Written by Super User

User Rating: 3 / 5

Star ActiveStar ActiveStar ActiveStar InactiveStar Inactive
 

SUPERNOVA

BAGIAN KEDUA
SELINTAS KLASIFIKASI DAN SUPERNOVA TIPE I

 Widya Sawitar

 

Hardly any other astrophysical event is as complex and physically diverse
as the death of massive stars in a gravitational collapse and subsequent supernova explosion.
All four known forces of nature are involved and play an important role in extreme regimes of conditions.
Relativistic plasma dynamics in a strong gravitational field sets the stage,
weak interactions govern the energy and lepton number loss of the system
via the transport of neutrinos from regions of very high opacities to the free-streaming regime,
electromagnetic and strong interactions determine the thermodynamic properties,
and nuclear and weak interactions change the composition of the stellar gas.
(Janka et al, 2007, p.38)

 

Catatan Istilah:

  • SNIa : supernova tipe satu a
  • WD : White Dwarf atau Katai Putih
  • SD : single degenerate
  • DD : double degenerate
  • MAB : materi antar bintang
  • CSM : circumstellar matter (materi di sekitar bintang)
  • IME : intermediate mass element
  • tc : tahun cahaya;  1 tc  adalah jarak yang ditempuh cahaya dalam setahun di ruang hampa ≈ 9,4 triliun km. Jadi, jarak Bumi-Matahari ≈ 8,3 menit cahaya. Bintang terdekat ke Matahari adalah Proxima Centauri ≈ 4,2 tc. Andai jarak Bumi – Matahari 1 meter, maka jarak Pluto 40 m, dan jarak Proxima Centauri sekitar 260 kilometer. Dapat dibayangkan, betapa besar galaksi kita, Bima Sakti, yang bergaris tengah sekitar 100 ribu tc.
  • pc : parsec (parallax second) di mana 1 pc ≈ 3,26 tc
  • Mpc : megaparsec.
  • progenitor : bintang cikal bakal supernova atau bintang pra-SN

Seperti yang disampaikan dalam artikel Supernova Bagian Pertama (Mohon maaf sudah cukup lama, 5 Oktober 2017, untuk meneruskan bagian kedua ini) bahwa telaah supernova yang menjadi bahasan di sini berawal gagasan penulisannya dari jurnal berjudul Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars? karya Osterbrock, D. E. (2001AAS...199.1501O). Jawabannya adalah Wilhhelm Heinrich Walter Baade dan Fritz Zwicky, yang memakai istilah tersebut pertama kali, serta mendalilkan bahwa sisa ledakan bintang dapat berupa bintang neutron (Zwicky; Physical Review, 1934). Sebelumnya juga diketahui ada fenomena novae, yang lalu muncul istilah hauptnovae, exceptional novae, giant novae, luminous novae, dsb. Pembedanya adalah karakter spektrum dan bentuk kurva cahayanya.

Saatnya diketahui bahwa sejatinya antara novae dan supernovae berbeda, baik dari bintang muasal, proses, kedahsyatan ledakan, dan dampaknya. Adapun supernova juga melahirkan ragam penelitian sehingga klasifikasinya pun ada kalanya terkendala. Contohnya yang ditemukan oleh astronom amatir, F. Garcia, tanggal 28 Maret 1993 di M81 (NGC 3031) di mana dapat dikatakan bahwa karakter pada 2 minggu pertama setelah ledakan sesuai dengan tipe SNII (supernova tipe dua). Setelahnya mirip SNIb.

Bahasan kali ini adalah sekedar ilustrasi ragam pengelompokan, khususnya lebih pada supernova tipe satu (SNI). Inipun tidak membahas teknis analisisnya. Sebut sebagai gambaran bagaimana penggolongan supernova ke dalam ragam tipe.

 

Supernova: Ladang Penelitian

Pada jurnal Cappelaro dan Turatto (2001) yang dapat disimak bahwa  supernova (SN) dapat dikatakan berada dalam beragam medan penelitian. Sebagai jejak akhir hidup bintang, ledakannya memungkinkan terbukanya kesempatan untuk menguji ragam teori, dari zarah elementer hingga ke dimensi jagad semesta, berkelindan antara ilmu Fisika, Matematika, dan Astronomi; dari theoretical science ke observational science.

Harus diakui bahwa permodelan terhadap objek yang meledak belumlah, bahkan masih jauh dari final. Selama tahap sesaat sebelum dan sesaat setelah ledakan, ada banyak mekanisme yang harus ditelusuri, misal emisi gelombang neutrino dan gravitasi, perambatan plasma ledakan dan tahap nukleosintesis yang dahsyat, juga peluruhan radioaktif, timbulnya gelombang kejut, pembalikan arah jalaran energi, pergerakan yang subsonic hingga supersonic. Juga dampak ke sekitarnya (baik akibat lontaran partikel maupun rambatan energinya, baik secara internal maupun eksternal).

Sisa ledakan pun dapat berupa Bintang Neutron, Lubang Hitam, hingga material awan gas–partikel (fase nebular: bermuatan atau tidak, besar maupun kecil) yang dapat memanaskan dan mencemari ruang dan materi antar bintang (MAB) di mana MAB dapat pula menjadi pemicu kelahiran bintang baru. Juga diketahui bahwa proses yang terjadi dengan rentang temperatur dan tekanan yang luar biasa besar membuat evolusi kimia partikel menjadi sangat nyata, bahkan dalam tinjauan ruang berdimensi galaksi. Dapat jadi, unsur yang ada dalam tubuh kita pun berawal dari terjadinya supernova. Di sini melibatkan ranah teoritis murni bidang Kimia Inti maupun Fisika Teoritis.

Supernova RCW86,

Gambar 1
Supernova RCW86,

Terlihat dan dicatat masyarakat China tahun 185.
Disebut “bintang tamu” dan dapat dilihat selama 8 bulan.
Kini dikelompokkan sebagai SNIa yang berasal dari bintang ganda Katai Putih (White Dwarf/WD).
Foto ini gabungan hasil bidikan 4 teleskop angkasa,
Citra sinar X dari XMM-Newton Observatory milik the European Space Agency's
dan Chandra X-ray Observatory milik NASA, di mana mencakup daerah hijau biru
(materi gas hingga jutaan derajat dampak gelombang kejut).

Citra inframerah dari Spitzer Space Telescope dan Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE)
milik NASA yang mencakup area kuning dan merah sebagai indikasi kehadiran materi debu yang dengan temperatur ratusan derajat di bawah nol celcius dan lebih hangat dibandingkan dengan yang ada di galaksi kita akibat adanya radiasi sebagai dampak ledakan.

Jarak RCW 86 kisaran 8.000 tc dengan diameter 85 tc dengan lokasi di selatan rasi bintang Circinus.
Cakupannya di kubah langit sedikit lebih besar dibandingkan dengan besar piringan Bulan Purnama.
Credit: NASA/ESA/JPL-Caltech/UCLA/CXC/SAO

 

Salah satu tipe supernova adalah SNIa dengan luminositasnya yang besar (sangat cemerlang) dan kini telah dapat dikalibrasi secara akurat (kurva cahayanya) sehingga dapat digunakan sebagai standard candle (“lilin” atau indikator penentu jarak, lihat Branch and Tammann, 1992) dalam penelusuran ruang-waktu atau geometri alam semesta (bidang Kosmologi). Ranah penelitian ini yang membuat terjadinya akselerasi jumlah penelitian pada fenomena supernova. Termasuk munculnya peranti teknologi ikutannya demi perburuan objek eksotik ini hingga ke kedalaman alam raya. Penemuan supernova hingga era awal 1980-an baru kisaran 20/tahun. Awal tahun 2000-an sudah 200/tahun dan kini semakin banyak. Kemajuan teknologi dengan data yang berlimpah tentu diharap dapat mengerucutkan pemahaman pada objek ini.

