Teori Kabut (Nebular Theory)

Teori Kabut atau disebut juga Teori Nebula. Teori Nebula pertama kali dikemukakan oleh Emanuel Swedenborg (1688-1772) tahun 1734 dan disempurnakan oleh Immanuel Kant (1724-1804) pada tahun 1775. Dan dikembangkan oleh beberapa ahli, Astronom Jerman C. von Weizsaeckar memperkenalkan hipotesis nebulanya pada tahun 1940-an. Dia berpendapat bahwa suatu lapisan materi bersifat gas pernah muncul dan keluar sampai jauh sekali dari garis khatulistiwa matahari di jaman purba. Sebagian besar  lapisan ini terdiri dari unsur ringan hidrogen dan helium. Akhirnya, tekanan panas dan radiasi matahari menghilangkan sebagian besar hidrogen dan helium serta meninggalkan unsur-unsur yang lebih berat. Unsur-unsur yang lebih berat itu secara bertahap berkumpul dalam suatu deretan konsentris yang berbentuk seperti ginjal. Deretan massa ini menarik bahan-bahan lain yang terdapat di ruang angkasa dan berkembang menjadi planet. 

Immanuel Kant (1749-1827), seorang ilmuwan filsafat jerman yang membuat suatu hipotesis tentang terbentuknya tata surya. Menurut Kant: ‘Dijagat raya terdapat gumpalan kabut yang berputar perlahan-lahan sehingga lama kelamaan bagian tengan kabut itu berubah menjadi gumpalan gas yang kemudian membentuk matahari, dan bagian kabut disekelilingnya membentuk planet-planet, satelit, dan benda-benda langit lainnya.’ Dan pendapat immanuel Kant disempurnakan oleh Pierre Marquis de Laplace yang telah dijelaskan diatas. Persamaan kedua teori diatas, terletak pada material asal pembentuk tata surya, yaitu teori kabut (nebula), sehingga kedua teori itu disebut Teori Nebula atau Teori Kabut, atau lebih dikenal dengan nama Teori Kant dan Laplace.

 

Laplace berpendapat bahwa orbit berbentuk hampir melingkar dari planet-planet merupakan konsekuensi dari pembentukan mereka. Teori Kabut (Nebula) menceritakan kejadian tersebut dalam 3 (tiga ) tahap. Pertama, Matahari dan planet-planet lainnya masih berbentuk gas, kabut yang begitu pekat dan besar. Kedua, Kabut tersebut berputar dan berpilin dengan kuat, dimana pemadatan terjadi di pusat lingkaran yang kemudian membentuk matahari. Pada saat yang bersamaan materi lainpun terbentuk menjadi massa yang lebih kecil dari matahari yang disebut sebagai planet, bergerak mengelilingi matahari. Dan yang terakhir, Materi-materi tersebut tumbuh makin besar dan terus melakukan gerakan secara teratur mengelilingi matahari dalam satu orbit yang tetap dan membentuk Susunan Keluarga Matahari.

Dalam setiap teori pasti terdapat kelebihan dan kelemahannya, itu juga terjadi dengan teori kabut (Nebular Theory) berikut merupakan kelebihan dan kekurangan teori kabut. Teori ini berhasil menjelaskan bahwa tata surya datar, orbit ellips planet mengelilingi matahari hampir datar. adapun kekurangan dari teori kabut yaitu, James Clerk Maxwell dan Sir James Jeans menunjukkan bahwa massa bahan dalam gelang-gelang tak cukup untuk menghasilkan tarikan gravitasi sehingga memadat menjadi planet. F. R. Moulton pun menyatakan bahwa teori kabut tidak memenuhi syarat bahwa yang memiliki momentum sudut paling besar haruslah planet bukan matahari. Teori kabut menyebutkan bahwa matahari yang memiliki massa terbesar akan memiliki momentum sudut yang paling besar.

