https://fremont.ninkilim.com/articles/we_are_made_of_stardust/id.html
Alam semesta adalah kanvas luas dan dinamis, dihiasi oleh cahaya bintang dan unsur-unsur yang diciptakannya. Dari kelahiran katastrofik Big Bang hingga masa depan yang jauh dan memudar dalam kosmos yang dingin, generasi bintang—populasi III, II, dan I, serta penerus potensial mereka—telah membentuk evolusi kimiawi, fisik, dan biologis alam semesta. Melalui kehidupan mereka yang berapi-api dan kematian yang eksplosif, bintang-bintang telah menciptakan unsur-unsur yang membentuk galaksi, planet, dan kehidupan itu sendiri. Esai ini menjelajahi era kosmik, menyelami asal-usul, lingkungan, dan warisan generasi bintang, dengan pemeriksaan mendetail tentang nukleosintesis bintang—proses alkimia yang memberi daya pada bintang dan menghasilkan unsur-unsur alam semesta. Esai ini mencapai puncaknya pada kebenaran mendalam bahwa kita adalah debu bintang, terlahir kembali dari abu bintang kuno, dan mempertimbangkan masa depan pembentukan bintang di alam semesta yang semakin gelap.
Alam semesta dimulai sekitar 13,8 miliar tahun lalu dengan Big Bang, sebuah peristiwa dengan kepadatan dan suhu tak terbatas di mana semua materi, energi, ruang, dan waktu muncul dari sebuah singularitas. Neraka primordial ini, lebih panas dari 10³² K, menahan kekuatan fundamental—gravitasi, elektromagnetisme, gaya nuklir kuat, dan gaya nuklir lemah—dalam keadaan terpadu, sebuah momen simetri kosmik yang singkat.
Dalam waktu kurang dari 10⁻³⁶ detik, inflasi—ekspansi eksponensial—memperluas alam semesta dari skala subatomik ke dimensi makroskopis, meratakan ketidakberaturan dan menabur fluktuasi kepadatan yang kemudian membentuk galaksi. Pada 10⁻¹² detik, gaya kuat terpisah dari gaya elektro-lemah, diikuti oleh pemisahan elektromagnetisme dan gaya lemah sekitar 10⁻⁶ detik, saat suhu turun di bawah 10¹⁵ K. Pemisahan ini menetapkan hukum fisika yang mengatur materi, dari quark hingga galaksi.
Setelah satu detik, alam semesta mendingin hingga sekitar 10¹⁰ K, memungkinkan quark dan gluon mengembun menjadi proton dan neutron melalui gaya kuat. Selama beberapa menit berikutnya—era nukleosintesis Big Bang (BBN)—proton dan neutron menyatu untuk membentuk unsur-unsur primordial: sekitar 75% hidrogen-1 (¹H, proton), 25% helium-4 (⁴He), dan jejak deuterium (²H), helium-3 (³He), dan litium-7 (⁷Li). Suhu tinggi (~10⁹ K) menjaga inti-inti ini tetap terionisasi, mempertahankan plasma partikel bermuatan.
Sekitar 380.000 tahun kemudian (redshift z ≈ 1100), alam semesta mendingin hingga sekitar 3000 K, memungkinkan proton dan inti helium untuk menangkap elektron dalam rekombinasi. Ini menetralkan plasma, membentuk atom hidrogen dan helium yang stabil. Foton, yang sebelumnya tersebar oleh elektron bebas, dilepaskan, menciptakan latar belakang mikro gelombang kosmik (CMB)—sebuah snapshot termal yang kini bergeser merah menjadi 2,7 K karena ekspansi. Fluktuasi kecil CMB (~1 bagian dalam 10⁵) mengungkapkan benih struktur kosmik, yang kini dapat dideteksi oleh observatorium seperti Planck.
Setelah rekombinasi, alam semesta memasuki zaman gelap, era tanpa bintang yang didominasi oleh gas hidrogen dan helium netral. Kolaps gravitasi dalam halo materi gelap mulai membentuk gumpalan padat, menyiapkan panggung untuk bintang pertama. Unsur-unsur primordial, sederhana dan langka, adalah bahan baku untuk pembentukan bintang, dengan materi gelap menyediakan kerangka gravitasi.