Adapun masalah ragam klasifikasi berawal dari ide Minkowskii tahun 1941 (da Silva, 1993) yang menyebutkan bahwa setidaknya ada 2 kelompok atau jenis SN berbasis 14 objek temuannya, terutama terkait ada tidaknya unsur hidrogen, yaitu tipe I (sebut SNI) dan tipe II (SNII). SNI berbasis spektrumnya (optical spectrum) tidak ditemukan unsur H (terkait Deret Balmer, panjang gelombang kasat mata) dan sifatnya ekstrim homogen, yang sekaligus menunjukkan bahwa populasi dari calon bintang yang akan meledak atau sebut bintang pra-SN (progenitor) termasuk berusia tua (populasi II). Populasi jenis ini umumnya dijumpai di galaksi berbentuk spiral. Namun, karena banyak juga ditemui di galaksi ellips, maka penemuan ini mendukung pendapat bahwa bintang yang meledak umumnya bermassa kecil. Berdasar telaah evolusi bintang, hal ini menjadi kesimpulan karena bintang yang mempunyai massa yang besar tidak dapat mencapai usia lanjut seperti bintang penghuni galaksi ellips (Sawitar, 1991).

Tentang SNII, spektrumnya mengindikasikan adanya kelimpahan hidrogen dan umumnya berada di lengan galaksi spiral. Sifatnya heterogen. Hal ini menunjukkan bahwa bintang pra-SN berupa bintang populasi I (muda) bermassa besar. Dari penelitian kisarannya 8 – 15 kali besarnya massa Matahari, atau lebih besar mencapai 20 – 25 massa Matahari (sebut bintang masif).

Penelusuran sifat juga dilihat berbasis adanya perbedaan mencolok pada bentuk kurva cahaya berbasis kecerlangan sejak pra-SN hingga meredup. SNI berbentuk memuncak, menurun, dan akhirnya terpejam (linier). Sedangkan SNII memuncak, menurun, ada masa stabil kemudian perlahan terpejam (bentuk plateau). Dari statistik diketahui bahwa kuat cahaya SNI lebih besar dari SNII dan cenderung seragam untuk semua SNI dimanapun dijumpai. Puncak kecerlangan SNII sangat bervariasi.

Pada tahun 1961, Wild menemukan SN1961v di galaksi NGC1058 berjarak 5 Mpc. Kecerlangannya berosilasi (multi ledakan) dan mulai terlihat dari 20 tahun sebelum mencapai puncaknya. Baru meredup lalu terpejam selang 8 tahun kemudian. Supernova ini sering dikategorikan sebagai kelompok Eta Carinae karena sifat osilasi dan lama penampakannya. Perbedaannya bahwa kelompok Eta Cariinae punya massa besar, bahkan hingga kisaran 2000 kali massa Matahari.

Pada era 1964, Zwicky membedah lagi SN yang bertipe garis emisi H dan dikombinasikan dengan bentuk kurvanya. Akhirnya melahirkan ragam tipe, yaitu tipe II, III, IV, dan V. Tiga yang pertama setelah rentang waktu penelitian sempat dianggap sama karena menunjukkan bahwa tidak ada perbedaan yang signifikan kecuali durasi ledakan dan peredupannya. Kini tipe III dan IV dikaitkan dengan bintang Wolf-Rayet. Berbeda dengan tipe V, bentuk kurva tidak mirip dengan yang lainnya.

Klasifikasi di atas bertahan hingga era 1986, dan dijumpai ragam tipe turunannya. Sejumlah SN yang semula tergolong tipe I dijumpai memiliki karakter unik pada spektrumnya, ada garis spektrum yang hilang. Selain itu memiliki spektrum materi tebaran yang sangat berbeda yang didominasi oleh garis emisi Ca dan O terlarang, yang biasanya didominasi oleh unsur besi (Fe). Dengan memeriksa lebih teliti lagi, ditemukan bahwa tipe ini pun terdiri dari 2 karakter yang akhirnya muncul klasifikasi berbasis garis spektrum He yang kuat yang kemudian digolongkan sebagai tipe Ib (satu b), yang lainnya adalah Ic. Perbedaan ini dapat jadi karena perbedaan progenitor-nya.

 

Klasifikasi Utama

Kembali pada usaha pengklasifikasian, sebut sebagai taksonomi SN, maka SN yang semula didasarkan pada spektrum saat maksimumnya ternyata mengakibatkan lahirnya begitu banyak skenario evolusi tahap akhir dari bintang. Peneliti kesulitan membuat skenario tunggal untuk fenomena ini. Adapun penulis menjumpai ragam jurnal ilmiah dengan rentang besarnya massa progenitor yang beragam walau rentangnya semakin mengerucut. Walau demikian, hingga kini yang masih menjadi patokan adalah terdapat 2 macam mekanisme ledakan. Pertama, berbasis keruntuhan gravitasi bintang masif (gravitational core collapse, biasa pada SNII dan SNIb/c) dan yang kedua karena proses termonuklir bintang bermassa rendah (SNIa). Penulis pun mengakui bahwa masalah rentang massa ini juga masih belum mapan terlebih sejak SN1987A. Memang membingungkan saat dicoba membangun model bintang muasalnya (progenitor) yang koheren. Secara umum, klasifikasi lebih meninjau perbedaan SN antara runtuhnya bintang masif dan ledakan termonuklir bintang bermassa rendah.

Masalah karakter pun tidak dapat lepas dari parameter terkait observasi. Secara umum, pada fase awal ledakan, salah satu yang terkait adalah parameter “kedalaman optik” yang tentu masih sangat besar (atau dengan kata lain bahwa spektrum yang diperoleh hanya berasal dari lapisan terluar). Jadi, dengan mekanisme yang reaktif berkesinambungan dan berkecepatan ledakan nuklir, tentu saja kerapatan dan komposisi kimia bagian selubung luar akan cepat berubah sebagai dampak dorongan energi luar biasa besar dari pusat bintang. Energi yang terhambur keluar sejatinya membuat temperatur sumber akan menurun dan akhirnya membuat kedalaman optik juga menurun. Pada fase inilah dapat ditelusuri karakteristik bagian dalam bintang. Fakta dalam observasi bahwa untuk karakter emisi unsur H pada spektrum material SNIb atau SNIc mirip dengan SNII. Hal ini membuat lahirnya kesimpulan bahwa ada kemiripan mekanisme ledakannya. Uniknya, indikator adanya emisi unsur menengah seperti O, yang pada kasus materi tebaran dari SNIa sangat lemah. Ini menunjukkan bahwa bintang pra-SNIa merupakan bintang masif yang justru biasanya dijumpai pada SNII. Hingga kini memang diakui bahwa nyatanya sangat beragam tipe dalam ledakan SN, baik dari karakter progenitornya maupun mekanisme ledakannya.

Grafik Kecerlangan Beragam Tipe Supernova

Gambar 2
(dikutip dari gambar 8 artikel Supernova Bagian Pertama dengan tambahan catatan)
Grafik Kecerlangan Beragam Tipe Supernova
(https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Comparative_supernova_type_light_curves.png;
"Supernova", 1998, Georgia State University – Hyperphysics – Carl Rod Nave
(https://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/snovcn.html);

Turatto, M, 2003
Di sini, Turatto memaparkan klasifikasi utama SN berbasis pengamatan dan implikasinya.
Adanya perbedaan di antara “homogeneous thermonuclear type Ia”; maupun kesamaan karakter pada analisis mekanisme “gravitational core collapse” dari SNIb, SNIc dan SNII.
Transformasi SNIIb, atau dengan karakter garis sempit pada spektrum pada SNIIn,
juga supernova yang berkaitan dengan GRB (gamma ray burst), juga beberapa kasus unik lainnya.

 

Fakta lain bahwa masalah klasifikasi yang menimbulkan beragam tipe ini dapat jadi sebagai dampak dari banyaknya usaha dari kalangan astronom dan bidang terkait (Astrofisika, Astrokimia, Kosmologi, dll) untuk menyesuaikan teorinya dengan hasil observasi. Fokusnya bukan semata analisis kurva cahaya dan spektrum saja, tetapi merambah ke mekanisme ledakan hingga analisis evolusi bintang tahap akhir. Misal SNI dibagi atas SNIa yang merupakan SNI normal/klasik sesuai skenario yang selama ini diyakini. Sedangkan SNIb (peculiar) berdasarkan yang biasa dijumpai pada SNII (keruntuhan pusat bintang). Sekali lagi bahwa adanya kecenderungan perbedaan ini sebenarnya telah disadari sejak tahun 1964 oleh Bertola, sedangkan pembagian SNII menjadi 2 tipe baru muncul pada tahun 1979 oleh Barbon dkk., yaitu SNIIL (linier seperti SNIa) yang cenderung akibat proses termonuklir dan SNIIP (klasik).

