Written by widya sawitar

User Rating: 0 / 5

Star InactiveStar InactiveStar InactiveStar InactiveStar Inactive
 

SUPERNOVA

BAGIAN 3

SUPERNOVA TIPE II

oleh

Widya Sawitar

Supernovae are nature’s grandest explosions and an astrophysical laboratory
in which unique conditions exist that are not achievable on Earth.
They are also the furnaces in which most of the elements heavier than carbon have been forged.
Scientists have argued for decades about the physical mechanism
responsible for these explosions. It is clear that the ultimate energi source is gravity,
but the relative roles of neutrinos, fluid instabilities, rotation and magnetic fields
continue to be debated.
(Stan Woosley dan Thomas Janka, 2005, Nature Physics, Volume 1, Issue 3, p.147-154)
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005NatPh...1..147W/abstract )
https://arxiv.org/abs/astro-ph/0601261 )

Gambar 1 Nebula Kepiting (Visual)
Sebaran materi hasil SN1054 dengan bentangan 6 tc berhasil dipotret dengan teleskop Hubble.
Warna jingga menunjukkan unsur hidrogen. Bagian pusat berwarna biru-putih cemerlang adalah lokasi ditemukannya pulsar. Sementara biru di bagian luar adalah petunjuk unsur oksigen netral, warna hijau adalah sulfur terionisasi sekali, dan warna merah adalah oksigen terionisasi 2 kali.
Gambar ini adalah gabungan 24 foto dalam kurun waktu Oktober 1999, Januari dan Desember 2000.
Credit: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

Seperti yang telah dipaparkan pada artikel Supernova Bagian Pertama dan Supernova Bagian Kedua bahwa ide penulisan ini berawal dari jurnal berjudul Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars? karya Osterbrock, D. E. (2001AAS...199.1501O) di mana jawaban untuk kedua pertanyaan tersebut adalah Wilhhelm Heinrich Walter Baade dan Fritz Zwicky. Juga dibahas adanya klasifikasi supernova yang masih terus berkembang dengan adanya penemuan demi penemuan. Juga kesulitan yang nyata dijumpai seperti pada keunikan supernova yang ditemukan astronom amatir, F. Garcia (28 Maret 1993 di M81 / NGC 3031) di mana karakter pada 2 minggu pertama setelah ledakan sesuai SNII. Namun, setelahnya mirip SNIb.

Bahasan kali ini lebih pada ilustrasi ragam klasifikasi terkait supernova tipe dua (SNII). Beberapa diuraikan sedikit teknis matematis, mungkin ada yang berminat untuk menganalisisnya. Sebut sebagai gambaran untuk menganalisis parameter terkait.

 

Ranah Pencarian

Cappelaro dan Turatto (2001) telah menegaskan bahwa penelusuran SN dapat dikatakan melibatkan ragam medan penelitian jejak terakhir riwayat bintang gemintang. Ledakannya memungkinkan terbukanya kesempatan untuk melakukan pengujian ragam teori, dari ranah zarah elementer hingga ke dimensi tepian jagad semesta, berkelindan antara bidang Fisika, Matematika, dan Astronomi; ataupun sebut dari ranah  theoretical science hingga observational science.

Harus diakui hingga kini bahwa permodelan terhadap objek apa gerangan yang meledak sebagai supernova belumlah, bahkan masih jauh dari final termasuk klasifikasi SNII. Penelitian ini menyangkut bintang mana yang meledak (sebut: progenitor atau bintang pra-SN). Mekanisme fisis apa yang membuatnya meledak. Hal ini menyangkut proses yang sangat beragam karena begitu banyak karakter dari unsur kimia yang terlibat (nukleosintesis).

Juga diketahui bahwa proses yang terjadi dengan rentang temperatur dan tekanan yang luar biasa besar membuat evolusi kimia partikel ataupun zarah yang terlibat menjadi sangat nyata, bahkan hingga tinjauan ruang berdimensi galaksi. Dapat jadi, unsur yang ada dalam tubuh kita pun berawal dari terjadinya ledakan supernova.

Hadir pula ragam proses dalam kasus SNII di mana dijumpai mekanisme keruntuhan gravitasi (gravitational core collapse), penangkapan elektron hingga neutron, penjebakan dan pemancaran neutrino, pembentukan gelombang kejut, dan perambatan plasma ledakan. Belum lagi terkait peluruhan radioaktif dan dampaknya terhadap sekitarnya baik akibat lontaran partikel maupun jalaran energinya.

Sisa ledakan pun dapat mewujud dalam rupa Bintang Neutron di mana dapat melahirkan objek yang disebut Pulsar (Pulsating Radio Sources, hingga Pulsar Sinar-X), bahkan dapat terlahir objek eksotik lainnya seperti Lubang Hitam (lihat Lubang Hitam ) hingga material awan gas dan partikel (sebut fase nebula: bermuatan atau tidak, besar maupun kecil) yang dapat memanaskan dan mencemari ruang dan materi antar bintang, yang dapat menjadi pemicu kelahiran bintang-bintang yang baru.

Gambar 2 Supernova Taxonomy
Klasifikasi yang lebih terinci memerlukan bukan saja penelusuran spektrumnya,
tetapi juga analisis kurva cahaya, luminositas,
maupun evolusi ataupun perubahan spektrumnya itu sendiri.
Cappellaro, E.; Turatto, M. (2001). "Supernova Types and Rates"
dalam Influence of Binaries on Stellar Population Studies. 264.
Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. p. 202

Supernova Tipe Dua (SNII)

Sekali lagi bahwa analisis utama di sini berbasis jurnal “Supernova Types and Rates” oleh Cappellaro dan Turatto (2001) dengan catatan yang diperlukan. Tentang SNII, secara umum pada spektrumnya mengindikasikan adanya kelimpahan hidrogen dan umumnya berada pada lengan galaksi spiral. Sifatnya heterogen. Hal ini menunjukkan bahwa bintang pra-SN berupa bintang populasi I (muda) bermassa besar. Dari penelitian kisaran 8 – 15 massa Matahari, atau lebih besar lagi mencapai orde 20 – 25 massa Matahari (sebut bintang masif; atau hingga 40 kali, Smith et al, 2008).

