkan bahwa bintang dengan temperatur efektif terlalu rendah tidak mungkin berada dalam kesetimbangan hidrostatis. Dalam diagram H-R, daerah ini disebut daerah terlarang Hayashi. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  21. A Deret Utama log L/L log Te Daerah Terlarang Hayashi Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  22. Kerapatan materi protobintang awalnya seragam, kemudian materi makin merapat ke arah pusat. • Materi protobintang ini sebagian besar berupa hidrogen: • Pada temperatur yang rendah kebanyakan hidrogen berupa molekul H2. • Dengan meningkatnya temperatur, tumbukan antarmolekul semakin sering terjadi. • Pada T  1500 K, terjadi penguraian (disosiasi) molekul hidrogen menjadi atom hidrogen. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  23. Untuk menyediakan energi yang besar bagi kelangsungan disosiasi, prorobintang mengerut lebih cepat. • Pada temperatur yang lebih tinggi akan terjadi proses ionisasi pada atom hidrogen dan helium. Proses ini menyerap energi sehingga pengerutan berlangsung terus. • Pengerutan dengan laju besar ini berakhir saat semua hidrogen dan helium di dalam telah terionisasi seluruhnya. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  24. Evolusi protobintang ditandai dengan keruntuhan cepat. • Pada akhirnya protobintang akan menyebrang daerah terlarang Hayashi (titik B). • Setelah menjadi bintang praderet utama, bintang akan mengerut dengan laju yang lebih lambat menyusuri pinggir luar daerah terlarang Hayashi. • Jejak evolusinya hampir vertikal (Te hampir tidak berubah) jejak Hayashi. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  25. Deret Utama log L/L log Te Karena Te <, hampir seluruh bintang berada dalam keadaan konveksi. Bintang mengerut dengan radius memiliki harga terbesar yang diperbolehkan oleh kesetimbangan hidrostatik. Protobintang menjadi bintang Praderet Utama. L >, karena materi masih renggang energi bebas terpancar keluar. B Jejak Hayashi A Daerah Terlarang Hayashi Evolusi pra deret utama D C Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  26. Karena kekedapan (κ) menurun dengan naiknya temperatur: • Gradien temperatur di pusat bintang juga menurun. • Berlaku keadaan setimbang pancaran di pusat bintang. • Terbentuklah pusat yang energinya diangkut secara pancaran (pusat radiatif). • Dengan membesarnya pusat pancaran (pusat radiatif), maka bintang pun makin berkurang kekedapannya. • Akibatnya akan lebih banyak energi yang mengalir secara pancaran. Hal ini ditandai dengan naiknya luminositas (titik C). Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  27. Bintang tetap mengerut selama luminositasnya meningkat  Permukaan bintang menjadi panas, bintang bergerak ke atas dan ke kiri dalam diagram HR. • Laju evolusi pada tahap ini jauh lebih lambat daripada sebelumnya. • Pada akhirnya temperatur di pusat bintang cukup tinggi untuk berlangsungnya “pembakaran” hidrogen. • Tekanan di dalam bintang menjadi besar dan pengerutan terhenti  Bintang menjadi bintang Deret Utama(titik D). Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  28. Waktu yang diperlukan sebuah bintang berevolusi dari awan antarbintang menjadi bintang deret utama bergantung pada massanya. • Makin besar massa bintang, makin singkat waktu yang diperlukan untuk mencapai deret utama. Tabel 10-1. Waktu yang diperlukan bintang untuk mencapai deret utama. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  29. Apabila massa protobintang terlalu kecil, maka temperatur dipusat tidak cukup tinggi untuk bisa melangsungkan reaksi nuklir. • Batas massa untuk bisa berlangsungnya “pembakaran” hidrogen adalah 0,08 M. • Protobintang dengan massa lebih kecil daripada batas ini akan mengerut dan luminositasnya menurun. • Protobintang akan mendingin menjadi bintang katai coklat (Brown Dwarf). Paramater fisik bintang katai coklat: Luminositas : 2x10-6L Temperatur : 700 K Massa : 20 - 50 MJup = 0,02 – 0,05 M Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  30. Evolusi di Deret Utama Energi yang dipancarkan bintang pada tahap praderet utama berasal dari pengerutan gravitasi. • Akibat pengerutan gravitasi, temperatur di pusat bintang menjadi semakin tinggi. • Pada temperatur ~ 10 juta K, inti hidrogen mulai bereaksi membentuk helium. • Energi yang dibangkitkan oleh reaksi ini membuat tekanan di dalam bintang menahan pengerutan gravitasi dan bintang menjadi mantap. • Bintang mencapai deret utama berumur nol (zero age main sequence – ZAMS). Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  31. 