Dalam perkembangannya, muncul berbagai teori tentang pembentukan tata surya yang dikemukakan oleh berbagai pakar astronomi di berbagai belahan dunia. Misalnya teori bigbang oleh Georges Lemaitre, teori Bintang kembar oleh Lyttleton, teori Planetesimal oleh Forest Ray Moulton. Dan berbagai teori lainnya. Meskipun dengan semua teori tersebut yang sudah disebutkan, kemungkinan teori tersebut dapat dipatahkan ataupun diperbaharui dengan berbagai bukti yang ditemukan para ahli astronomi kedepannya. Karena ilmu pengetahuan tidak bersifat statis, maka dari itu sesuai perkembangan jaman yang makin canggih maka akan ditemukan berbagai bukti-bukti lainnya, bukti tentang berbagai keanehan di alam semesta.

Teori Big Bang

Ledakan Dahsyat atau Dentuman Besar (bahasa Inggris: Big Bang) merupakan sebuah peristiwa yang menyebabkan pembentukan alam semesta berdasarkan kajian kosmologi mengenai bentuk awal dan perkembangan alam semesta (dikenal juga dengan Teori Ledakan Dahsyat atau Model Ledakan Dahysat). Berdasarkan permodelan ledakan ini, alam semesta, awalnya dalam keadaan sangat panas dan padat, mengembang secara terus menerus hingga hari ini. Berdasarkan pengukuran terbaik tahun 2009, keadaan awal alam semesta bermula sekitar 13,7 miliar tahun lalu, yang kemudian selalu menjadi rujukan sebagai waktu terjadinya Big Bang tersebut. 

Teori ini telah memberikan penjelasan paling komprehensif dan akurat yang didukung oleh metode ilmiah beserta pengamatan dan bukti-bukti yang telah ditemukan. Adalah Georges Lemaître, seorang biarawan Katolik Roma Belgia, yang mengajukan teori ledakan dahsyat mengenai asal usul alam semesta, walaupun ia menyebutnya sebagai "hipotesis atom purba". Kerangka model teori ini bergantung pada relativitas umum Albert Einstein dan beberapa asumsi-asumsi sederhana, seperti homogenitas dan isotropi ruang. Persamaan yang mendeksripsikan teori ledakan dahsyat dirumuskan oleh Alexander Friedmann. 

Setelah Edwin Hubble pada tahun 1929 menemukan bahwa jarak bumi dengan galaksi yang sangat jauh umumnya berbanding lurus dengan geseran merahnya, sebagaimana yang disugesti oleh Lemaître pada tahun 1927, pengamatan ini dianggap mengindikasikan bahwa semua galaksi dan gugus bintang yang sangat jauh memiliki kecepatan tampak yang secara langsung menjauhi titik pandang kita: semakin jauh, semakin cepat kecepatan tampaknya. Jika jarak antar gugus-gugus galaksi terus meningkat seperti yang terpantau sekarang, semuanya haruslah pernah berdekatan pada masa lalu. 

Gagasan ini secara rinci mengarahkan pada suatu keadaan massa jenis dan suhu yang sebelumnya sangat ekstrem Berbagai pemercepat partikel raksasa telah dibangun untuk mencoba dan menguji kondisi tersebut, yang menjadikan teori tersebut dapat konfirmasi dengan signifikan, walaupun pemercepat-pemercepat ini memiliki kemampuan yang terbatas untuk menyelidiki fisika partikel. Tanpa adanya bukti apapun yang berhubungan dengan pengembangan awal yang cepat, teori ledakan dahsyat tidak dan tidak dapat memberikan beberapa penjelasan mengenai kondisi awal alam semesta, melainkan mendeskripsikan dan menjelaskan perubahan umum alam semesta sejak pengembangan awal tersebut. 