Penelusuran sifat juga berbasis adanya perbedaan mencolok pada bentuk kurva cahaya berdasarkan data kecerlangan yang dideteksi sejak pra-SN hingga meredup. SNI berbentuk memuncak, menurun, dan akhirnya terpejam (linier). Sedangkan SNII berbentuk memuncak, menurun, ada massa stabil kemudian perlahan terpejam (bentuk plateau; SNIIP). Contoh terbaik yang pernah diketahui adalah pada SN1987A di mana tahap plateau berlangsung nyaris 3 bulan. Namun, ternyata dijumpai pula bentuk linier (SNIIL). Berdasarkan data statistik bentuk kurva cahaya diketahui bahwa kuat cahaya SNI lebih besar dari SNII dan mirip untuk semua SNI dimanapun ditemukan. Puncak SNII sangat bervariasi hingga rentang 2 magnitudo (Cappelarro, 2001). Secara umum bahwa tipe SNIIL lebih terang dibandingkan SNIIP; dan sekali lagi bahwa kekecualian (baca: perbedaan) tetap saja banyak dijumpai pada SNII.

Keseragaman yang dijumpai pada SNII adalah saat akhirnya (t>200 hari) yang praktis memiliki karakter kecerlangan yang sama. Analisisnya berbasis perhitungan kelimpahan unsur Ni56 dengan perkiraan jumlah massa 0,1 kali massa Matahari. Sekali lagi bahwa ada perbedaan pada kasus SN1997D (0,002 massa Matahari).

Selain itu, secara umum juga diterima bahwa mekanisme SNII adalah sebagai akibat keruntuhan pusat bintang di mana progenitor-nya bermassa antara 10 (6,5) – 30 (40) massa Matahari. Namun, variasi akibat kelimpahan unsur logam atau yang terjadi pada sistem bintang ganda juga berpengaruh pada hasil akhir (termasuk ketebalan selubung bintangnya) kendati progenitor-nya memiliki massa sama. Juga ada kesimpulan yang hampir seragam, yaitu kecerlangan awal saat meledak tergantung jejari bintang praSNnya. Sebut massa sama, maka bila bintangnya lebih kompak, maka energi ledakan akan lebih terfokus untuk menembus permukaan dibandingkan yang kerapatannya lebih rendah. Inipun tergantung kelimpahan unsur radioaktifnya.

Yang menarik bahwa tinggalan SNII diharapkan berupa Bintang Neutron (misal SN1054 Tau). Namun, banyak pula terprediksi akan berupa Lubang Hitam seperti pada SN1997D.

Karena secara umum memiliki kecepatan lontar ledakannya yang sangat tinggi, maka dimaklumi apabila garis emisi dalam spektrumnya menjadi sangat lebar. Namun, dapat jadi juga merupakan kombinasi akibat adanya emisi gas antar bintang disekitarnya. Keunikannya bahwa dijumpai sekitar 10 – 15 % memiliki garis emisi sempit dalam garis emisi yang lebih lebar. Tipe ini biasa dikelompokkan sebagai SNIIn (n: narrow). Karakter ini menunjukkan bahwa kecerlangan SNIIn lebih tinggi dan peredupannya jauh lebih lama dibanding SNII lainnya. Analisisnya bahwa energi kinetik ledakan bertransformasi menjadi radiasi saat materi lontarannya menembus selubung materi antar bintang (MAB/CSM) yang menyelimutinya.

Keberadaan MAB ini diduga telah ada sebelumnya melalui proses pelontaran massa secara berkelanjutan yang prosesnya seperti pada angin Matahari (sebut angin bintang). Perbedaan kerapatan (atau banyak sedikitnya massa yang dibubuskan saat proses angin bintang) inilah yang diperkirakan membuat terjadinya perbedaan kecerlangan ketika terjadi ledakan SNIIn. Kasus yang sangat menarik dijumpai pada SN1997cy yang dugaan kuatnya terkait objek yang disebut GRB970514 yang diselimuti MAB sehingga kecerlangannya lebih tinggi. Objek ini merupakan objek yang menyemburkan radiasi sinar gamma yang kuat, dan biasanya ini terjadi sesaat sebelum terjadinya ledakan (sebut sebagai penanda akan meledaknya bintang).

Terdapat beberapa pertanyaan (Janka, 2012; Sawitar, 1991) yang turut berkelindan saat mencoba mengurai mekanisme SNII karena ranah bidang keilmuan yang saling terkait seperti Astrofisika, Fisika/Kimia Inti, Gravitasi, hingga masalah Termodinamika, dsb. semisal:

  • Apa hubungan antara sifat-sifat SN dan bintang pra-SN-nya?
  • Bagaimana pra-kondisi ledakannya?
  • Apa tanda pra-ledakan secara fisik?
  • Bintang seperti apa yang melahirkan Lubang Hitam, yang bukan sekedar Bintang Neutron di mana hanya sebagian fraksi massa bintang yang turut proses ledakan?
  • Bagaimana sifat sisa ledakannya, sebut massa, rotasi, medan magnet, dll?
  • Bagaimana dengan kecepatan rotasi bintang yang sedemikian tinggi yang terjadi pada pulsar dapat dijelaskan? Apakah ada kaidah khusus?
  • Karakteristik apa yang dimiliki neutrino saat terjadinya ledakan, seberapa perannya dan apa yang dapat dipelajari dari sifat dasarnya sedemikian dalam satu tahapan terlahirlah Bintang Neutron yang kalau memiliki rotasi luar biasa cepat membentuk pulsar?
  • Apakah tanda hadirnya gelombang gravitasi tatkala proses keruntuhan terjadi dan informasi apa yang dapat diambil tentang dinamika ledakan pusat bintang?
  • Apa peran nukleosintesis (pembentukan-pemusnahan atom dengan segala bentuk dan kombinasi reaksi nuklir yang terlibat) dari ledakan bintang masif dalam jejak sejarah proses keterjadian partikel elementer di alam semesta?
  • Apa peran ledakan demi ledakan yang terjadi di sebuah galaksi dalam tinjauan evolusi populasi galaksi?
  • Apa yang dapat kita petik secara ranah evolusi di jagad semesta?

