Supernova dalam Selubung Debu

Bintang, sama seperti manusia punya perjalanan hidup dan suatu hari dia akan mengakhiri kehidupannya itu dengan berbagai cara bergantung pada massanya. Bagi bintang-bintang raksasa mereka akan mengakhiri siklus hidupnya dalam ledakan supernova. Tapi, bintang yang satu ini agak berbeda.

Bintang raksasa yang berada di galaksi jauh ini baru saja mengakhiri hidupnya dalam selubung debu dan bukannya sebuah ledakan yang biasanya terjadi. Kejadian aneh yang diamati para peneliti dari Ohio State University ini pun tampaknya kejadian pertama untuk tipe akhir hidup dalam selubung debu. Tapi, bukan berarti kejadian tersebut langka atau aneh, karena tampaknya pola mengakhiri siklus hidup seperti ini umum pada masa awal alam semesta. Bahkan kejadian tersebut juga memberi petunjuk akan apa yang bisa kita lihat jika bintang yang sangat terang di galaksi menjadi supernova.

Survei AGN
Sebagai bagian dari Spitzer Space Telescope Deep Wide Field Survey, para astronom mensurvei data untuk mencari active galactic nuclei (AGN), lubang hitam supermasif yang berada di pusat galaksi. AGN ini biasanya memancarkan sejumlah besar panas saat ada materi yang terhisap ke dalam lubang hitam. Pada umumnya, astronom akan mencari bintik panas yang bervariasi temperaturnya karena bintik inilah yang dapat menjadi bukti perubahan yang terjadi ketika materi terhisap dalam lubang hitam.

Normalnya, dalam pencarian seperti ini para astronom tidak akan mengharapkan menemukan supernova karena biasanya supernova melepaskan sebagian besar energinya sebagai cahaya bukannya panas.

Akan tetapi saat mencari lubang hitam, ada satu bintik yang sangat panas, tampak pada galaksi yang jaraknya 3 milyar tahun cahaya dari Bumi. Yang menarik, bintik ini tidak cocok dengan tipe sinyal panas dari AGN. Spektrum cahaya yang tampak dari galaksi juga tidak menunjukkan keberadaan AGN, setelah para peneliti melakukan konfirmasi akan fakta yang didapat dengan menggunakan teleskop Keck 10 meter di Hawaii.

Obyek itu, supernova

Panas yang sangat besar tersuar dari obyek tersebut lebih dari 6 bulan dan kemudian meredup di awal Maret 2008. Petunjuk lain untuk keberadaan sebuah obyek yang dikenal sebagai supernova. Selama lebih dari 6 bulan obyek ini melepaskan energi yang jauh lebih besar dari energi yang bisa dihasilkan Matahari di sepanjang hidupnya.

Para astronom juga mengetahui jika sumber panas itu merupakan supernova, maka dari jumlah energi yang ekstrim yang ia pancarkan akan mengklasifikasikan obyek baru ini sebagai supernova yang besar atau sebuah hipernova. Temperatur obyek tersebut berkisar pada 1000 K sedikit lebih panas dari permukaan planet Venus.  Nah ini memang sedikit aneh. Ada apa di obyek baru tersebut yang bisa menyerap energi cahaya yang demikian besar dan menghamburkannya sebagai panas?

Jawabannya adalah debu dan jumlahnya sangat besar.

Bintang apakah itu?

Sekarang, saatnya para astronom bekerja untuk menelusuri kembali jenis bintang apakah yang bisa menghasilkan supernova dan bagaimana debu bisa meredam sebagian ledakan. Mereka pun melakukan perhitungan dan menemukan kalau bintang tersebut merupakan bintang raksasa yang setidaknya memiliki massa 50 kali lebih masif dari Matahari.  Bintang masif seperti ini biasanya melontarkan debu saat mereka mendekati akhir kehidupannya.