Bintang populasi III, generasi bintang pertama, menyala sekitar 100 hingga 400 juta tahun setelah Big Bang (z ≈ 20–10), mengakhiri zaman gelap dan memulai “fajar kosmik”. Bintang-bintang ini terbentuk dalam alam semesta yang padat (~10⁻²⁴ g/cm³), panas (CMB ~20–100 K), dan murni secara kimiawi, hampir sepenuhnya terdiri dari hidrogen (~76%) dan helium (~24%), dengan metalisitas Z ≈ 10⁻¹⁰ Z⊙.
Kepadatan tinggi alam semesta awal memungkinkan awan gas runtuh dalam minihalo materi gelap (~10⁵–10⁶ massa matahari), mencapai kepadatan ~10⁴–10⁶ partikel/cm³. Kompresi gravitasi memanaskan awan hingga ~10³–10⁴ K, tetapi pendinginan bergantung pada hidrogen molekuler (H₂), yang terbentuk melalui reaksi seperti H + e⁻ → H⁻ + γ, diikuti oleh H⁻ + H → H₂ + e⁻. Pendinginan H₂ melalui transisi rotasi dan vibrasi tidak efisien, menjaga awan tetap panas dan mencegah fragmentasi. Massa Jeans yang tinggi (~10²–10³ massa matahari) mendukung protobintang masif.
Bintang populasi III kemungkinan besar masif (10–1000 massa matahari), panas (~10⁵ K suhu permukaan), dan bercahaya, memancarkan radiasi ultraviolet intens. Massa tinggi mereka mendorong fusi cepat, terutama melalui siklus CNO (menggunakan jejak karbon dari fusi awal), menghabiskan bahan bakar dalam ~1–3 juta tahun. Nasib mereka bervariasi: - 10–100 massa matahari: Supernova kolaps inti, menyebarkan logam seperti karbon, oksigen, dan besi. - >100 massa matahari: Kolaps langsung menjadi lubang hitam, kemungkinan menyemai kuasar awal. - 140–260 massa matahari: Supernova ketidakstabilan pasangan, di mana produksi pasangan elektron-positron memicu disintegrasi total tanpa sisa.
Bintang populasi III adalah arsitek kosmik. Radiasi ultraviolet mereka mengionisasi hidrogen, mendorong reionisasi (z ≈ 6–15), membuat alam semesta transparan. Supernova mereka memperkaya medium antarbintang (ISM) dengan logam, memungkinkan pembentukan bintang populasi II. Umpan balik dari radiasi, angin, dan ledakan mengatur pembentukan bintang dan membentuk galaksi awal. Sisa lubang hitam mereka mungkin membentuk benih lubang hitam supermasif di pusat galaksi.
Pengamatan langsung bintang populasi III sulit karena jarak dan umur pendek mereka. Teleskop Luar Angkasa James Webb (JWST) telah memberikan petunjuk: pada tahun 2023, GN-z11 (z ≈ 11) menunjukkan emisi helium terionisasi (He II) tanpa garis logam, menunjukkan bintang populasi III. RX J2129–z8He II (2022, z ≈ 8) juga menunjukkan tanda-tanda potensial, meskipun inti galaksi aktif (AGN) atau bintang populasi II miskin logam tetap menjadi alternatif. Konfirmasi memerlukan spektroskopi resolusi tinggi untuk memverifikasi ketiadaan logam dan emisi kuat He II 1640Å.
Instrumen masa depan seperti Teleskop Sangat Besar (ELT) dan NIRSpec JWST akan menjelajahi z > 10–20, menargetkan galaksi murni. Simulasi menyarankan deteksi supernova populasi III melalui kurva cahaya unik atau gelombang gravitasi dari ledakan ketidakstabilan pasangan. Bintang populasi II miskin logam, seperti yang ada di halo galaksi, dapat mempertahankan hasil supernova populasi III, memberikan bukti tidak langsung. Upaya ini dapat mengungkap massa, metalisitas, dan peran bintang populasi III dalam evolusi kosmik.