Mekanisme Ledakan SNII

Seperti yang telah disinggung sebelumnya bahwa SNII terlahir dari bintang populasi I berusia muda bermassa besar dan banyak di lengan galaksi yang kaya dengan unsur hidrogen (H). Bintang ini dengan kondisinya yang “relatif” stabil perlahan membentuk struktur bawang. Intinya  terdiri dari unsur yang relatif berat semisal besi (Fe) dan lapisan terluarnya adalah hidrogen (H) sebagai unsur paling ringan. Hal ini terjadi karena reaksi nuklirnya stabil/mantap, tidak seperti bintang pra-SNI.

Pada SNI, tahap pembakaran karbon (C) untuk pra-SNI kondisinya sudah terdegenerasi. Keadaan sedemikian persamaan gas ideal tidak berlaku. Lain halnya bintang pra SNII. Setelah pusat besi terbentuk, serta suhunya berorde 107 K barulah tercapai kondisi degenerasi. Saat ini terjadi, karena punya energi ikat terbesar, inti Fe tidak lagi membentuk unsur yang lebih berat. Kebalikannya, inti Fe mengalami photodisosiasi, terurai menjadi inti helium (He) di mana prosesnya justru menyerap banyak energi (endotermik), sehingga pusat bintang mengalami penurunan tekanan yang sangat drastis dan berlangsung dalam orde sangat singkat (< 1 detik). Terjadilah peristiwa yang dikenal sebagai proses keruntuhan (pusat) bintang, tekanan pusat tidak lagi sanggup melawan gravitasi materi diluarnya. Fenomena inipun berlangsung sangat singkat, dalam orde detik bahkan milidetik. Proses keruntuhan akan membawa akibat berupa naiknya harga kerapatan secara mendadak.

Bersamaan dengan keruntuhan, terjadi proses lain seperti penangkapan elektron (e) oleh inti atom (proton; p) yang disertai pembentukan neutrino (u) yang bergerak dan mengalir ke luar bintang. Hasil lain penangkapan adalah partikel neutron (n) yang tetap tertinggal di pusat bintang. Hal ini tentunya akan membuat pusat bintang akan semakin kaya dengan neutron. Saat kerapatan makin besar (>1012 gr/cm3), karena faktor kekedapan, maka neutrino tidak dapat lagi bebas terpancar keluar. Sebut sebagai penjebakan neutrino.

Pada sisi lain bahwa materi yang dekat dengan titik-pusat-bintang (telaah radius 20 km) tentu semakin padat. Pada saatnya nanti akan mencapai kerapatan nuklir (orde l014 gr/cm3). Keadaan ini membuat neutron yang terjebak di daerah tersebut mengalami kondisi degenerasi. Tekanan neutron terdegenerasi ini akan menghentikan proses keruntuhan, khususnya di radius 10-15 km. Materi yang masih runtuh seperti menghantam dinding yang tidak bergeming. Selain dampak ini, proses keruntuhan membawa akibat terjadinya rentetan reaksi nuklir. Berbagai unsur/partikel dalam jumlah besar saling bertumbukan dalam tempo teramat singkat. Saat terbentuk daerah yang sangat padat, tentu proses reaksi ini terkonsentrasi di daerah dinding. Berlangsunglah penumpukan energi yang luar biasa besar. Lonjakan temperatur disertai neutron terdegenerasi selanjutnya dapat melahirkan gelombang kejut balik. Mirip ekspansi piston akibat adanya letupan. Penumpukan energi tidak dapat dilampiaskan ke arah pusat bintang. Jadi, satu-satunya jalan adalah dengan menghamburkan ke arah pemukaan bintang.

Bintang pra-SNII yang bermassa besar umumnya berupa bintang maha raksasa merah (SN1987A bintang maharaksasa biru, SN 1993J maharaksasa jingga). Kerapatan di mantel bintang kecil dan radiusnya besar. Misal bintang Antares (Alpha Scorpii) dan Betelgeuse (Alpha Orionis) dengan jejarinya ratusan kali Matahari. Hubungan dengan mekanisme SNII, khususnya saat keruntuhan adalah bahwa sebagian besar lapisan luarnya tidak sempat mengantisipasi keruntuhan. Lapisan ini bahkan memuai. Jadi, saat terjadi ledakan seakan membuat gerak keluar lapisan selubung ini justru mendapat dorongan atau terjangan dadakan dan mewujud dalam bentuk ledakan bintang. Inilah yang menjadi dasar terjadinya ledakan supernova tipe II.

Apabila disimak bahwa daerah titik pusat bintang tentu tidak mengalami efek ekspansi di atas. Materi praktis tinggal diam, tidak terburai dalam ledakan, justru mengalami pemampatan. Materi neutron dengan radius 10 – 15 km inilah akhirnya jadi ampas ledakan supernova. Fenomena ini dikenal sebagai proses lahirnya Bintang Neutron, sedangkan materi diluarnya terlempar ke segala arah dengan kecepatan puluhan ribu km/s membentuk nebula. Umumnya keberadaannya diketahui dengan adanya pulsar (Bintang Neutron yang berotasi sangat cepat). Contohnya pulsar NP0532 yang ditemukan pada tahun 1969.