Hasil perhitungan menunjukkan, bintang seperti ini akan memiliki 2 kali lontaran. Lontaran pertama terjadi sekitar 300 tahun sebelum supernova dan lontaran kedua terjadi sekitar 4 tahun sebelum ledakan. Gas dan debu dari kedua lontaran ini akan tetap berada disekitar bintang dan kemudian secara perlahan masing – masing mengembang menjadi cangkang yang menyelubungi bintang. Selubung bagian dalam merupakan gas dan debu yang berasal dari lontaran kedua 4 tahun sebelumnya akan berada sangat dekat dengan bintang, sedangkan selubung terluar yang berasal dari 300 tahun lalu akan berada lebih jauh dari bintang.

Selubung terluar dari debu ini hampir tak tembus cahaya, sehingga ia akan menyerap energi cahaya yang melewati cangkang bagian dalam dan mengubahnya menjadi panas.  Inilah yang menyebabkan supernova ini muncul di survei Spitzer sebagai awan debu panas. Bahkan menurut Krzysztof Stanek, profesor astronomi di Ohio State, bintang mungkin lebih sering tersedak dalam debunya sendiri di masa lalu.

Peristiwa seperti ini tampaknya jauh lebih sering terjadi pada galaksi kecil dengan tingkat kandungan logam yang rendah. Atau dengan kata lain,  galaksi tersebut merupakan galaksi muda dimana kala waktu keberadaannya masih belum cukup bagi bintang memiliki reaksi fusi yang mengubah hidrogen dan helium menjadi senyawa kompleks yang oleh para astronom diklasifikasi sebagai logam.

Peluang melihat Supernova dalam Selubung di masa depan

Di masa depan, dalam Wide-field Infrared Explorer (WISE), yang sudah diluncurkan NASA pada bulan Desember 2009, supernova tipe ini akan semakin banyak ditemukan. Bahkan diharapkan WISE akan dapat melihat setidaknya 100 tipe supernova seperti ini dalam 2 tahun. Akan tetapi, posisi Bumi dan Matahari (Tata Surya) yang segaris dengan galaksi tersebut, para astronom tidak akan bisa melihat peristiwa tersebut dengan mata telanjang saat ia terjadi. Para pengamat dari Bumi baru akan dapat melihatnya saat si bintang bersinar terang sekitar 1 dekade dari sekarang. Pada jangka waktu 1 dekade itulah gelombang kejut dari bintang yang meledak akan mencapai selubung debu bagian dalam dan menembusnya menuju selubung bagua luar. Pada saat itulah, pengamat di Bumi punya sesuatu yang dapat diamati.

Para pengamat juga setidaknya punya satu kesempatan untuk melihat cahaya serupa yang lebih dekat dengan Bumi. Jika Eta Carina menjadi supernova saat ini, maka peristiwa yang serupa diperkirakan akan terjadi. Eta Carina merupakan sistem bintang yang berada di Bima Sakti  yang terdiri dari dua bintang Wolf Rayet pada jarak 7500 – 8000 tahun cahaya.  Kedua bintang tersebut diselubungi cangkang debu Nebula Homunculus. Para astronom meyakini nebula tersebut terbentuk saat bintang terbesa dari kedua bintang itu mengalami letusan masif di tahun 1840 dan diperkirakan akan ada letusan kedua yang terjadi di masa depan.

Supernova dalam Selubung Debu.doc

Supernova dalam Selubung Debu.ps

Supernova dalam Selubung Debu.ppt

Begini Cara Kerja Bintang – Bagian 3: Reaksi Nuklir di dalam Bintang

Pada bagian pertama kita telah mengetahui perihal kestabilan bintang yang ditopang oleh gaya tekanan radiasi dan gaya gravitasi. Selanjutnya, pada bagian kedua, 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.

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.

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.

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 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.

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.

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.

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.

Begini Cara Kerja Bintang – Bagian 3 Reaksi Nuklir di dalam Bintang.ppt

Begini Cara Kerja Bintang – Bagian 3 Reaksi Nuklir di dalam Bintang.doc

Begini Cara Kerja Bintang – Bagian 3 Reaksi Nuklir di dalam Bintang.ps