Pengelompokan lain dikemukakan oleh Hans Bethe, astronom Amerika Serikat. Tahun 1986 dia membagi tipe supernova berdasarkan telaah mekanisme sekaligus alternatif sisa ledakannya. Ini hanya berlaku untuk SNII, karena SNI diyakini tidak menyisakan apa-apa (sisa ini dapat saja berupa Katai Putih, Bintang Neutron, Pulsar, hingga Lubang Hitam), kecuali materi bintang yang tersebar (nebula) ke segala penjuru arah (simetris atau tidak adalah medan penelitian lainnya). Tipe yang diajukan Bethe adalah tipe A (sisa ledakan berupa bintang neutron atau pulsar yang dijumpai di dalam Nebula Kepiting yang merupakan sisa SN1054 Tau dengan identifikasi M1 pada Katalog Messier); tipe B yang energi ledaknya 2 kali lebih kecil; tipe C yang menyisakan Lubang Hitam berbasis mekanisme rotasi yang sangat cepat; dan tipe D yang menyisakan Lubang Hitam berbasis mekanisme pemanasan neutrino. Pemanasan atau pembakaran di sini lebih pada konteks reaksi fisika nuklir, bukan pembakaran dalam konteks keseharian seperti membakar sampah, memanaskan air di mana pembakaran ini tidak mengubah struktur kimiawinya. Misal cairan air dididihkan menjadi uap, tetap H2O; untuk reaksi atau pembakaran nuklir semisal H menjadi He, atau contoh H dalam rantai reaksi pembakaran lambat laun melahirkan besi (Fe) seperti pada skema SNII.

 

Supernova Tipe I

Sementara, diketahui ada 2 tipe utama, SNI dan SNII. Kali ini lebih pada SNI. Seperti yang telah dibahas pada Supernova Bagian Pertama bahwa “dalam hal klasifikasi di mana pemahaman terhadap proses evolusi bintang semakin mapan, maka proses peng-klasifikasi-an pun semakin beragam.” Juga telah dijabarkan bahwa SNI banyak di galaksi ellips yang menunjukkan bahwa massa progenitor-nya kecil. Sebaliknya untuk SNII, massa progenitor-nya besar (masif). Mekanisme keduanya pun berbeda, terkait evolusi bintangnya. SNI berbasis termonuklir (banyak di bintang ganda), dan SNII lebih pada mekanisme timbulnya gelombang kejut akibat keruntuhan pusat bintang (gravitational core collapse)(Sawitar, 1991).

 

Katai Putih C/O

Hillebrandt dan Niemeyer (2000; ARAA 38, p.191-230) menyatakan bahwa pada SNI tidak ada petunjuk hadirnya garis hidrogen dalam spektrumnya (catatan: secara umum memang diakui sudah menjadi batasan definisi). Namun, ada kasus di mana menunjukkan keberadaan garis silikon (Si) yang kuat dengan profil layaknya P-Cygni – khususnya pada saat dekat puncak kecerlangannya. Sebelumnya, fenomena ini sudah terdeteksi di mana pada tahun 1990, prototype ini dikelompokkan sebagai SNIa oleh Wheeler dan Harkness. Proses di dalam SNIa ini diyakini sebagai hasil reaksi termonuklir Katai Putih, baik yang dominan karbon (C) dan oksigen (O) dan dengan besar massa yang dekat dengan Limit Massa Chandrasekhar. Atau dari Katai Putih (White Dwarf/WD) bermassa rendah yang memiliki pusat bintang dengan unsur gabungan C+O yang selubung bintangnya berupa lapisan helium (Model bintang seperti ini biasa disebut Sub-Chandrasekhar Mass Models). Beberapa peneliti diantaranya Weaver (1994), Nomoto, dkk (1994, 1997), dan Woosley (1997). Argumen utama yang mendukung interpretasi tersebut antara lain:

  1. Kurangnya bintang neutron yang dijumpai pada penemuan galactic supernovae masa lalu, semisal pada kasus SN1006, SN1572 (Tycho), SN1604 (Kepler);
  2. Penampakan karakter yang praktis sama di mana pun dijumpai (homogen);
  3. Kesesuaian berbasis permodelan terhadap bentuk kurva cahaya, yang nyatanya dapat disebut cukup sederhana, yakni diperoleh dari asumsi bahwa unsur menengah (IME), khususnya 56Ni yang dihasilkan pada ledakan memiliki massa dalam orde per-sepuluh massa Matahari;
  4. Permodelan yang makin mengerucut menunjukkan bahwa adanya kesesuaian yang baik dengan spektrum yang diamati dari SNIa.

Tahapan dalam SNI yang terjadi pada bintang tunggal dipicu dengan proses deflagrasi unsur karbon (C). Energi ledak yang timbul berkecenderungan layaknya proses konveksi (subsonik). Apabila massa pusat bintang mencapai suatu batas harga tertentu, maka akan menimbulkan ledakan yang menghancurkan bintang (SNI) atau sebatas membubuskan semua selubungnya yang akhirnya membentuk WD (inti bintang yang telanjang). Terjadinya proses ledakan ini sebenarnya karena adanya lompatan kerapatan massa yang besar antara pusat (sangat padat) dan selubung bintang (sangat renggang). Yang unik, proses deflagrasi C dapat melahirkan beragam unsur seperti oksigen (O), Ne, Mg, S, Si, Ca, dan Ni. Pada saatnya nanti akan terjadi peluruhan dari 56Ni membentuk 56Co, kemudian dapat terbentuk unsur Fe. Inilah yang secara garis besar tampil sebagai karakteristik pada hampir semua kurva cahaya supernova tipe I.

Bintang pra-SNI (progenitor) ternyata tidak mengikuti seluruh skenario di atas. Setelah terjadi pusat C, maka reaksi termonuklir berikutnya sangat mungkin menjadi sangat eksplosif sebagai akibat dari pengerutan bintang. Setelah melewati kendala termasuk berlangsungnya pelontaran materi layaknya yang biasa terjadi pada proses angin matahari, hanya saja terjadi secara ekstrim, maka akhirnya terbentuk WD sebagai tinggalannya. Dari beberapa kasus bahwa proses ini berlangsung dengan sangat dahsyat yang melahirkan nova, atau kemudian melahirkan obyek langit lain yang disebut Planetary Nebulae atau Kabut Planet (tidak berkaitan dengan planet di Tata Surya). Berikut ini serba sedikit dibahas beberapa kasus temuan pada ragam SNI.

 

Supernova Tipe Ia

Kini yang diduga kuat sebagal sumber SNI adalah rentetan proses nuklir yang terjadi di bintang-ganda berdekatan. Antara pasangan tersebut dapat terjadi perpindahan massa (proses akresi massa). Biasanya atas dasar pasangan WD dengan bintang lain. Diawali perpindahan massa ke WD terjadilah reaksi termonuklir, khususnya di batas antara materi permukaan WD dengan massa yang datang. Akibat ini semua, pusat WD mengalami kenaikan temperatur dan kerapatan (orde 1017). Berdasarkan teori yang ada, kondisi ledakan ini akan menghancurkan bintang. Material hasil ledakan hanya berupa nebula dengan beraneka ragam unsur. Sisa ini bergerak menuju ke segala penjuru dengan kecepatan puluhan ribu km/s. Perwujudan SNI dapat dilihat pada salah satu nebula yang terkenal, yaitu Nebula Selendang (Veil Nebula) di arah rasi bintang Cygnus (lihat gambar 3). Sekarang yang menjadi masalah adalah WD yang bagaimana, serta macam apa pasangannya. Setelah rentang penelitian dan hasil observasi, diduga kuat adalah pasangan WD (C/O + C/O) sebagai calon kuat SNI, khususnya SNIa.