Dalam rentetan ledakan di atas, berbagai unsur terbentuk, bahkan mungkin asal rnuasal unsur yang ada termasuk penyusun tubuh kita berasal dari ledakan segala jenis supernova. Hal ini juga merupakan salah satu aspek dan teori terbentuknya semesta. Selain itu yang dapat dicatat dari analisis ini bahwa parameter radius pusat bintang yang mengalami keruntuhan, radius Bintang Neutron, bahkan bintang praSNnya masih bersifat prediksi permodelan yang dibangun. Berbasis observasi pun nyatanya beragam hasilnya. Namun, semakin mengerucut hasilnya.

 

Inner-core

Telah dibahas bahwa keberadaan tipe SN terkait dengan kondisi fisik bintang praSN (progenitor), atau pada tahap berikutnya adalah mekanisme ledakannya itu sendiri. Di sini dicoba dibahas ledakan bintang masif dengan besar massa lebih dari 8 kali massa Matahari. Juga dengan pertimbangan bahwa masih adanya ketidakpastian tahap akhir evolusi bintang sejak ditemukan SN1987A di mana bintang praSN adalah bintang maharaksasa biru kelas spektrum B3 Ia dengan indeks indentifikasinya adalah Sk -690202 (Sanduleak) dengan massa kisaran 15 – 20 massa Matahari.

(Ref.: review dan kutipan: Sawitar, 1991) Evolusi lanjut bintang masif dengan struktur bawang, tentu dipusatnya merupakan daerah yang paling panas dilingkupi lapisan-lapisan yang semakin dingin ke arah permukaan. Reaksi berkesinambungan yang mapan membentuk pusat besi (Fe) yang diselubungi berturut ke arah permukaan seperti lapisan (unsur utama) Si, O, Ne, He, dan di permukaan dominan H.

Pada saatnya temperatur sedemikian besar (orde jutaan), unsur Fe dengan energi ikat (binding energy) paling kuat tidak lagi membentuk unsur yang lebih berat, melainkan justru terjadi fotodisosiasi, yaitu terurai menjadi unsur yang lebih ringan dengan karakter reaksi yang menyerap energi. Tahap ini membuat pusat bintang mengalami penurunan tekanan secara mendadak. Inilah pemicu keruntuhan gravitasi.

Saat terjadi keruntuhan seperti diuraikan di atas, pusat bintang ini akan terbagi 2 daerah. Sebut bagian inner core (ic; paling besar kerapatannya) dan daerah outer core (oc; semakin kecil ke arah permukaannya). Ada mekanisme sedemikian keruntuhan di innercore berlangsung secara homolog (Goldreich – Weber, 1980) yaitu kecepatan runtuhnya sebanding dengan radiusnya dan bersifat subsonik. Berbeda di outercore yang supersonik.

Saat keruntuhan inilah terjadi beberapa proses secara simultan seperti penangkapan elektron oleh inti atom atau proton bebas (kondisi kerapatan yang semakin tinggi), juga terpancarnya neutrino. Dalam hal ini fraksi elektron dapat dikatakan sebagai penentu yang akan mempengaruhi parameter tekanan, massa, dll. yang selanjutnya menjadi penting dalam penentuan terjadinya ledakan ataupun tidak.

Pada saatnya daerah innercore mencapai kerapatan nuklir (orde 1014 gr/cm3; atau sebut pada kondisi materi sudah tidak dapat termampatkan lagi), maka seolah ada dinding antara innercore dan outercore. Suatu saat di mana materi daerah outercore masih mengalami keruntuhan dengan cepatnya, pada saat yang bersamaan di daerah innercore sudah berhenti. Mungkin ibarat barisan ratusan orang berlari, dan tiba-tiba yang paling depan berhenti mendadak. Tentu akan terbayang tumbukan yang membuat daerah batas antara orang yang sudah berhenti dengan yang masih berlari. Sekarang bayangkan materi seperti itu dengan kecepatan tinggi runtuh dan didepannya tiba-tiba berhenti bergerak. Pada kasus khusus biasanya akan terjadi semacam hentakan balik ibarat bola basket kita lempar ke dinding, lalu memantul kembali. Energi balik ini akan terejawantah dalam ujud gelombang kejut (shock wave). Mungkin analogi lainnya ketika kita memakai semprotan serangga yang dipompa atau memompa ban sepeda. Saat memompa dengan semangat, maka ada waktu di mana kita akan merasakan seolah pompaannya terhenti sesaat sebelum mencapai panjang maksimal tabung pompa. Seolah ada tekanan balik yang terasa oleh tangan kita. Berbeda kalau kita memompa pelan, sampai maksimal panjang tabung pompa, maka rasa tolakan itu tidak terasakan oleh tangan kita.

Kembali pada mekanisme ledakan, maka apakah akan terjadi ledakan supernova tergantung pada besar energi gelombang kejut yang tercipta. Gelombang kejut ini analoginya seperti kita melihat pesawat jet tempur lewat di atas rumah misalnya. Pertama, pesawat kadang sudah lewat, suaranya baru terasa dan demikian pula getarannya yang biasanya terasa pada kaca di dinding rumah. Semakin besar efek gelombang kejut tersebut, katakan pesawatnya makin rendah, semakin cepat, dan dekat rumah, maka getaran yang timbul akan terasa semakin besar. Kalau di luar batas kemampuan kaca, maka tidak heran apabila terkadang kaca akan pecah. Sekarang bayangkan dalam kondisi di pusat bintang dengan temperatur jutaan derajat, reaksi nuklir layaknya ribuan bom nuklir meledak bersamaan, di satu ruang yang sempit, betapa besarnya efek tersebut. Namun, tetap saja tergantung kondisi apakah akan meledakkan bintang atau tidak dan ini bergantung reaksi ataupun proses setelahnya secara simultan dan semuanya berlangsung hanya dalam orde milidetik.