Kelimpahan unsur-unsur ringan yang terpantau di seluruh kosmos sesuai dengan prediksi kalkulasi pembentukan unsur-unsur ringan melalui proses nuklir di dalam kondisi alam semesta yang mengembang dan mendingin pada awal beberapa menit kemunculan alam semesta sebagaimana yang diuraikan secara terperinci dan logis oleh nukleosintesis ledakan dahsyat.
Fred Hoyle mencetuskan istilah Big Bang pada sebuah siaran radio tahun 1949. Dilaporkan secara luas bahwa, Hoyle yang mendukung model kosmologis alternatif "keadaan tetap" bermaksud menggunakan istilah ini secara peyoratif, namun Hoyle secara eksplisit membantah hal ini dan mengatakan bahwa istilah ini hanyalah digunakan untuk menekankan perbedaan antara dua model kosmologis ini. 

Hoyle kemudian memberikan sumbangsih yang besar dalam usaha para fisikawan untuk memahami nukleosintesis bintang yang merupakan lintasan pembentukan unsur-unsur berat dari unsur-unsur ringan secara reaksi nuklir. Setelah penemuan radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis pada tahun 1964, kebanyakan ilmuwan mulai menerima bahwa beberapa skenario teori ledakan dahsyat haruslah pernah terjadi.
 

Katai putih (Kurcaci putih)

Pada perkembangannya, bintang-bintang dengan massa sama dengan massa matahari akan berevolusi dengan berbagai tahap tahap mulai dari nebula awan/debu menjadi Protobintang (Protostar) menjadi Bintang Deret Utama kemuadian menjadi raksasa merah dan akhirnya menjadi kurcaci putih. Katai putih adalah sisa bintang yang terdiri dari materi elektron terdegenerasi, merupakan tahapan akhir evolusi bintang yang tidak cukup masif untuk menjadi supernova tipe II-bintang-bintang bermassa kurang dari 9 massa Matahari. Kurcaci putih inilah yang menjadi tahap akhir kehidupan bintang. Kurcaci putih ini juga yang akan menjadi lubang hitam jika bintang kurcaci tersebut tidak dapat lagi memancarkan cahayanya. 
 
Bintang katai putih pertama yang ditemukan merupakan bintang yang berdekatan dengan Sirius dan diidentifikasi pada tahun 1862.
Katai putih dianggap sebagai titik akhir dari evolusi suatu bintang dan merupakan inti bintang dimana reaksi fusi berlangsung.
Karena tidak terjadi reaksi fusi lagi, katai putih tidak memiliki sumber energi, meskipun pada awalnya, katai putih bersuhu sangat panas.Lama kelamaan, panas dan cahaya yang dipancarkan katai putih semakin kecil. Dibandingkan dengan tahap sebelumnya, katai putih sangat stabil.

Katai putih yang terdiri dari materi degeneratif kompak memiliki kepadatan sangat tinggi yang diakibatkan efek gravitasi.
Kepadatan katai putih diperkirakan 1.000.000 kali lebih besar dari kepadatan matahari. Massa rata-rata katai putih diperkirakan sekitar 0,5-10 massa matahari dengan diameter hampir sama dengan bumi atau sekitar 100 kali lebih kecil dari matahari.
Katai putih memiliki suhu permukaan sekitar 8.000 derajat Celcius.
Meskipun memiliki suhu permukaan yang tinggi, ukuran kecil membuat kecerahannya tampak rendah, hanya sekitar 1% kecerahan matahari.

Katai putih biasanya dapat dikelompokkan berdasarkan massa dan komposisinya. Bintang dengan massa yang lebih ringan akan membentuk katai putih tipe karbon-oksigen (terdiri dari karbon dan oksigen), sedangkan bintang dengan setidaknya empat kali massa matahari membentuk katai putih neon-oksigen (terdiri dari neon dan oksigen). Tergantung pada unsur pembentuk utama, katai putih diklasifikasikan sebagai dA, dB, dO, dAO, dan dAB, di mana ‘d’ merupakan singkatan dari ‘degeneratif’, ‘A’ untuk hidrogen, ‘B’ untuk helium netral, dan ‘O’ untuk helium terionisasi.