Lebih rinci, Mazzali, dkk (Science, 2007), mengemukakan bahwa saat WD C/O mengakresi massa dari pasangannya lalu mendekati besar Limit Massa Chandrasekhar (MCh ≈ 1,38 massa Matahari), kenaikan temperatur yang sangat besar menyebabkan terjadinya reaksi nuklir yang sangat eksplosif dengan output energi luar biasa besar. Seluruh tubuh bintang hancur meledak. Inilah skenario SNIa. Pada kepadatan materi yang sangat tinggi, pembakaran nuklir menghasilkan ragam zarah radioaktif, khususnya 56Ni yang meluruh menjadi 56Co dan 56Fe dan inilah yang menyebabkan cemerlangnya SNIa. Pada kerapatan agak rendah, partikel dengan elemen massa menengah (IME) pun bereaksi. Kedua kelompok elemen tersebut teramati dalam spektrum optik SNIa.

Hubungan empiris antara parameter teramati – antara lain penurunan kecerlangan selama 15 hari pertama setelah luminositas maksimum, kuantitas fisik, dan luminositas maksimum itu sendiri – dapat digunakan untuk menentukan jarak SN. Seragamnya sifat dan kecerlangannya membuat SNIa dapat dideteksi hingga ke galaksi yang sangat jauh. Metode ini akhirnya dipakai untuk menera jarak dalam skala kosmik dan salah satunya adalah penemuan bahwa alam semesta sedang mengembang dan dipercepat. Namun, bagaimana proses atau tahapan ledakan itu sendiri hingga kini sebenarnya masih diperdebatkan (karakter memang cenderung dapat disepakati): Akresi dapat terjadi baik dari pasangan yang lebih masif (misalnya bintang kelas raksasa) atau melalui penggabungan dua WD C/O. Ini yang memberi kesempatan pada kita untuk menggunakan kelebihan SNIa ini sebagai indikator jarak, yang secara intrinsik dapat menghasilkan korelasi yang teramati.

Mazzali, dkk memperoleh distribusi elemen utama dalam penelitiannya terhadap 23 SNIa yang terdekat (jarak < 40 Mpc) dengan cakupan spektral yang baik yang membentang dari sebelum maksimum hingga fase nebular akhir dalam rentang waktu satu tahun kemudian. Salah satunya unik, SN2000cx. Tidak mengikuti kaidah yang biasanya (terkait hubungan luminositas dengan laju penurunan tingkat kecerlangan).

Veil Nebula, NGC 6960, Cygnus Loop

Gambar 3
Veil Nebula, NGC 6960, Cygnus Loop
Bermillennia lalu, leluhur di wilayah utara melihat bintang baru yang sangat cemerlang mengalahkan cahaya Bulan.
Sejatinya, fenomenanya kini diketahui sebagai supernova, ledakan bintang massa masif dengan jarak sekitar 2.100 tc. Kini hanya tersisa remah hamburan materi yang disebut Nebula Selendang (Veil Nebula) berdiameter 6 kali diameter Bulan Purnama.
Tampak 3 foto dari teleskop yang berbeda. Pada hasil bidikan HST (kanan) tampak bentukan filamen
terbentuk dari gas yang berpendar. Wilayah di sana kini diketahui banyak sekali unsur
yang dianggap dapat menyusun bintang gemintang dan planet, bahkan pendukung kehidupan.

Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

 

Berbasis hidrodinamik, maka kecepatan ekspansi dari material yang terhambur sebanding dengan jari-jari (asumsi simetri bola). Saat SN mengembang, lapisan luarnya tampak beberapa minggu pertama setelah ledakan dan didominasi IME. Lapisan yang lebih dalam pada waktunya akan terpapar. Karena silikon adalah IME yang paling melimpah, maka penelitian terhadap kecepatan hamburannya dapat diketahui, yaitu dari pergeseran biru pada garis SiII 6355 Å yang kuat. Kecepatan ini berkurang seiring waktu. Dengan meninjau perubahan kecepatan setelah puncak maksimum dan dicoba menganalisis mundur ke awal tatkala bagian terluar dari hamburan mulai terlihat, maka diperoleh besar radius terluar dari inti Si. Anggap sebagai batas bawah besarnya radius pembakaran. Kecepatan ini (untuk bola Si) nyatanya serupa untuk ragam SNIa yang diamati, terlepas dari detail karakter luminositasnya (sejatinya juga mirip dalam bentuk kurva cahayanya). Kecepatan hambur diperoleh kisaran 11.900 ± 1.300 km per detik.

Bagan Tahapan SNIa

Gambar 4 Bagan Tahapan SNIa
https://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/star/supernova/2004/34/image/d/
Credit: NASA, ESA and A. Feild (STScI); vectorisation by Chris

 

Sekedar alternatif, dapat mencari solusi dari Kerzendorf, dkk (2013) bahwa memang kesepakatan umum bintang progenitornya adalah WD yang mengakresi massa dari pasangannya sehingga mendekati Limit Massa Chandrasekhar. Yang dapat terjadi adalah proses detonasi atau deflagrasi. Apabila terjadi akresi sesama WD, alternatif mekanismenya adalah double degenerate scenario (DD) Kalau akresi berasal dari bintang Deret Utama (hingga bintang raksasa merah), sebut bintang pasangan ini sebagai pendonor massa, maka proses ledakannya single degenerate scenario (SD).

Model lain (Vennes, dkk; 2017), supernova tipe Subluminous Ia, layaknya SNIax (kasus SN2002cx), dapat dimodelkan dengan satu proses ledakan (detonation) yang tidak berlangsung semestinya dan berkombinasi dengan perambatan energi (partial deflagration) dari proses di dalam WD C/O yang mengakresi pasangannya atau ledakan pusat WD C/O/N (hybrid) yang mengakresi pasangannya.

Secara umum bahwa SNIa adalah ledakan WD C/O yang mencapai Limit Massa Chandrasekhar dengan pusat C/O yang terdegenerasi (dapat dilihat pada situs Detailed mathematical explanation of degenerate gases atau dengan alamat situs https://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lec17_sml.htm). Model dari Vennes menunjukkan bahwa ledakan dapat dipicu oleh tekanan internal yang sangat tinggi, baik akibat aliran materi bintang pendonor yang relatif berjarak sangat dekat melalui skenario SD atau oleh penggabungan 2 WD melalui skenario DD. Walau umum SNIa digunakan sebagai standard candle (Catatan: dengan magnitudo absolut yang di mana pun SNIa ditemukan praktis sama, kisaran –19,6 ± 0,2, lihat Brand and Tammann, 1992, p.381), pemahaman seputar mekanisme SNIa masih belum tuntas termasuk karakterisasi dari progenitornya. Diharapkan bahwa dengan memperoleh data lengkap tentang sisa ledakan, maka dapat membantu mencari tahu sifat progenitor dan mekanismenya hingga merunut ke evolusinya. Secara garis besar memiliki proses yang serupa dengan analisis lain, yaitu:

  • Skenario I :

SD: WD mengakresi massa pasangan berupa bintang tidak terdegenerasi. Selubung helium dari WD mengalami pembakaran dan menciptakan lapisan hasil reaksi nuklir tersebut yang menjalar ke arah luar. Sementara itu, ke bagian dalam (ke arah pusat) menciptakan gelombang tekanan yang membuat reaksi nuklir pusat C/O yang berakhir dengan ledakan. Inilah skenario ledakan ganda (Double-detonation Model, yang ditawarkan Woosley dan Weaver tahun 1994).

  • Skenario II

DD: Dua WD bergabung membentuk WD tunggal yang kemudian mencapai Limit Massa Chandrasekhar dan meledak.