Kembali pada daerah innercore dan outercore, bahwa gelombang kejut biasanya terjadi pada daerah diskontinuitas tekanan di mana terjadinya perbedaan ekstrim antara innercore yang luar biasa besar dengan outercore yang bahkan hingga daerah selubung bintang yang sebut saja sangat kecil.

Kebanyakan analisis dalam mekanisme SNII, berawal dari kondisi simetri bola. Jadi, kecenderung yang sama secara radial ke segala arah. Misal tekanan dari pusat akan memiliki kecenderungan yang sama ke segala arah (secara radial). Juga, dari asumsi bahwa kondisinya adiabatik dalam suatu lingkungan yang tertutup. Kondisi yang ditinjau hanya pusat bintang (atau bintang). Seperti yang telah dibahas bahwa kondisi pusat bintang pada awal keruntuhan didominasi oleh elektron yang terdegenerasi relativistik. Di sinilah terjadi suatu kondisi di mana tekanan hanya bergantung pada kerapatan (berbeda dengan gas ideal).

Juga bahwa keruntuhan bintang terjadi secara homolog di mana kecepatan runtuh materi sebanding dengan radiusnya. Atau kalau kita bayangkan adalah apabila bintang tersebut mengalami keruntuhan lalu mengalami perubahan ukuran geometrinya, maka walau ukuran ini berubah semisal mengecil, keseluruhan proses tidak mengubah distribusi kerapatannya. Memang banyak dianalisis pula tentang kondisi keruntuhan ini dengan harapan bahwa proses selama keruntuhan tersebut, maka bintang tidak beranjak jauh dari kondisi setimbang hidrostatik (sebut proses berlangsung mulus). Namun, pada suatu saat, kesetimbangan ini akan berubah, atau menyimpang secara ekstrim karena kondisi yang pun berubah secara ekstrim. Analoginya sebuah gelas mungkin akan tahan panas dan pada saatnya dengan panas dan rentang waktu tertentu akan pecah.

 

Penangkapan Elektron

Pada telaah pembentukan sejumlah massa yang termampatkan di daerah innercore dan kondisi yang dibutuhkan dalam pembentukan gelombang kejut, maka ada proses penyerta yang biasa disebut penangkapan elektron (lebih pada teori tentang tentang potensial kimianya, atau perbandingan pertambahan energi terhadap penambahan sejumlah partikel).

Keruntuhan gravitasi tentu akan semakin memampatkan materi (demikian pula beberapa parameter lainnya, ibarat kita semua dipaksa bersama-sama memasuki ruang sempit tumpang tindih berhimpit-himpitan). Hal inilah yang menyebabkan potensial kimia elektron (me) pun membesar dan memungkinkan terjadinya penggabungan dengan inti (proton, p) membentuk partikel lain, yaitu neutron (n) dan neutrino (n) di mana dapat ditulis reaksi ini sebagai berikut:

p + e- → n + n

yang biasa disebut reaksi penangkapan elektron. Awalnya tentu neutrino yang terpancar dapat relatif mudah bergerak ke arah luar. Pada sisi lain, tentu jumlah atau fraksi elektronnya (Ye) berkurang. Kondisi semakin mampat, maka fraksi elektron pun semakin cepat berkurang. Dan tentu akan mengurangi tekanan hingga 33% berbasis perhitungan pada parameter tekanan sebagai berikut

   

Pada sisi lainnya, apabila kerapatan materi yang runtuh semakin besar, maka neutrino pun terhalang pergerakannya hingga saatnya nanti relatif tertahan dan semakin menumpuk. Proses inilah yang disebut penjebakan neutrino.

Parameter-parameter di atas akan menentukan tahap selanjutnya. Berbasis teori bahwa tekanan tereduksi maksimal yang ter-izin-kan hanya kisaran 2,9% saja. Sementara itu, seperti perhitungan di atas, kalau hanya berbasis penangkapan elektron semata, besaran ini dapat menjangkau hingga 33%. Hal ini dapat ditinjau bahwa keruntuhan secara homolog tidak terjadi di seluruh pusat bintang, hanya di daerah yang kemudian disebut sebagai innercore di mana harga kerapatan sudah terlalu besar sedemikian fraksi elektron antara kondisi awal runtuh dengan akhir tidak berbeda jauh. Dari pertimbangan ini, maka diperkirakan harga massa innercore kisaran 0,6 hingga 0,9 kali massa Matahari saja.

 

Penjebakan Neutrino

Sebelum membahas proses penjebakan neutrino, dibahas sedikit tentang partikel neutrino terlebih dahulu. Memang penelitian tentang pancaran neutrino, khususnya pada SNII menarik untuk disimak. Neutrino sendiri merupakan partikel bermassa sangat kecil (orde < 1 elektron-volt (eV) atau setara dengan 10-37 kg) dan tidak bermuatan. Interaksi dengan materi lain sangat lemah. Semisal kita bayangkan partikel ini dapat menembus besi murni padat, maka neutrino dapat melaju dengan kecepatan mendekati cahaya selama kurun waktu 100 tahun sebelum berinteraksi dengan partikel lain. Bumi pun mudah ditembusnya (apalagi tubuh kita) dan interaksinya dapat dilakukan lewat pemrosesan peluruhan beta balik (inverse beta decay). Neutrino beragam tipe dan unik dan masing-masing memiliki antineutrino. Untuk tipe electron neutrino secara teori muncul tahun 1930 (Pauli) dan baru ditemukan tahun 1956 (Cowan dan Reines).