Selama periode waktu tertentu, katai putih akan terus memancarkan panas. Akhirnya, suhu permukaan akan mendingin sehingga akhirnya katai putih tidak lagi terlihat dan mengarah pada pembentukan lubang hitam (black hole) yang dingin. Salah satu pendapat astrofisikawan terhadap kurcaci putih yaitu, planet dekat bintang katai putih kemungkinan layak huni. Karena kurcaci putih mempunyai suhu yang tidak jauh beda dengan matahari kita. Planet yang seperti itulah yang dapat menjadi tempat untuk manusia kedepannya setelah matahari menjadi raksasa merah. Para astronom masih mencari bukti tentang kebenaran pendapat tersebut.

Tahap Evolusi Bintang

Seperti manusia, bintang juga mengalami perubahan tahap kehidupan. Sebutannya adalah evolusi. Mempelajari evolusi bintang sangat penting bagi manusia, terutama karena kehidupan kita bergantung pada matahari. Matahari sebagai bintang terdekat harus kita kenali sifat-sifatnya lebih jauh.
Dalam mempelajari evolusi bintang, kita tidak bisa mengikutinya sejak kelahiran sampai akhir evolusinya. Usia manusia tidak akan cukup untuk mengamati bintang yang memiliki usia hingga milyaran tahun. Jika demikian tentunya timbul pertanyaan, bagaimana kita bisa menyimpulkan tahap-tahap evolusi sebuah bintang?  
Pertanyaan tersebut dapat dijawab dengan kembali menganalogikan bintang dengan manusia. Jumlah manusia di bumi dan bintang di angkasa sangat banyak dengan usia yang berbeda-beda. Kita bisa mengamati kondisi manusia dan bintang yang berada pada usia/tahapan evolusi yang berbeda-beda. Ditambah dengan pemodelan, akhirnya kita bisa menyusun teori evolusi bintang tanpa harus mengamati sebuah bintang sejak kelahiran hingga akhir evolusinya.
Kelahiran bintang
Bintang lahir dari sekumpulan awan gas dan debu yang kita sebut nebula. Ukuran awan ini sangat besar (diameternya mencapai puluhan SA) tetapi kerapatannya sangat rendah. Awal dari pembentukan bintang dimulai ketika ada gangguan gravitasi (misalnya, ada bintang meledak/supernova), maka partikel-partikel dalam nebula tersebut akan bergerak merapat dan memulai interaksi gravitasi di antara mereka setelah sebelumnya tetap dalam keadaan setimbang. Akibatnya, partikel saling bertumbukan dan temperatur naik.

Eagle Nebula, tempat kelahiran bintang (Sumber: Hubblesite)