 

Supernova Tipe Iax

Memang, hampir semua SN berbasis reaksi termonuklir praktis didefinisikan sebagai SNIa. Namun, kasus demi kasus tentu tidak dapat dikesampingkan karena memang nyata berbeda dari jalur klasifikasi utama. Sementara itu, Foley dan Challis, dkk (2013) dalam penelitiannya menemukan SN yang mirip SNIa. Untuk sementara, anggota dalam kelas ini (sebelumnya diberi label SN 2002cx-like) setelah diketemukannya prototype-nya oleh Li, dkk (2003, magnitudo puncak kisaran 1 magnitudo di bawah SNIa normal), spektrumnya menunjukkan ada hamburan materi berkecepatan lebih rendah dibanding SNIa yang dikenal (Vennes, dkk; 2017). Spektrum cahaya maksimum dari objek sejenis, yaitu SNIa1991T memperlihatkan spektrum kontinu biru dan penyerapan dari material yang mengalami ionisasi secara masif yang konsisten dengan kondisi fotosfer yang sangat panas. Mempelajari proses termonuklir yang di luar kebiasaan ini dapat membantu menentukan objek apa kiranya yang menjadi progenitor termasuk aspek mekanisme ledakannya sedemikian tidak menghasilkan SNIa normal dan membatasi ragam model justru dengan batasan yang nyata teramati.

Selain sifat di atas, SN 2002cx-like, memiliki beberapa perbedaan sifat dengan SNIa: luminositas lebih rendah, tidak teramatinya maksimum kedua dalam rentang panjang gelombang inframerah-dekat (NIR), spektrum tahap akhir didominasi oleh garis sempit Fe II yang diizinkan (berbasis penelitian Jha, dkk, 2006; Sahu, dkk, 2008), tetapi sesekali muncul pada beberapa kasus adanya garis emisi Fe II yang kuat (Foley, dkk, 2010), ragam unsur teramati saat material terhamburkan (Jha, dkk, 2006; Phillips, dkk, 2007), dan banyak ditemukan pada jenis galaksi yang cenderung tua, namun uniknya tidak ada anggota kelas ini yang ditemukan di galaksi elips (Foley, dkk, 2009; Valenti, dkk, 2009). Selain itu, beberapa anggota kelas ini, semisal SN 2007J, menampilkan garis He I yang kuat (Foley, dkk, 2009).

Karena perbedaan fisik inilah, Foley, dkk (2013) menawarkan pengelompokan SN yang baru, yaitu supernova tipe Iax atau SNIax. Sebutan ini menunjukkan kesamaan hasil observasi dan fisisnya dengan SNIa, tetapi juga menekankan adanya perbedaan fisik antara keduanya, antara SNIa dengan SNIax. Jadi, SNIax bukan sekedar subkelas dari SNIa, mereka memang berbeda. Jadi, akan menemukan banyak kesulitan untuk menyatukan analisis baik progenitor, mekanisme, dan hasil akhirnya.

            Konfirmasi bahwa SNIax adalah ledakan bintang yang secara spektroskopi mirip dengan beberapa SNIa pada cahaya maksimumnya, kecuali dengan kecepatan hamburan massa yang lebih rendah, makin mengemuka. Kehadiran SN tipe ini makin diterima. Selain luminositas relatif lebih rendah, juga dikonfirmasi bahwa spektrumnya dari SN lain. Namun, komposisi dengan dominasi unsur kelompok-besi dan massa-menengah menunjukkan adanya hubungan fisik dengan SNIa. Kenyataan lain bahwa temuan tipe ini bukan sesuatu yang jarang, bahkan dapat dikatakan hingga 30% dari SNIa. Model terkemuka untuk SNIax adalah ledakan termonuklir akibat proses akresi massa yang dialami WD C/O yang tidak sepenuhnya melepas ikatan bintang ganda awal yang menyiratkan bahwa mereka dianggap SNIa yang gagal atau kurang sukses.

McCully, dkk (2013) menyatakan bahwa terdeteksi adanya sistem di mana terdapat progenitor biru yang cemerlang pada SN2012z dalam citra yang kebetulan sebelumnya teramati dengan baik (terekam sebelum ledakan). Luminositas, warna, lingkungan, dan kemiripannya dengan nova V445 Puppis (Helium Nova) menunjukkan bahwa SN2012z adalah ledakan dari WD yang telah mengakresi pasangannya yang berupa bintang helium. Pengamatan dekade ke depan, setelah SN2012z memudar, dapat menguji hipotesis ini. Minimal, bagaimana nasib pasangannya setelah ledakan. Atau alternatifnya menunjukkan bahwa supernova ini sejatinya ledakan bintang masif.

SN 2012z ditemukan astronom di Lick Observatory Supernova Search (29 Januari 2012). Kala itu disimpulkan spektrumnya mirip SNIax (dimasukkan kelompok SN2002cx-like), juga SN2005hk3-5. Kesamaan antara SNIax dan SNIa (normal) membuat tahap pemahaman terhadap progenitor SNIax menjadi penting, terutama karena sebelumnya tidak adanya progenitor SNIa yang telah diidentifikasi dengan baik. Seperti SN berbasis keruntuhan gravitasi (juga SNIa yang cemerlang dan meredup perlahan), dan uniknya bahwa SNIax ditemukan pada galaksi muda yang masih aktif membentuk bintang. Namun, SNIax tunggal, yaitu SN2008ge, justru berada di galaksi (S0) yang relatif tua tanpa indikasi adanya pembentukan bintang. Ketidakteramatinya progenitor dari SN2008ge berbasis citra Hubble Space Telescope menggiring penelitiannya dengan hasil bahwa prediksi massa progenitornya ≤ 12 M (berbasis teori evolusi bintang tahap akhir) dan dikombinasikan dengan kurangnya hidrogen atau helium dalam spektrum SN2008ge, menunjukkan bahwa progenitornya WD.

Selain itu, ternyata dengan perkembangan teknologi, dijumpai ragam SNI yang memang unik sifatnya, tentu juga rasa penasaran terhadap proses ledakannya berbasis pencarian karakter progenitornya. Selain SNIax, juga ada SNIc bahkan SL-SNIc.

 

Supernova tipe SL-SNIc

Analisis lainnya (Inserra, dkk, 2013) bahwa ada supernova dengan luminositas yang luar biasa besar dan hal ini telah secara dramatis membentangkan medan penelitian semakin luas. The Texas Supernova Search adalah pelopor di bidang ini, dengan salah satu pencarian pertamanya yang melingkupi hingga gugus galaksi lokal yang dilakukan oleh Quimby, dkk (2005). Hal ini diikuti oleh survei yang lebih dalam dan lebih luas, yaitu dari Palomar Transient Factory (PTF, Rau, dkk, 2009), the Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System (Pan-STARRS, Kaiser, dkk, 2010), the Catalina Real-time Transient Survey (CRTS, Drake, dkk, 2009), dan La Silla QUEST Survey (Hadjiyska, dkk, 2012), yang menemukan objek tersebut. Keunikan objek ini dijumpai pada galaksi yang sebut saja tidak cemerlang. SN Super Luminous (SL-SN) ini menunjukkan magnitudo absolut maksimum < −21 dengan energi total dalam orde 1051 erg. Kecerlangannya 5 hingga 100 kali lebih terang dibandingkan dengan SNIa.

gugus galaksi MACS J1149.5+2223

Gambar 5
Pada sekuen foto bidikan teleskop Hubble tampak di gugus galaksi MACS J1149.5+2223
berjarak 5 milyard tc pada arah rasi bintang Leo ditemukan supernova Refsdal berjarak 9,3 milyard tc. Ledakan teramati tanggal 11 Desember 2015 (Lihat Gambar 6 dan penjelasan jarak supernova).
Credit:
NASA, ESA, and P. Kelly (University of California, Berkeley)
Acknowledgment:
NASA, ESA, and S. Rodney (University of South Carolina) and the Frontier SN team; T. Treu (UCLA), P. Kelly (UC Berkeley) and the GLASS team; J. Lotz (STScI) and the Frontier Fields team; M. Postman (STScI) and the CLASH team; and Z. Levay (STScI)

 

Dinyatakan pula bahwa temuan ini membuat Gal-Yam (2012) mengusulkan tiga kelompok berbasis fisik. Kelompok pertama adalah SNIIn (SN 2006gy); yang diteliti Smith, dkk (2007); Smith dan McCray (2007); Ofek, dkk (2007); Agnoletto, dkk (2009) yang menunjukkan tanda interaksi antar bintang yang kuat. Kelompok kedua termasuk SNIc yang memiliki kurva cahaya yang cemerlang, berprofil lebar, dan karakter laju peluruhan yang signifikan yang didukung oleh besarnya massa hamburan unsur 56Ni (3–5 M⊙) yang sekaligus menyiratkan bahwa objek ini merupakan ledakan pasangan bintang yang mengalami ketidakstabilan termonuklir. Sampai kini baru dijumpai satu objek dari jenis ini, SN 2007bi yang dikonfirmasi Gal-Yam, dkk (2009) dan Young, dkk (2010). Kelompok ketiga adalah Super-Luminous Type I Supernovae (SLSN-I) dan dua contoh awalnya SCP-06F6 dan SN2005ap. Tipe ini diketahui sebagai supernova super cemerlang dan karena mirip SNIc, disebut SL-SNIc.