Pancaran neutrino sekarang ini diyakini sebagai tanda awal ledakan SNll. Tentu energi yang dipunyai saat proses penjebakan akan tertimbun yang kemudian menambah energi ledakan. Berbasis perhitungan bahwa tidak kurang dari 1058 buah neutrino akan terhambur keluar saat awal mekanisme terjadinya SNII, belum terhitung sebelum dan sesudahnya. Yang juga menjadi pertanyaan adalah ke mana perginya? Akankah tetap mengembara di segenap pelosok jagad semesta? Apakah massanya cukup besar? Dapatkah membantu memecahkan misteri missing mass atau dark matter di semesta ini ? Kalau mau sedikit berhitung, katakan sejak alam semesta dan banyak galaksi terlahir (sebut sejak 13 milyard tahun lalu dengan sekian banyak galaksi yang hadir yang mengandung masing-masing ratusan milyard bintang), kemudian setiap galaksi melahirkan supernova selang 20 tahun sekali, dan setiap ledakan menghasilkan 1058 neutrino. Tentu jumlah yang tidak terbayangkan telah mengisi semesta raya, mengembara karena sulitnya berinteraksi dengan partikel lainnya.

Kembali pada permasalahan mekanisme ledakan SNII, bahwa pada awalnya neutrino yang tercipta akan bebas terpancar keluar. Satu saat, pergerakan ini terhenti. Hal ini terkait lintasan bebas rata-ratanya dan ini bergantung pada besar kerapatan lingkungannya. Pada kondisi kerapatan yang sangat besar, dapat terjadi bahwa jarak yang diperbolehkan untuk neutrino dengan bebas terpancar keluar ternyata jauh lebih besar daripada lintasan bebas rata-rata tersebut. Hal ini berarti neutrino sudah tidak dapat lagi meninggalkan daerah tersebut. Dengan lain perkataan, neutrino terjebak.

Pada kondisi neutrino sudah terjebak, maka terjadi reaksi simultan, pada satu sisi terjadi penangkapan elektron, di sisi lain bahwa neutrino yang terjebak kembali bereaksi membentuk elektron (Kembali pada kasus reduksi tekanan yang tidak mencapai 33% karena adanya penjebakan neutrino).

 

Penangkapan Neutron dan GRB

Selain itu bahwa ada pertimbangan mekanisme penyerta lainnya tatkala terjadi keruntuhan gravitasi. Pada permodelan yang dikerjakan oleh Woosley dan Janka (2005) bahwa neutrino (tipe e, μ, τ dan anti-partikelnya) memancar dari cikal bakal Bintang Neutron (proto-neutron star, PNS) seperti keterjadian angin bintang yang menyebabkan terbentuknya isotop berbasis proses-r (r-process: r adalah rapid neutron capture atau proses penangkapan neutron dengan cepat). Sejumlah neutron (n) dan proton (p) terhambur dari permukaan PNS (batasan massa PNS kisaran 1,4 kali massa Matahari dengan radius 10 km). Neutrino itu sendiri bermula dari dalam PNS (sebut daerahnya sebagai "neutrinosfer" dengan radius Rν). Saatnya nanti, neutron bergabung dengan proton membentuk partikel alpha. Dengan proses ini, maka ada daerah yang hanya terdiri dari partikel alpha dan neutron yang diikuti kemudian bereaksi dengan partikel kelompok besi. Pada temperatur yang lebih dingin (ke arah permukaan), maka neutron ini semua terikat pada partikel kelompok besi tersebut. Skenario ini masih terus diteliti lebih lanjut hingga kini.

Gambar 3 Skenario Pembentukan Bintang Neutron
(Woosley dan Janka, Nature Physics 1(3): 147-154)

Secara statistik diperkirakan bahwa setengah dari jumlah isotop yang lebih berat dari kelompok besi menunjukkan bukti terbentuk pada skala waktu yang sangat cepat (<1 detik), pada lingkungan bertemperatur sangat tinggi (>109 K) dengan kelimpahan neutron yang sangat besar (lebih dari 1020 neutron/cm3). Proses inilah yang biasa dikelompokkan sebagai r-process nuclei. Prasyarat keterjadian proses ini hanya dapat dicapai dalam situasi seperti pada ledakan supernova (atau alternatif dalam penelitian ini adalah bergabungnya dua Bintang Neutron (merger) walaupun dalam hasil penelitian bahwa proses yang terjadi kondisinya tidak dapat memenuhi prasyarat tersebut sehingga alternatif ini bagi sebagiannya mulai dikesampingkan karena tidak konsisten dengan hasil observasi).

Hadirnya unsur neutron yang berlimpah ataupun fenomena yang juga menjadi perhatian adalah semburan plasma dari GRB-Supernova (gamma ray burst, semburan sinar gamma saat dalam proses ledakan) yang kini dianggap sebagai sumber proses-r yang sangat potensial. Adapun yang terekam juga dalam ledakan bahwa terjadi hamburan neutrino yang umumnya hanya berlangsung 10 detik. Kondisi ini hanya dapat terjadi dekat PNS.

Pada permodelan tentang keruntuhan gravitasi memang banyak yang mengabaikan adanya gerak rotasi (atau lebih ideal mengasumsikan berlakunya kondisi simetri bola). Pada objek yang nyata tentu hal ini tidak dimungkinkan. Hanya saja seberapa besar dampaknya pada keseluruhan proseslah yang harus dipertimbangkan. Asumsi seperti inipun sebenarnya secara global telah dikesampingkan (lebih dikarenakan tidak konsisten dengan hasil observasi, walau dalam analisis awal sangat membantu melihat kecenderungannya). Terlebih dengan adanya mekanisme ledakan terkait dengan penanda GRB yang jelas mudah dipahami apabila bintang berotasi. GRB sendiri merupakan penanda pra-ledakan, berupa semburan sinar gamma yang intens yang berlangsung umumnya kisaran 20 detik. Umumnya layaknya semburan dengan area sempit di kutubnya (luasan yang terdeteksi kisaran 5 derajat). Dari penelusuran fenomenanya bahwa GRB-Supernova yang telah dipelajari secara rinci memiliki spektrum yang tidak biasa dan kurva cahaya yang menunjukkan massa dan energi yang sangat tinggi – sekitar orde 1052 erg, atau 10 kali lipat supernova yang biasa dijumpai. Dengan fenomena inilah lahir istilah 'hypernova'. Tidak ada permodelan dengan asumsi simetris bola, bahkan sekalipun dengan energi 1052 erg, yang mampu mempercepat massa dengan kecepatan sedemikian tinggi. Karakter GRB pun menyiratkan bahwa ledakan tidak ada yang bersifat simetri bola. Dengan kata lain, adanya GRB yang menyiratkan asumsi tidak berotasi dan simetri bola tidak berlaku.