Semakin banyak partikel yang merapat berarti semakin besar gaya gravitasinya dan semakin banyak lagi partikel yang ditarik. Pengerutan awan ini terus berlangsung hingga bagian intinya semakin panas. Panas tersebut dapat mendorong awan di sekitarnya. Hal ini memicu terjadinya proses pembentukan bintang di sekitarnya. Demikian seterusnya hingga terbentuk banyak bintang dalam sebuah awan besar. Maka tidaklah heran jika kita mengamati sekelompok bintang yang lahir pada waktu yang berdekatan di lokasi yang sama. Kelompok bintang inilah yang biasa kita sebut dengan gugus.
Akibat pengerutan oleh gravitasi, temperatur dan tekanan di dalam awan naik sehingga pengerutan melambat. Di tahap ini, bola gas yang terbentuk disebut dengan proto bintang. Apabila massanya kurang dari 0,1 massa Matahari, maka proses pengerutan akan terus terjadi hingga tekanan dari pusat bisa mengimbanginya. Pada saat tercapai kesetimbangan, temperatur di bagian pusat awan itu tidak cukup panas untuk dimulainya proses pembakaran hidrogen. Maksud dari pembakaran di sini adalah reaksi fusi atom hidrogen menjadi helium. Awan ini pun gagal menjadi bintang dan disebut dengan katai gelap.
Jika massanya lebih dari 0,1 massa Matahari, bagian pusat proto bintang memiliki temperatur yang cukup untuk memulai reaksi fusi saat dirinya setimbang. Reaksi ini akan terus terjadi hingga helium yang sudah terbentuk mencapai 10 – 20 % massa bintang. Setelah itu pembakaran akan terhenti, tekanan dari pusat menurun, dan bagian pusat ini runtuh dengan cepat. Akibatnya temperatur inti naik dan bagian luar bintang mengembang. Saat ini, bintang menjadi raksasa dan tahap pembakaran helium menjadi karbon pun dimulai. Di lapisan berikutnya, berlangsung pembakaran hidrogen menjadi helium. Setelah ini kembali akan kita lihat bahwa evolusi bintang sangat bergantung pada massa.
Untuk bintang bermassa kecil (0,1 – 0,5 massa Matahari), proses pembakaran hidrogen dan helium akan terus berlangsung sampai akhirnya bintang itu menjadi katai putih. Sedangkan pada bintang bermassa 0,5 – 6 massa Matahari, pembakaran karbon dimulai setelah helium di inti bintang habis. Proses ini tidaklah stabil, akibatnya bintang berdenyut. Bagian luar bintang mengembang dan mengerut secara periodik sebelum akhirnya terlontar membentuk planetary nebula. Bagian bintang yang tersisa akan mengerut dan membentuk bintang katai putih.
Berikutnya adalah bintang bermassa besar (lebih dari 6 massa Matahari). Di bintang ini pembakaran karbon berlanjut hingga terbentuk neon. Lalu neon pun mengalami fusi membentuk oksigen. Begitu seterusnya hingga secara berturut-turut terbentuk silikon, nikel, dan terakhir besi. Kita bisa lihat di diagram penampang bintang di bawah ini, bahwa reaksi fusi sebelumnya tetap terjadi di luar lapisan inti. Sehingga ada banyak lapisan reaksi fusi yang terbentuk ketika di bagian pusat bintang sedang terbentuk besi.

Lapisan-lapisan reaksi fusi (Sumber: Wikipedia)

Evolusi Lanjut
Setelah reaksi yang membentuk besi terhenti, tidak ada proses pembakaran selanjutnya. Akibatnya, tekanan menurun dan bagian inti bintang memampat. Karena begitu padatnya, jarak antara neutroon dan elektron pun mengecil sehingga elektron bergabung dengan neutron dan proton. Peristiwa ini menghasilkan tekanan yang sangat besar dan mengakibatkan bagian luar bintang dilontarkan dengan cepat. Inilah yang disebut dengan supernova.
Apa yang terjadi setelah supernova bergantung pada massa bagian inti bintang yang tadi terbentuk. Apabila di bawah 5 massa Matahari (batas massa Schwarzchild), supernova menyisakan bintang neutron. Disebut demikian karena partikel dalam bintang ini hanya neutron. Bintang neutron biasanya terdeteksi sebagai pulsar (pulsating radio source, sumber gelombang radio yang berputar). Pulsar adalah bintang yang berputar dengan sangat cepat, periodenya hanya dalam orde detik. Putarannya itulah yang menyebabkan pulsasi pancaran gelombang radionya.

Diagram evolusi berbagai bintang (Sumber: Chandra Harvard)

Di atas 5 massa Matahari, gaya gravitasi di inti bintang begitu besarnya sehingga dirinya runtuh dan kecepatan lepas partikelnya melebihi kecepatan cahaya. Objek seperti ini disebut dengan lubang hitam. Tidak ada objek yang sanggup lepas dari pengaruh gravitasinya, termasuk cahaya sekalipun. Makanya benda ini disebut lubang hitam, karena tidak memancarkan gelombang elektromagnetik. Satu-satunya cara untuk mendeteksi keberadaan lubang hitam adalah dari interaksi gravitasinya dengan benda-benda di sekitarnya. Pusat galaksi kita adalah salah satu lokasi ditemukannya lubang hitam. Kesimpulan ini diambil karena bintang-bintang di pusat galaksi bergerak dengan sangat cepat, dan kecepatannya itu hanya bisa ditimbulkan oleh gaya gravitasi yang sangat kuat, yaitu oleh sebuah lubang hitam.
Hingga saat ini, pengamatan terhadap bintang-bintang masih terus dilakukan. Teori evolusi bintang di atas bisa saja berubah kalau ada bukti-bukti baru. Tidak ada yang kekal dalam sains, dan tidak ada kebenaran mutlak. Apa yang menjadi kebenaran saat ini bisa saja terbantahkan di kemudian hari. Itulah uniknya sains: dinamis.