4 Mbol 6 8 3,8 log Te 3,6 Kedudukan deret utama berumur nol dalam diagram HR dapat ditentukan secara teori. • Kedudukannya itu bergantung pada komposisi kimia bintang. 1,0 X = 0,75 y = 0,001 Kedudukan ZAMS untuk bintang dengan berbagai komposisi kimia dan ber-bagai massa. 0,8 1,0 X = 0,999 Z = 0,001 0,6 0,8 0,6 Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  32. 4 Mbol 6 8 3,8 log Te 3,6 • ZAMS untuk bintang dengan komposisi kimia yang berbeda merupakan jalur yang hampir sejajar. • Deret utama berumur nol (ZAMS)  Kedudukan bintang dengan komposisi kimia yang masih homogen yang mampu membangkitkan reaksi nuklir di pusatnya. 1,0 X = 0,75 y = 0,001 0,8 1,0 X = 0,999 Z = 0,001 0,6 0,8 0,6 Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  33. Akibat reaksi nuklir di pusat bintang, jumlah hidrogen di pusat bintang berkurang dan jumlah helium bertambah  Struktur bintang berubah secara perlahan  Kedudukan bintang dalam diagram HR juga berubah. • Bintang menjadi lebih terang, radiusnya bertambah besar dan temperatur efektifnya berkurang, namun belum bergeser terlalu jauh dari ZAMS. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  34. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  35. 4 3 Log L/L 2 1 0 4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4 log Te Evolusi Pascaderet Utama Seperti halnya evolusi deret utama, evolusi lanjut bintang juga ditentukan oleh massanya. • Titik 1: kedudukan deret utama berumur nol (ZAMS) • Titik 1 s.d. 3: kedudukan deret utama • Di titik 3 sebagian besar hidrogen di pusat bintang sudah habis 6 3 1 2 15 M • Setelah hidrogen di pusat habis  pusat helium 4 3 6 • Massa pusat helium pada akhirnya mencapai batas Schonberg-Chandrasekhar 1 2 5 5 M 6 6 4 3 1 2 3 M 5 • Pusat helium mengerut dengan cepat dan menjadi panas. Reaksi “pembakaran” hidrogen berlangsung di lapisan luar yang melingkupi pusat helium ZAMS 4 5 3 2 1 1 M Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  36. 4 3 Log L/L 2 1 0 4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4 log Te • Pada saat pusat bintang mengerut, lapisan luar bintang mengembang 6 3 1 2 15 M • Bintang berevolusi menjadi bintang raksasa merah. Jejaknya dalam diagram HR menuju ke kanan. 4 3 6 1 2 5 5 M 6 6 4 3 • Di titik 5, bintang membentuk lapisan luar konveksi yang tebal. Jejak evolusi hampir vertikal ke atas mengikuti jejak Hayashi. 1 2 3 M 5 4 5 3 2 • Pusat yang mengerut temperaturnya makin tinggi hingga helium di pusat yang tadinya merupakan “abu” sisa pembakaran hidrogen, sekarang menjadi bahan bakar 1 1 M Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  37. 4 3 Log L/L 2 1 0 4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4 log Te • Di titik 6, temperatur di pusat sudah cukup tinggi dan berlangsung reaksi triple alpha yang mengubah helium menjadi karbon 6 3 1 2 15 M 4 3 6 • Pada saat itu bintang mempunyai dua sumber energi, yaitu pembakaran helium di pusat dan pembakaran hidrogen di lapisan yang menyelubungi pusat bintang 1 2 5 5 M 6 6 4 3 1 2 3 M 5 4 5 3 2 1 1 M Pusat Helium Pembakaran Helium Pembakaran Hidrogen Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  38. Konsep Penting • Untuk bintang bermassa kecil, reaksi pembakaran helium baru akan berlangsung apabila rapat massa di pusat bintang sudah demikian besar, sehingga materi disitu berada dalam keadaan terdegenerasi sempurna. • Untuk bintang bermassa besar, reaksi pembakaran helium tidak perlu menunggu kerapatan materi di pusat terlampau besar karena temperatur di pusat sudah cukup tinggi sebelum keadaan terdegenerasi tercapai. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  39. Untuk bintang bermassa kecil, reaksi “pembakaran” helium terjadi di pusat yang terdegenerasi sempurna. • Tekanan di pusat hampir sepenuhnya diberikan oleh elektron terdegenerasi (tekanan elektron terdegene-rasi tidak bergantung pada temperatur). • Akibatnya, setelah temperatur naik akibat “pembakaran” helium  tekanan hampir tidak berubah  Tidak terjadi pemuaian seperti pada keadaan tak terdegenerasi. • Temperatur akan terus naik dan laju pembangkitan energi juga makin cepat. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  40. Dengan meningkatnya temperatur, materi yang tadinya terdegenerasi menjadi tidak terdegenerasi. • Apabila hal ini terjadi, maka gas akan berada pada temperatur yang terlalu tinggi untuk tekanannya (gas sekarang sudah bersifat sebagai gas ideal). • Akibatnya gas akan menyesuaikan tekanannya dalam proses yang berlangsung dengan cepat. • Peristiwa mulai dari pembakaran helium hingga peningkatan tekanan yang mendadak di pusat disebut kilatan helium (helium flash). Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  41. Helium Flash 4 3 Cabang Raksasa Merah Log L/L Deret Utama 2 1 0 4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4 log Te • Apabila kilatan helium terjadi, sangat sukar untuk mengikuti evolusi bintang. • Sebelumnya, perubahan struktur bintang ber-langsung perlahan selama milyaran tahun. Setelah kilatan helium terjadi, bintang berubah struktur-nya dalam waktu hanya beberapa jam! Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  42. Untuk bintang bermassa sedang dan besar, reaksi “pembakaran” helium berlangsung dengan mantap. • Struktur bintang berubah dengan perlahan sehingga evolusi bintang setelah tahap pembakaran helium dapat diikuti. • Ada beberapa perbedaan antara bintang bermassa sedang dengan bintang bermassa besar • Untuk bintang bermassa sedang ( 5 M), setelah terjadi pembakaran helium, pusat bintang yang tadinya mengerut akan mengembang. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  43. 4 3 Log L/L 6 3 1 2 2 15 M 4 1 3 6 1 2 5 5 M 6 6 4 3 0 1 2 3 M 5 4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4 log Te 4 5 3 2 1 1 M • Pengembangan pusat bintang ini diikuti oleh pengerutan lapisan luar bintang, sehingga temperatur efektif bintang meningkat dan jejak evolusinya menuju ke kiri setelah mencapai titik 6. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  44. Untuk bintang bermassa besar ( 15 M), pada saat bintang meninggalkan deret utama, temperatur di pusat sudah cukup tinggi, sehingga reaksi “pembakaran” helium terjadi setelah bintang meninggalkan deret utama. • Reaksi triple alpha sudah terjadi pada saat bintang masih di daerah biru dalam diagram HR. • Tahap evolusi selanjutnya, bintang bergerak ke kanan menjadi bintang maharaksasa merah. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  45. Latihan • Dalam reaksi triple alpha, 3 inti helium diubah menjadi 1 inti karbon. (a) Berapakah energi yang dibebaskan (dalam Joule) dari reaksi fusi 1 kg helium menjadi karbon bila diketahui He = 4,002603 sma dan C = 12,000000 sma? • Pada saat Matahari berada di tahap raksasa merah (red giant), luminositasnya akan menjadi 100x luminositas yang sekarang dengan sekitar 13% massanya berada di pusat helium yang terbentuk. (b) Berapa lamakah Matahari dapat melangsungkan “pembakaran” helium sebelum kehabisan bahan bakar di pusatnya? Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  46. 4 3 Log L/L 2 1 0 4,6 4,4 4,2 4,0 3,8 4,4 log Te Akhir Riwayat Bintang Bintang bermassa kecil seperti Matahari akan mengalami kilatan heli-um. Helium Flash Cabang Horizontal Cabang Raksasa Merah • Setelah terjadi kilatan helium, kedudukan bin-tang di diagram HR akan menyeberang ke cabang horisontal. Deret Utama Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  47. Kedudukan bintang yang tepat di cabang horisontal bergantung pada massa dan komposisi kimia bintang. • Makin kecil massa bintang dan makin sedikit unsur beratnya  makin biru warnanya. • Setelah helium di pusat bintang habis, terbentuklah pusat karbon-oksigen di dalam bintang. • Suatu bintang bermassa kecil yang di dalamnya berlangsung reaksi “pembakaran” hidrogen dan helium di sekitar pusat karbon-oksigen, akan goyah kemantapannya. Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  48. Bintang akan berdenyut dengan denyutan yang makin kuat sehingga terjadi pelontaran massa oleh bintang. • Bintang akan melontarkan materi bagian luarnya sehingga tersingkap pusatnya yang panas Planetary Nebula. • Planetary nebula tampak sebagai bintang panas yang dikelilingi oleh cincin gas. • Pengamatan pada planetary nebula menunjukkan bahwa cincin gas itu mengembang dan pusatnya mengerut. • Bintang pusat yang mengerut tersebut pada akhirnya akan menjadi bintang katai putih(White Dwarf). Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  49. Planetary Nebula Cincin (Ring Nebula – M57) yang diabadikan oleh teleskop luar angkasa Hubble. Planetary nebula ini berjarak 2000 tahun cahaya. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/01/ Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

  50. Contoh 1. Sebuah bintang katai putih memiliki kerapatan 1,0 x 106 gram/cm3 dengan rasio Z/A = 0,5. Taksirlah besarnya tekanan terdegenerasi dan bandingkan nilainya dengan tekanan gas ideal pada temperatur 1,0 x 107 K! Jawab: Tekanan terdegenerasi dihitung melalui persamaan: Tekanan gas ideal dihitung melalui persamaan: Judhistira Aria Utama | TA 2011 - 2012

More Related