SL-SNIc diyakini keberadaannya saat dilakukan analisis pada spektrumnya, yaitu pergeseran merah yang ditentukan berbasis garis serapan Mg ii λλ2796.2803 oleh Quimby, dkk (2011). Penelusuran dilanjutkan oleh Inserra, dkk (2013). Spektrum dari 4 objek temuan berbasis Palomar Transient Factory (PTF), juga objek SCP-06F6 dan SN2005ap diketahui semuanya memiliki kecenderungan yang sama pada pergeseran merah tersebut. Artinya mereka punya sifat atau kelompok yang sama. Selanjutnya, identifikasi garis emisi galaksi induknya pada garis [O ii] λ3727, [O iii] λλ1959.5007, Hα, dan Hβ juga membantu pelacakannya. Galaksinya sendiri dengan pergeseran merah tentu juga membantu penelitian aspek jarak (sederhananya, apabila galaksinya tergolong terang dan terang ledakan supernova melebihi kecerlangan galaksinya, tentu dapat disimpulkan bahwa supernova tersebut sejatinya sangat cemerlang). Hal ini juga dijumpai pada SN2010gx, termasuk aspek jarak yang secara simultan diperoleh berbasis penelitian sebelumnya. Dengan diketahui jaraknya, maka taksiran kecerlangan absolut mencapai –22. Nilai seperti ini memungkinkan SN ini mudah diidentifikasi oleh hasil observasi dengan Pan-STARRS Medium Deep Fields (z ∼ 1).

Supernova ini berjarak 9,3 milyard tc,

Gambar 6
Unik. Supernova ini berjarak 9,3 milyard tc, sedangkan gugusnya sendiri hanya kisaran 5 milyard tc.
Bagaimana dapat terjadi? Hal ini karena adanya efek lensa gravitasi (gravitational lensing).
Hadirnya supernova seolah di 4 titik berbeda (tanda panah), namun memiliki karakter yang identik.
Fenomena ini disebut Einstein Cross. Cahaya supernova terbelokkan oleh kehadiran gugus galaksi yang bermassa masif. Gugus layaknya lensa. Citra diambil selama 3 bulan observasi berbasis gelombang kasat mata dengan Advanced Camera for Surveys dan dikombinasi berbasis gelombang inframerah-dekat dengan Wide Field Camera 3.
Credit:
NASA, ESA, and S. Rodney (JHU) and the FrontierSN team; T. Treu (UCLA), P. Kelly (UC Berkeley), and the GLASS team; J. Lotz (STScI) and the Frontier Fields team;
M. Postman (STScI) and the CLASH team; and Z. Levay (STScI)

 

Petunjuk unik berbasis spektroskopi pada SL-SNIc adalah kontinum biru dengan garis serapan yang lebar pada panjang gelombang yang mengindikasikan kelimpahan elemen massa menengah seperti C, O, Si, Mg dengan kecepatan 10.000 < v < 20.000 km/detik. Sejauh ini, pada SL-SNIc tidak ada bukti jelas adanya unsur H atau He. Sedangkan garis Fe, Mg dan Si biasanya menonjol setelah puncak cerlangnya. Penelitian pada SN2010gx menunjukkan bahwa terjadi keterubahan atau evolusi yang tidak diharapkan dari spektrum SL-SNIc ke SNIa normal. Transformasi serupa juga diamati pada spektrum akhir PTF09cnd seperti yang diperoleh Quimby, dkk (2011), yang berevolusi dan menjadi konsisten (sama) dengan SNIc normal.

Salah satu model yang ditawarkan Inserra, dkk di atas adalah proses perlambatan rotasi dari bintang bermedan magnet besar dengan karakter rotasi awal yang sangat cepat (magnetar). Banyak peneliti yang juga mencoba model ini (Kasen dan Bildsten (2010), Woosley (2010), Dessart, dkk (2012)). Sederhananya adalah adanya interaksi antara hamburan ledakan dengan materi masif (3 – 5 M⊙) yang melingkupinya (CSM) yang kaya dengan unsur C/O (analisis CSM berbasis dampak terjadinya hamburan mendadak dari massa yang sangat padat). Atau ketidakstabilan pasangan sebagai dampak pulsasi di mana tabrakan antara selubung berkecepatan tinggi adalah sumber dari kecerlangannya (Woosley et al. 2007).

Skenario yang menjadi bahan analisis adalah model ketidakstabilan pasangan yang berotasi di mana luminositas keluarannya didukung oleh tabrakan selubung material yang terhambur keluar. Ledakan ini diharap dapat menjadi dahsyat, mencapai luminositas puncak yang sangat tinggi dan menciptakan panas dengan temperatur kisaran 25.000 K. Magnitudo kisaran 22. Besaran parameter ini sesuai magnitudo absolut sekitar −16 hingga −19. Tidak ada ledakan sebelumnya terhadap batas magnitudo ini dalam periode 2 tahun sebelum ledakan, walau terjadi ledakan sebelum memuncak dimungkinkan. Untuk kasus ini memang belum ada bukti observasinya.

Inserra, dkk. – yang mencoba mengolah data sampel dari 5 supernova yang digolongkan SL-SNIc yang dikombinasikan dengan data SN2010gx – membangun model evolusinya dan bahwa mekanisme ledakan dipicu oleh proses yang terjadi dalam magnetar. Kurva cahaya berbasis parameter temperatur dan kecepatan lontar material ledakannya sejauh ini sesuai dengan hasil observasi. Namun, bahkan jika ini adalah model yang dapat diandalkan, masih ada masalah tersisa (Inserra, 2013;p.21):

  1. Apakah ada supernova yang kaya dengan unsur H yang dipicu oleh magnetar? Gezari, dkk (2009) menjumpai satu kandidat pada kasus SN2008es. Objek ini masih dipertimbangkan juga sebagai SNII yang cemerlang. Artinya, mengapa kebanyakan SL-SN cenderung tuna unsur H?
  2. Apa peran grup unsur logam dalam akhir evolusi bintang (progenitor) hingga dapat muncul SL-SN yang tuna H? Dari temuan yang ada, kecenderungannya bahwa galaksi induknya adalah galaksi kerdil dan redup dan dipastikan progenitornya berkelimpahan logam kecil sesuai sifat galaksi induk).
  3. Apakah analisis spektral SN yang dipicu oleh magnetar akan menghasilkan karakter yang teramati pada rentang waktu akhir proses ledakan?
  4. Bagaimana radiasi magnetar mengendap dan memanasi material hamburannya (fase nebular)? Tentu saja observasi lebih dalam sangat dibutuhkan (sementara objek temuan dapat dikatakan hanya satu kasus). Pemodelan teoritis berbasis data observasi berkualitas tinggi dalam fase nebular sangat dibutuhkan guna memperoleh atau menentukan parameter seperti jumlah massa hamburan, komposisinya, termasuk khususnya massa 56Co yang berkontribusi terhadap luminositas. Tampaknya masih merupakan perjalanan yang sangat panjang. 