Bintang populasi II terbentuk sekitar 400 juta hingga beberapa miliar tahun setelah Big Bang (z ≈ 10–3), saat galaksi berkumpul dalam alam semesta yang kurang padat dan lebih dingin. Bintang-bintang ini berfungsi sebagai jembatan antara era primordial dan galaksi modern, membangun kompleksitas melalui pengayaan logam.
Kepadatan rata-rata alam semesta menurun seiring ekspansi, tetapi awan pembentuk bintang di galaksi awal mencapai ~10²–10⁴ partikel/cm³ dalam halo materi gelap yang lebih besar (~10⁷–10⁹ massa matahari). CMB mendingin hingga ~10–20 K, dan awan, yang diperkaya oleh supernova populasi III, memiliki metalisitas Z ≈ 10⁻⁴–10⁻² Z⊙. Logam (misalnya, karbon, oksigen) memungkinkan pendinginan melalui garis atomik ([C II] 158 μm, [O I] 63 μm), menurunkan suhu hingga ~10²–10³ K. Jejak debu meningkatkan pendinginan melalui emisi termal. Massa Jeans yang berkurang (~1–100 massa matahari) memungkinkan fragmentasi, menghasilkan massa bintang yang beragam.
Bintang populasi II bervariasi dari massa rendah (0,1–1 massa matahari, umur >10¹⁰ tahun) hingga masif (10–100 massa matahari, ~10⁶–10⁷ tahun). Mereka ditemukan di halo galaksi, gugus globular (misalnya, M13), dan tonjolan galaksi awal, dengan metalisitas rendah, menghasilkan spektrum yang lebih merah. Pembentukan mereka dalam gugus mencerminkan fragmentasi, dan supernova mereka semakin memperkaya ISM hingga ~0,1 Z⊙.
Bintang populasi II mendorong evolusi galaksi. Supernova mereka mensintesis unsur yang lebih berat (misalnya, silikon, magnesium), membentuk debu dan molekul yang memfasilitasi pembentukan bintang. Bintang populasi II bermassa rendah, yang dapat diamati di gugus globular dan halo Bima Sakti, mempertahankan tanda tangan supernova populasi III. Umpan balik dari radiasi dan ledakan membentuk cakram galaksi dan mengatur pembentukan bintang. Mereka meletakkan dasar untuk bintang populasi I dan sistem planet.
Bintang populasi II dapat diamati di gugus globular, halo galaksi, dan sebagai bintang miskin logam (misalnya, HD 122563, Z ≈ 0,001 Z⊙). Bintang yang sangat miskin logam (Z < 10⁻³ Z⊙) mungkin mencerminkan hasil populasi III. Survei seperti SDSS dan Gaia, serta pengamatan ELT di masa depan, akan memperhalus pemahaman kita tentang pembentukan populasi II dan perakitan galaksi awal.
Bintang populasi I, yang terbentuk sekitar 10 miliar tahun lalu hingga sekarang (z ≈ 2–0), mendominasi galaksi dewasa seperti cakram Bima Sakti. Bintang-bintang ini, termasuk Matahari, memungkinkan adanya planet dan kehidupan melalui lingkungan kaya logam mereka.
Alam semesta jarang (~10⁻³⁰ g/cm³), dengan pembentukan bintang terjadi di awan molekuler padat (~10²–10⁶ partikel/cm³), dipicu oleh gelombang kepadatan spiral atau supernova. CMB berada pada 2,7 K, dan awan, dengan Z ≈ 0,1–2 Z⊙, mendingin hingga ~10–20 K melalui garis molekuler (misalnya, CO, HCN) dan emisi debu. Massa Jeans yang rendah (~0,1–10 massa matahari) mendukung bintang kecil, meskipun bintang masif terbentuk di wilayah aktif.