Gugus Bintang

Bintang-bintang diluar angkasa berjumlah sangat banyak yang tersebar disepanjang bola langit. Dengan memakai teropong bintang akan ada bintang yang membentuk kelompok. Kebanyakan bintang-bintang tersebut bergerak bebas antara satu dengan lainnya. Tetapi, ada pula yang terikat bersama membentuk kelompok yang disebut dengan gugus bintang (Star Cluster). Gugus bintang, adalah kelompok bintang yang terjadi dekat satu sama lain dalam ruang, tampaknya memiliki usia kira-kira sama, temperatur dan bahan kimia penyusunnya sama dan karena itu, tampaknya memiliki asal mula yang sama.

Telaah mengenai gugus bintang sangat penting, karena bintang-bintang dalam sebuah gugus berada pada jarak yang sama dari bumi, sehingga mereka dapat dibandingkan satu yang lainnya berdasarterang, warna dan sebagainya. Lebih dari itu, seperti disebut diatas, bintang-bintang dalam gugus mempunyai asal yang sama, terbentuk pada saat yang sama dari materi proto-bintang yang sama. Jadi, semua bintang dalam gugus mempunyai umur dan komposisi kimia yang sama, walaupun mereka bias berbeda dalam massa, kecerlangan, dan temperature. Penyelidikan gugus bintang dari umur yang berbeda member kontibusi besar pada telaah evolusi bintang. 

Galaksi kita mengandung beragam gugus bintang yang umurnya terentang dari saat pembentukan Galaksi Bimasakti sampai saat sekarang. Sejumlah gugus bintang menggunakan nama khusus berdasar nama mitologi yunani kuno (seperti Pleiades), sementara gugus yang lain menggunakan nama dari konstelasi dimana dia tampak seperti gugus ganda di perseus.Gugus bintang biasanya diklasifikasikan ke dalam salah satu dari dua besar sub-kelompok, galactic star clusters (gugus bintang galaksi) dan globular cluster (gugus bintang bola).

Cluster galaksi kadang-kadang juga dikenal sebagai cluster terbuka. Bebeapa gugus galaksi bias terlihat dengan mata bugil. Misalnya gugus Pleiades yang terdiri dari 6 bintang dalam rasi Taurus. Gugus ini jaraknya 400 tahun cahaya dengan anggota sekitar 100 bintang. Umurnya 60 juta tahun.

Para astronom telah mengidentifikasi ribuan gugus bintang di galaksi Bima Sakti, tetapi tidak lebih dari sekitar 200 gugus bintang bola. Semuanya sangat jauh dari matahari, dan beberapa ditemukan pada jarak 60.000 tahun cahaya atau lebih dari bidang galaksi. Namun beberapa gelintir cukup terang untuk dilihat dengan mata bugil. Salah satu gugus bola yang terkenal adalah Omega Centauri.

Dua jenis gugus bintang yang ditemukan di Bima Sakti berbeda satu sama lain dalam beberapa cara.
Pertama, gugus bintang galaksi terjadi di bidang galaksi, sedangkan gugus bola ditemukan di luar bidang galaksi, yaitu di wilayah yang dikenal sebagai halo galaksi. Kedua, gugus bintang bola cenderung jauh lebih besar daripada galaksi star clusters dengan rata-rata beberapa ribu untuk satu juta bintang di bekas dan beberapa ratus bintang di kedua.
Bahkan, beberapa cluster galaksi berisi tidak lebih dari setengah lusin bintang. Mungkin yang paling terkenal dari semua cluster galaksi adalah Pleiades, atau Seven Sisters.