 

Silent Supernova

Sebagai alternatif skenario bahwa keberadaan WD O/Ne/Mg melahirkan spekulasi tersendiri. Berbeda dengan skenario di atas di mana unsur C sebagai penentu. Di sini yang berperan adalah unsur O. Seluruh proses bermuara pada skenario mirip SNII, keruntuhan pusat bintang dan uniknya dapat tersisa bintang neutron. Evolusinya bahkan dapat menerangkan cikal bakal munculnya bintang ganda pemancar sinar-X bermassa kecil serta pulsar ganda (binary pulsar). Ledakan memang terjadi, tetapi kecerlangannya lebih redup dibandingkan dengan SNI pada umumnya, bahkan lebih dekat pada kecerlangan SNII. Karakteristiknya juga dapat menerangkan keberadaan SNIb dan sekarang muncul klasifikasi yang disebut Silent Supernovae.

Hingga kini, masalah SNI masih terus berlanjut. Terlebih mulai banyak dijumpai beragam kasus yang unik dan walau secara global mekanisme atau tipe utamanya mirip, sejatinya ada berbagai perbedaan karakter. Yang sangat penting di sini adalah perburuan terhadap bintang progenitornya. Pada sisi lain bahwa evolusi tahap akhir bintang menjadi masalah sendiri (analisis komposisi dan reaksi nuklir yang terjadi) yang walau sudah makin mengerucut, tetapi masih banyak pertanyaan terbuka yang muncul sebagai dampak banyaknya temuan objeknya dan perbandingan dengan temuan lain.

 

Supernova Tipe II

Terbentuk dari bintang populasi I berusia muda bermassa besar dan banyak di lengan galaksi yang kaya dengan unsur H. Bintang ini dengan kondisinya yang “relatif” stabil perlahan akan membentuk struktur bawang. Pada daerah intinya akan terdiri dari unsur yang relatif berat utamanya Fe dan lapisan terluarnya adalah H sebagai unsur paling ringan. Proses ini dapat terjadi karena reaksi nuklirnya stabil/mantap, tidak seperti bintang pra-SNI.

Since 1939, when Baade and Zwicky first suggested that supernovae are energized by the collapse of an ordinary star to a neutron star, scientists have tried to understand in detail how they work.

The starting point is a star heavier than about 8 solar masses that has passed through successive stages of hydrogen, helium, carbon, neon, oxygen and silicon fusion in its centre.

(Woosley, S. and T. Janka, 2005)

Pada SNI, tahap pembakaran-C untuk pra-SNI kondisinya terdegenerasi (persamaan gas ideal tidak berlaku). Lain halnya bintang pra-SNII. Setelah pusat besi terbentuk serta temperaturnya berorde 107 K barulah tercapai kondisi degenerasi. Saat terjadi, karena punya energi ikat terbesar, inti Fe tidak lagi membentuk unsur yang lebih berat. sebaliknya, inti Fe ber-fotodisosiasi, terurai menjadi inti He di mana prosesnya justru menyerap energi, sehingga pusat bintang mengalami penurunan tekanan yang sangat drastis dan berlangsung dalam orde sangat singkat, bahkan hanya orde milidetik saja. Terjadilah peristiwa yang dikenal sebagai proses keruntuhan (pusat) bintang, tekanan di pusat bintang tidak lagi sanggup melawan gaya gravitasi materi diluarnya. Akibatnya berupa naiknya harga kerapatan secara mendadak.

Bersamaan dengan keruntuhan, terjadi penangkapan elektron (e) oleh inti atom (p) yang disertai pembentukan neutrino (ʋ) yang bergerak dan mengalir ke luar. Hasil lain proses penangkapan ini adalah neutron (n). Hal ini tentu membuat pusat bintang makin kaya dengan neutron. Saat kerapatan makin besar (>1012 gr/cm3), karena faktor kekedapan, maka neutrino tidak dapat bebas terpancar keluar, terjebak pada radius tertentu di pusat bintang.

Pada sisi lain bahwa materi yang dekat titik-pusat-bintang (radius 20 km) tentu makin padat. Saatnya nanti akan mencapai kerapatan nuklir (orde l015). Keadaan ini membuat neutron yang terjebak mengalami degenerasi di mana tekanannya akan menghentikan keruntuhan, khususnya di radius kisaran 10 hingga 15 km. Materi yang masih runtuh seperti menghantam dinding yang tidak bergeming. Tidak terbayangkan seperti ribuan orang menuju satu pintu. Sementara yang paling depan sudah tidak dapat bergerak karena terhalang pintu yang kecil, begitu padat, yang di belakang terus mendorong. Yang paling dekat pintu pasti merasa kepanasan. Selain dampak ini, keruntuhan membawa akibat terjadinya rentetan reaksi nuklir (panas mendadak akibat himpitan materi yang runtuh). Ragam unsur dalam jumlah besar saling tumbuk dalam tempo sangat singkat. Saat terbentuk daerah yang sangat padat, tentu proses reaksi ini terkonsentrasi di daerah dinding (ibarat antrian orang tadi, yaitu yang paling dekat pintu. Sementara dinding ibarat materi yang sudah tidak dapat termampatkan). Terjadilah penumpukan energi luar biasa besar. Lonjakan temperatur dan neutron terdegenerasi, akhirnya melahirkan gelombang kejut balik. Fenomena ini mirip ekspansi piston akibat adanya letupan. Penumpukan energi tidak dapat dilampiaskan ke pusat bintang. Jadi, satu-satunya jalan adalah dengan menghamburkannya ke arah pemukaan bintang.

Bintang pra-SNII umumnya bintang maha raksasa merah (SN1987A maha raksasa biru, SN 1993J maha raksasa jingga-merah). Kerapatan di mantel bintang kecil dan radiusnya besar. Misal bintang Antares (Alpha Scorpii) dan Betelgeuse (Alpha Orionis) jejarinya ratusan kali Matahari. Hubungan dengan mekanisme SNII, khususnya saat keruntuhan adalah bahwa sebagian besar lapisan luarnya tidak sempat mengantisipasi keruntuhan (ibarat antrian orang tadi, yang paling depan sudah terhimpit, yang paling belakang mungkin bahkan belum bergerak maju dan belum tahu yang terjadi di depan pintu). Lapisan ini bahkan memuai. Jadi, saat terjadi ledakan akan membuat lapisan selubung ini seolah justru mendapat terjangan dadakan dari dalam bintang dan kombinasi keduanya mewujud dalam bentuk ledakan. Ibarat orang lari didorong mendadak dari belakang. Inilah yang menjadi dasar proses ledakan SNII.

Bila disimak bahwa daerah titik pusat bintang tentu tidak mengalami efek ekspansi seperti yang dibahas di atas. Materinya praktis tinggal diam, tidak terburai dalam ledakan dan unsur utamanya adalah neutron. Materi neutron dengan radius 10 km inilah akhirnya menjadi sisa ledakan (lahirlah bintang neutron), sedangkan materi diluarnya terhambur ke segala arah berkecepatan puluhan ribu km/detik membentuk nebula (fase nebular). Umumnya keberadaannya diketahui apabila dijumpainya objek pulsar (bintang neutron yang berotasi sangat cepat). Contohnya pulsar NP0532 yang diketahui tahun 1969. Dalam rentetan ledakan tersebut, berbagai unsur terbentuk, bahkan mungkin menjadi asal muasal unsur penyusun tubuh kita. Hal ini juga merupakan salah satu aspek dari terbentuknya semesta, rumah kita.

 

Sebuah Pertimbangan

Dalam membuat klasifikasi objek langit seperti beranekanya jenis ledakan bintang yang dijumpai di atas tentu butuh waktu yang tidak singkat, terlebih menyangkut ragam parameter yang harus dipertimbangkan dalam analisis dan pembuatan permodelan teoritisnya. Setiap kasus dapat melahirkan bermacam penafsiran, terlebih pada era ke-kini-an di mana temuan peranti teknologi dengan berbagai fungsinya dalam perburuan supernova menjadi sangat krusial. Ibarat membuat kue, yang hasil akhirnya tergantung ketersediaan bahan mentahnya di mana variasi jumlah telur, tepung, garam, dsb. tentu akan membuat rasanya berbeda-beda. Semoga tulisan ini, walaupun singkat dan dangkal, masih dapat bermanfaat, minimal menambah wawasan ke-astronomi-an dan dapat menjadi pemicu bagi yang berminat untuk turut menelusuri ragam analisisnya.