Bintang populasi I bervariasi dari kerdil merah (0,08–1 massa matahari, >10¹⁰ tahun) hingga bintang tipe O (10–100 massa matahari, ~10⁶–10⁷ tahun). Metalisitas tinggi mereka menghasilkan spektrum cerah dan kaya logam dengan garis seperti Fe I dan Ca II. Mereka terbentuk di gugus terbuka (misalnya, Pleiades) atau nebula (misalnya, Orion). Matahari, bintang populasi I berusia 4,6 miliar tahun, adalah tipikal.
Metalisitas tinggi memungkinkan pembentukan planet berbatu, karena debu dan logam dalam cakram protoplanet membentuk planetesimal. Cakram Matahari menghasilkan Bumi sekitar 4,5 miliar tahun lalu, dengan silikon, oksigen, dan besi membentuk planet terestrial, dan karbon memungkinkan molekul organik. Keluaran stabil Matahari dan umur panjangnya mempertahankan zona layak huni untuk air cair, memupuk kehidupan berbasis karbon selama miliaran tahun. Keberagaman bintang populasi I mendorong pengayaan ISM yang berkelanjutan, mendukung pembentukan bintang dan planet.
Bintang populasi I mendominasi cakram Bima Sakti, dapat diamati di wilayah pembentukan bintang dan gugus. Survei eksoplanet (misalnya, Kepler, TESS) menunjukkan bahwa bintang dengan metalisitas tinggi lebih cenderung mengandung planet, dengan sekitar 50% bintang mirip Matahari mungkin menampung dunia berbatu. Spektroskopi mengungkapkan komposisi kaya logam mereka, melacak pengayaan kumulatif.
Saat energi gelap mendorong ekspansi kosmik, alam semesta akan menjadi lebih dingin, kurang padat, dan lebih kaya logam, mengubah pembentukan bintang. Sekitar 100 miliar tahun dari sekarang (z ≈ -1), pembentukan bintang akan melambat, dan sekitar 10¹² tahun, mungkin berhenti, menghasilkan kosmos yang gelap dan entropik.
Kepadatan rata-rata akan menurun, mengisolasi galaksi. CMB akan mendingin hingga <<0,3 K, dan awan, dengan Z > 2–5 Z⊙, akan mendingin secara efisien melalui logam (misalnya, [Fe II], [Si II]) dan debu. Pembentukan bintang akan bergantung pada kantong gas langka, karena sebagian besar gas galaksi dikonsumsi oleh pembentukan bintang, supernova, atau jet lubang hitam. Penggabungan galaksi dapat sementara meningkatkan pembentukan bintang.
Bintang masa depan akan menjadi kerdil merah bermassa rendah (0,08–1 massa matahari, 10¹⁰–10¹² tahun) karena pendinginan yang efisien dan massa Jeans yang rendah. Bintang masif akan langka, karena metalisitas tinggi mencegah akresi protobintang besar. Bintang-bintang ini akan memancarkan cahaya inframerah lemah, meredupkan galaksi. Cakram kaya logam akan mendukung planet berbatu.
Galaksi akan memudar seiring kematian bintang, meninggalkan kerdil putih, bintang neutron, dan lubang hitam. Kehidupan mungkin bergantung pada energi buatan atau oasis bintang langka di alam semesta yang mendekati “kematian termal”.
Nukleosintesis bintang adalah tungku kosmik di mana bintang mensintesis unsur yang lebih berat dari yang lebih ringan, mendorong evolusi kimiawi alam semesta. Dari fusi diam di inti bintang hingga proses eksplosif di supernova, ini menghasilkan unsur-unsur yang membentuk planet, kehidupan, dan galaksi. Rantai proton-proton, siklus CNO, proses triple-alpha, proses s, r, dan p, serta fotodisintegrasi, yang mencapai puncaknya dalam ledakan neutrino, mengungkapkan mekanisme kompleks pembentukan unsur dan memungkinkan deteksi cepat supernova.