Skenario SN1993J

Gambar 7
Skenario SN1993J diawali hadirnya pasangan bintang biru (panas)

di mana salah satunya menjadi progenitor. Sang progenitor ini massanya lebih besar dan berevolusi menjadi bintang maharaksasa merah yang lalu mentransfer selubung luarnya yang dominan hidrogen sebanyak 10 massa Matahari  ke pasangannya yang masih berupa bintang biru.
Ketidakstabilan terjadi membuat maharaksasa merah kemudian meledak dalam ujud SNIIb.
Sementara itu, bintang biru menjadi lebih besar dan lebih panas karena mendapat limpahan hidrogen.
Skenario ini merupakan permodelan SN1993J yang termasuk jenis yang unik (peculiar).

Credit: NASA, ESA, dan A. Feild (STScI).

 Catatan:

SN1993J diduga termasuk SNIb, atau transisi SNIIb ke SNIb.
Analisis ini dapat dilihat pada Filippenko, dkk (1993) berbasis garis emisi [OI], [CaII]
dengan garis H-alpha yang lemah atau tidak ada sama sekali. Progenitornya tergolong kelas K0Ia
dan pasangannya adalah maharaksasa jingga-merah, kelas K (Maund, dkk; 2003).

 

Pada kesempatan lain, penulis ingin mencoba berkisah khususnya klasifikasi supernova berbasis mekanisme keruntuhan pusat bintang (SNII), juga ragam tinggalannya. Satu pemikiran bahwa fenomena ini terjadi di segenap pelosok alam raya. Makin maju peranti observasi, berkemungkinan memperbanyak temuan, makin luas medan penelitiannya yang dapat mengelindankan ragam ilmu dari Astronomi bersama Kosmologinya, Fisika, Kimia, Biologi, Matematika, dan lain sebagainya.

Tentu mereka, para supernova ini, harus diakui bukan sekedar penghias langit. Memang, rasanya peristiwanya sekedar gejolak sesaat, berlangsung di satu titik simpul linimasa evolusi bintang yang seolah tiada berujung. Apakah ini “lantas” tidak memiliki arti bagi kita di dalam alam semesta yang terasa sedemikian luas tiada terukur; atau entah apapun pandangan kita ketika berusaha menyelisik lebih masuk ke kedalaman jagad semesta ini? Secara wadag pun di ruang jagad yang terhampar, nyatanya “tokh” kita yang hadir di Bumi juga tidak lebih dari satu titik simpul yang sama. Proses dalam konteks fenomena supernova itu sendiri seolah tidak peduli pada kondisinya; tampak sekedar tampilan fenomena yang bersifat mekanistik semata, meledak kemudian ya sudah. Terjadi kapan pun dan di mana saja secara “seolah tidak berpola sama sekali; seolah suka-suka”. Pada akhirnya, harus diakui bahwa selebihnya, terserah pada kita, bagaimana memakai kendaraan Astronomi atau sains secara umum, baik berlandas ujud ataupun spirit, menapak ke fungsi transendental kita untuk memahami karya-Nya, yang salah satu simpulnya adalah supernova. Salam Astronomi. – WS–

 

 

Daftar Pustaka

Branch, D and G.A. Tammann, 1992, Type Ia Supernovae as Standard Candles, Annu. Rev. Astron. Astrophys 30, p. 359-89

Cappellaro, E. and Turatto, M., 2001, Supernova Types and Rates in Influence of Binaries on Stellar Population Studies 264, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, p.199

Darling, D., 2004, The Universal Book of Astronomy, John Wiley & Son, New Jersey

Filippenko, A.V. et al, 1993, The “Type IIb” Supernova 1993J in M81: A Close Relative of Type Ib Supernovae, The AJ, 415: L103-L106

Foley, J.F. et al, 2013, Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion, The AJ 767 (1): 57

Hillebrandt, W. and Niemeyer, J. C., 2000, Type Ia Supernova Explosion Models, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (1), p.191–230

Inserra, C. et al, 2013, Super Luminous Ic Supernovae: Catching A Magnetar by the Tail,  The AJ 770 (2): 28

Janka, H.T. et al, 2007, Theory of Core-collapse Supernovae, Physics Reports (the Bethe Centennial Volume of Physics Reports); Volume 442, Issues 1–6, April 2007, p.38-74

Kasen, D. and S. E. Woosley, 2009, Type II Supernovae: Model Light Curves and Standard Candle Relationships, Astrophysical Journal 703:2, p.2205-2216

Kerzendorf, W.E. et al, 2013, A High-resolution Spectroscopic Search for the Remaining Donor for Tycho's Supernova, The AJ 774 (2), p.99

Mazzali, P. A., Röpke, F. K., Benetti, S., and Hillebrandt, W., 2007, A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae, Science 315 (5813), p.825–828

McCully, C. et al, 2014, A Luminous, Blue Progenitor System for a Type-Iax Supernova, Nature 512 (7512): 54–56

Murdin, P. and L. Murdin, 1985, Supernovae, Cambridge Univ. Press, Cambridge

Osterbrock, D. E, 2001, Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars? The American Astronomical Society, Vol. 33, p.1330 (2001AAS...199.1501O)

Pedersen, O., 1993, Early Physics and Astronomy: A Historical Introduction, Cambridge University Press, Cambridge, p.11, 40

Qibin, L., 1988, A Recent Study on the Historical Novae and Supernovae, in G. Borner (ed.), Proceedings of High Energy Astrophysics: Supernovae, Remnants, Active Galaxies, Cosmology, Springer-Verlag, Berlin, p.2-25

Sawitar, W., 1991, Beberapa Aspek dalam Mekanisme Ledakan Supernova Tipe II, Tugas Akhir S1.

Sawitar, W., 1995, Supernova, dalam Majalah Angkasa, No.1 – Oktober 1995, Dinas Penerangan TNI-AU, Jakarta, p.76-80

Shapiro, S. L. and S. A. Teukolsky (eds.), 1986, Highlights of Modern Astrophysics: Concepts and Controversies, John Wiley & Sons, New York, p.22-6

da Silva, L. A. L., 1993, The Classification of Supernovae, Astrophysics and Space Science 202, p.215-236

Sutantyo, W., 1984, Astrofisika: Mengenal Bintang, Penerbit ITB, Bandung,

Turatto, M., 2003, Classification of Supernovae (Supernovae and Gamma-Ray Bursters, Lecture Notes in Physics 598, p.21–36

Turatto, M., S. Benetti, and E. Cappellaro, 2003, Variety in Supernovae, Proceedings of the ESO/MPA/MPE Workshop – Garching, Germany: ESO Astrophysics Symposia “From Twilight to Highlight – The Physics of Supernovae,” edited by W. Hillebrandt and B. Leibundgut, Springer-Verlag, p. 200-9

Vennes, S. et al, 2017, An Unusual White Dwarf Star May be a Surviving Remnant of a Subluminous Type Ia Supernova, Science (18 Aug 2017), Vol. 357, Issue 6352, p.680-683

Wang, Z. R., Q. Y. Qu, and Y. Chen, 1998, The AD393 Guest Star and the SNR RX J1713.7-3946, in K. Koyama et al (eds.), The Hot Universe, IAU, p.262

Woosley, S. and T. Janka, 2005, The Physics of Core-collapse Supernovae, Nature Physics 1 (3): 147–154.

Zhao, F. Y., R. G. Strom, and S. Y. Jiang, 2006, Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics, Vol. 6, No. 5, p.635-640

 

Situs:

https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Comparative_supernova_type_light_curves.png

https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/008366569596619S

https://planetarium.jakarta.go.id/index.php/artikel-astronomi/98-supernova-ledakan-bintang-bag-1

Sebagian daftar pustaka yang digunakan dapat dilihat di bagian “references” artikel supernova dalam situs: https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova ; juga pada artikel sebelumnya “Lubang Hitam”.

- - - 12112019 - - -