Rantai proton-proton (pp) memberi daya pada bintang bermassa rendah (T ~ 10⁷ K, misalnya, Matahari). Ini dimulai dengan fusi dua proton membentuk diproton, yang meluruh melalui beta menjadi deuterium (¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e, melepaskan neutrino). Langkah-langkah berikutnya meliputi: - ²H + ¹H → ³He + γ (emisi foton). - ³He + ³He → ⁴He + 2¹H, melepaskan dua proton.
Rantai pp memiliki cabang (ppI, ppII, ppIII), menghasilkan neutrino dengan energi berbeda (0,4–6 MeV). Ini lambat, mempertahankan Matahari selama ~10¹⁰ tahun, dan neutrinonya, yang terdeteksi oleh eksperimen seperti Borexino, mengkonfirmasi model fusi bintang.
Siklus karbon-nitrogen-oksigen (CNO) mendominasi bintang masif (>1,3 massa matahari, T > 1,5 × 10⁷ K). Ini menggunakan ¹²C, ¹⁴N, dan ¹⁶O sebagai katalis untuk memfusikan empat proton menjadi ⁴He: - ¹²C + ¹H → ¹³N + γ - ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e - ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ - ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ - ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e - ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He
Siklus CNO lebih cepat, mendorong fusi cepat (~10⁶–10⁷ tahun), dan menghasilkan neutrino berenergi lebih tinggi (~1–10 MeV), yang dapat dideteksi oleh Super-Kamiokande.
Pada bintang >8 massa matahari, pembakaran helium (T ~ 10⁸ K) memfusikan tiga inti ⁴He menjadi ¹²C melalui proses triple-alpha. Dua ⁴He membentuk ⁸Be yang tidak stabil, yang menangkap ⁴He lain untuk membentuk ¹²C, memanfaatkan resonansi dalam tingkat energi ¹²C. Beberapa ¹²C menangkap ⁴He untuk membentuk ¹⁶O (¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ). Proses ini, yang berlangsung ~10⁵ tahun, sangat penting untuk produksi karbon dan oksigen, memungkinkan kehidupan.
Bintang masif menjalani tahap pembakaran cepat: - Pembakaran karbon (T ~ 6 × 10⁸ K, ~10³ tahun): ¹²C + ¹²C → ²⁰Ne + ⁴He atau ²³Na + ¹H. - Pembakaran neon (T ~ 1,2 × 10⁹ K, ~1 tahun): ²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He. - Pembakaran oksigen (T ~ 2 × 10⁹ K, ~6 bulan): ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He. - Pembakaran silikon (T ~ 3 × 10⁹ K, ~1 hari): ²⁸Si + γ → ⁵⁶Fe, ⁵⁶Ni melalui fotodisintegrasi dan penangkapan.
Unsur puncak besi menandai akhir fusi, karena reaksi selanjutnya bersifat endotermik.
Proses s terjadi pada bintang AGB (1–8 massa matahari) dan beberapa bintang masif, di mana neutron ditangkap secara perlahan, memungkinkan peluruhan beta di antara penangkapan (misalnya, ⁵⁶Fe + n → ⁵⁷Fe, lalu ⁵⁷Fe → ⁵⁷Co + e⁻ + ν̄_e). Neutron berasal dari reaksi seperti ¹³C(α,n)¹⁶O di lapisan helium bintang AGB. Ini menghasilkan unsur seperti strontium, barium, dan timbal selama ~10³–10⁵ tahun, memperkaya ISM melalui angin bintang.
Proses r terjadi di lingkungan ekstrem (supernova, penggabungan bintang neutron) dengan fluks neutron ~10²² neutron/cm²/detik. Inti menangkap neutron lebih cepat daripada peluruhan beta, membentuk unsur berat seperti emas, perak, dan uranium (misalnya, ⁵⁶Fe + beberapa n → ²³⁸U). Ini berlangsung beberapa detik di gelombang kejut supernova atau ejekta penggabungan, menyumbang ~50% unsur berat.
Proses p menghasilkan isotop kaya proton yang langka (misalnya, ⁹²Mo, ⁹⁶Ru) di supernova. Sinar gamma berenergi tinggi (T ~ 2–3 × 10⁹ K) memfotodisintegrasi inti proses s dan r (misalnya, ⁹⁸Mo + γ → ⁹⁷Mo + n), atau proton ditangkap di lingkungan kaya proton. Efisiensi rendahnya menjelaskan kelangkaan inti p.
Dalam supernova kolaps inti, fotodisintegrasi di inti besi (T > 10¹⁰ K) memecah ⁵⁶Fe menjadi proton, neutron, dan ⁴He (misalnya, ⁵⁶Fe + γ → 13⁴He + 4n). Proses endotermik ini mengurangi tekanan, mempercepat kolaps menuju bintang neutron atau lubang hitam. Gelombang kejut memicu nukleosintesis eksplosif, mengeluarkan unsur-unsur.
Selama kolaps inti, sekitar 99% energi supernova (~10⁴⁶ J) dilepaskan sebagai neutrino melalui neutronisasi (p + e⁻ → n + ν_e) dan proses termal (e⁺ + e⁻ → ν + ν̄). Ledakan sekitar 10 detik mendahului ledakan optik dan dapat dideteksi oleh fasilitas seperti Super-Kamiokande, IceCube, dan DUNE. Sekitar 20 neutrino dari SN 1987A mengkonfirmasi hal ini. Triangulasi dari beberapa detektor menentukan lokasi supernova dalam hitungan detik, memungkinkan pengamatan tindak lanjut pada panjang gelombang optik, sinar-X, dan gamma, mengungkapkan sifat progenitor dan hasil nukleosintesis.
Kelimpahan unsur mencerminkan nukleosintesis: - H, He: ~98% dari BBN. - C, O, Ne, Mg: Berlimpah dari fusi. - Fe, Ni: Puncak karena stabilitas nuklir. - Au, U: Langka, dari proses r. - Inti P: Paling langka, dari proses p.
²³⁵U dan ²³⁸U terbentuk melalui proses r di supernova atau penggabungan bintang neutron. ²³⁵U (waktu paruh ~703,8 juta tahun) meluruh lebih cepat daripada ²³⁸U (waktu paruh ~4,468 miliar tahun). Saat pembentukan Bumi (~4,54 miliar tahun lalu), rasio ²³⁵U/²³⁸U sekitar 0,31 (~23,7% ²³⁵U). Sekitar 2 miliar tahun lalu, rasio ini menjadi ~0,037 (~3,6% ²³⁵U), cukup untuk fisi. Reaktor Oklo di Gabon terbentuk ketika bijih uranium berkualitas tinggi (~20–60% oksida uranium), terkonsentrasi oleh proses sedimen, berinteraksi dengan air tanah yang memoderasi neutron. Tidak ada pengayaan isotopik yang terjadi; ~3,6% ²³⁵U alami memungkinkan kritikalitas, mempertahankan reaksi fisi intermiten selama ~150.000–1 juta tahun, menghasilkan isotop seperti ¹⁴³Nd dan panas.
Dari kelahiran berapi-api Big Bang hingga masa depan yang memudar, bintang telah membentuk alam semesta. Bintang populasi III menyalakan kosmos dan menempa logam pertama. Bintang populasi II membangun kompleksitas, dan bintang populasi I memungkinkan planet dan kehidupan. Nukleosintesis bintang—melalui rantai pp, siklus CNO, proses triple-alpha, proses s, r, dan p, serta fotodisintegrasi—menciptakan unsur-unsur, dengan ledakan neutrino menandakan penyebaran eksplosif mereka. Reaktor Oklo, didukung oleh kelimpahan alami ²³⁵U, mewujudkan warisan ini. Kita adalah debu bintang, terlahir kembali dari bintang kuno, membawa unsur-unsur mereka dalam tubuh kita. Saat alam semesta semakin gelap, warisan kosmik kita mungkin menginspirasi generasi masa depan untuk menyalakan bintang baru, melanjutkan penciptaan dalam kekosongan entropik.