Semua permodelan GRB sejauh ini mengandalkan rotasi yang sangat cepat untuk menghasilkan Bintang Neutron yang berotasi hingga nyaris pada batas yang diizinkan (bila lebih akan menghancurkan bintang), atau menghasilkan Lubang Hitam dan cakram akresi (kadang julukannya “collapsar”). Sumbu rotasi inilah yang memberikan arah jalaran GRB. Dalam permodelan, neutrino sangat berperan dalam beberapa hal. Namun, energi supernova yang diamati jauh lebih besar daripada yang mampu dihasilkan dalam permodelannya. Tampak pula bahwa GRB ini memperoleh energinya dari adanya rotasi. Sayangnya dalam fenomena seperti ini, sering orientasi arah jalaran GRB tidak segaris pandang dengan pengamat. Jadi, kadang tidak teramati. Selain itu ternyata dijumpai bahwa GRB-Supernova hanya sedikit sekali dibandingkan jumlah supernova yang telah ditemukan, beberapa persepuluh persen. Penjabaran Fisika tentu menjadi sangat penting, minimal dalam penentuan karakternya, Apakah ada mekanisme secara simultan, di mana rotasi mendominasi atau dapat diabaikan? Atau dengan pertanyaan lain, apakah rotasi dan medan magnet yang menyertainya yang dihasilkan oleh rotasi diferensial merupakan komponen penting dari semua ledakan supernova?

Gambar 4
Skenario pengklasifikasian supernova berbasis mekanisme ledakannya.
SNIa berbasis ledakan termonuklir pada bintang ganda dan SNII berbasis keruntuhan gravitasi.
Lainnya adalah kombinasi keduanya atau digolongkan sebagai hypernova (E > 1052 erg).
(Turatto, M. (2003) – Lecture Notes in Physics. 598. p.21–36)

Pembentukan Gelombang Kejut

Dalam menelaah fenomena ledakan supernova, khususnya SNII, masalah penentuan fraksi elektron sangatlah penting. Energi kinetik materi merupakan sebagian dari energi gravitasi di mana harga parameter ini bergantung pada fraksi elektron tersebut. Besar energi gravitasi secara umum tatkala keruntuhan berhenti terkait daerah innercore (ic) yang sudah tidak dapat termampatkan lagi pada radius tertentu dapat dinyatakan sebagai

Sementara kesetaraan massa dengan radius pangkat 3 berlaku, atau

dan dalam kaitannya dengan Limit Massa Chandrasekhar ( ) berlaku (Goldreich-Weber, 1980; 1,045; Sawitar, 1991)

Jadi, tampak bahwa :

dan dari perumusan akan diperoleh kesetaraan sebagai berikut

dimana adalah energi gelombang kejut.

Bethe et al (1979) dan Brown et al (1982), memperoleh harga fraksi elektron saat awal penjebakan neutrino sebesar 0,36. Pada saat mendekati kerapatan nuklir ), saat innercore mulai tidak lagi termampatkan, harganya menjadi 0,32 di mana fraksi neutrino menjadi 0,04. Dari analisis bahwa energi gelombang kejut akan maksimal apabila fraksi elektron juga maksimal atau

Dalam kasus SNII ini, permasalahan seberapa besar gelombang kejut yang tercipta menjadi sangat penting karena akan menentukan apakah bintang akan meledak atau tidak, dan besarnya tergantung reaksi nuklir yang terjadi atau tergantung fraksi elektron yang ada.

 

Radius Titik Suara

Mungkin kalau kita bayangkan sekian ribu orang bergerak ke suatu dinding dan anggap saja pada dinding tersebut orang-orang tadi tidak dapat lagi bergerak maju, tentu yang dekat dinding akan semakin padat dan sejumlah orang yang dekat dinding tentu bergerak maju semakin lambat bahkan akhirnya berhenti berhimpit-himpitan. Namun, sebagian besar lagi masih terus bergerak maju bahkan mungkin tidak tahu kalau orang-orang yang paling depan sudah berhenti. Mungkin yang paling belakang masih dapat berlari dengan sangat semangat.

Jadi, dalam kondisi di atas tampak ada perbedaan kecepatan gerak dari orang-orang tersebut. Yang paling depan sudah berhenti, yang bagian tengah masih dapat berjalan bergegas, dan yang paling belakang masih dapat berlari. Sebut yang dekat dinding hingga jarak tertentu memiliki kecepatan rendah, yang berikutnya berkecepatan tinggi. Ada batas tertentu antara kecepatan tadi. Dalam kasus keruntuhan gravitasi, definisikan radius titik suara di mana merupakan batas antara materi yang bergerak secara subsonik dan yang bergerak dengan kecepatan supersonik. Tekait pusat bintang dalam proses keruntuhan gravitasi, maka daerah yang kecepatan runtuhnya subsonik inilah yang dapat kita definisikan sebagai innercore. Pada innercore, materinya yang mengalami keruntuhan gravitasi sudah sedemikian padatnya membuat gerak runtuhnya justru semakin lambat, bahkan suatu saat berhenti yang dikondisikan dengan parameter kerapatan nuklir seperti yang telah dibahas di atas. Sementara di luarnya masih runtuh secara supersonik yang daerahnya kita sebut outercore. Berbasis fraksi elektron dari permodelan di atas dan kerapatan nuklir, maka radius titik suara berada pada jarak kisaran 15 – 30 km (tergantung parameter dalam permodelannya). Bagi yang ingin menelusurinya, dapat menurunkan pesamaan radius titik suara ini dengan sebuah persamaan yang sangat dikenal dalam Astrofisika, yaitu melalui modifikasi Persamaan Lane Emden yang secara umum dapat ditulis sebagai berikut:

di mana untuk Persamaan Lane-Emden yang biasa dikenal harga l adalah nol dan l > 0 (untuk harga l < 0, bintang tidak dapat mengalami proses keruntuhan pusat bintang). Hal ini sebagai dampak penyimpangan dari kesetimbangan hidrostatik. Atau dapat dikatakan terjadinya keruntuhan karena adanya gangguan dari keadaan kesetimbangannya. Besaran konstanta ini sangat berperan dalam penentuan besarnya massa innercore dan selanjutnya dari analisis berikutnya akan diperoleh bahwa besarnya radius titik suara ini dapat dinyatakan sebagai:

di mana besaran ini juga tampak bergantung pada besarnya fraksi elektron. Apabila diambil harga fraksi tersebut kisaran 0,32 dan dengan kerapatan  , maka radiusnya kisaran 30 km. Umumnya yang terjadi bahwa kerapatannya melebihi harga 1.

Pada kisaran radius ini pada saatnya terjadi diskontinuitas tekanan antara innercore dan outercore. Pada kondisi ini berlaku pula apa yang disebut sebagai shock adiabatic (Landau dan Lifshitz, 1959) di mana terjadi perubahan energi-dalam secara ekstrim. Anggap kini gelombang kejut yang tercipta sangat kuat. Jadi, saat tersebut terjadi rambatan gelombang kejut dari radius titik suara menembus daerah yang masih mengalami keruntuhan. Dari analisis bahwa prasyarat kecepatan materi yang runtuh setara dengan seperempat kecepatan rambat gelombang kejut. Ibarat seseorang yang berlari menembus barisan rapat orang yang juga sama-sama berlari tetapi berlawanan arah. Tergantung kekuatan orang tersebut, apakah dapat menembus barisan tadi.

Terjadinya ledakan supernova seperti ini hanya dapat berlangsung apabila tekanan di belakang gelombang kejut sangat kuat. Hal ini karena, pertama, untuk menahan kelajuan runtuh materi, kedua untuk melakukan hentakan yang memungkinkan terjadinya pelontaran bagian bintang di luar (utamanya) bagian innercore. Tekanan ini dalam analisis mekanisme ledakan SNII sering disebut sebagai (Net) Ram Pressure atau (N)RP, di mana berlaku

Berbasis Brown et al (1982), Cooperstain et al (1984) (Sawitar, 1991) bahwa besarnya suku pertama ruas kanan pada batas radius pusat bintang (radius 500 km) kisaran 0,37 foe (0,37 x 1051 erg)  di mana berarti tekanan ini positif dan memungkinkan terjadinya ledakan SNII. Halangan yang menyebabkan berkurangnya tekanan (yang awalnya sebesar kisaran 2,7 foe) adalah dipergunakan untuk menghadapi materi yang runtuh, terjadinya neutronisasi atau hamburan neutrino (yang pada saatnya nanti akan terpancar bebas lagi dengan kondisi kerapatan orde ), adanya eksitasi maupun disosiasi (bandingkan pada GRB-Supernova dengan orde 10 foe).

Dari perhitungan di sini, bahwa penentuan massa pusat bintang (MFe) dan massa innercore (Mic) juga radiusnya (terkait kerapatan) sangatlah penting karena perbedaan massa inilah yang harus ditembus oleh gelombang kejut.

Dalam permodelan sudah banyak dan beragam metode dilakukan. Namun, beranekanya ragam SNII menyebabkan penelitian masih terus berkelanjutan. Terlebih lagi penemuan demi penemuan adanya supernova di segenap pelosok semesta semakin banyak seiring kemajuan teknologi penyertanya.

 

Perkembangan Teori Mekanisme Ledakan SNII

Bagaimanapun, kondisi awal (evolusi lanjut bintang pra-SN, sebut sebelum terjadinya keruntuhan) dan semua persamaan keadaan yang berlaku sangatlah penting. Seperti yang disimpulkan oleh Van RiperLattimer (1981) dan Yahil (1983) bahwa besarnya massa innercore kisaran 1,1 kali massa Chandrasekhar, sementara Goldreich-Weber (1980) dan Sawitar (1991) berturut sebesar 1,045 (1,0449) kalinya. Bagi yang berminat pada telaah termodinamika (karena dianggap proses yang terjadi diasumsikan berlangsung secara adiabatik), maka penentuan besarnya harga indeks adiabatik tentu menjadi analisis tersendiri yang tetap berkelindan dengan penentuan besar limit massa Chandrasekhar maupun segala proses terkait yang terjadi selama keruntuhan.

Pada kasus terkait NRP dan adanya teorema virial di mana jumlah total energi potensial gravitasi dan energi-dalam terdapat perbedaan perumusan karena terkait penyimpangan harga indeks adiabatik, yaitu lebih kecil dari harga 4/3.

Permasalahan di atas menjadi ladang penelusuran tersendiri, terlebih tatkala dijumpai SN1987A karena mau tidak mau harus ditinjau ulang semua teori ini karena sebelumnya permodelannya menggunakan bintang maharaksasa merah sebagai bintang pra-SN. Selain itu, prediksi hamburan neutrino menjadi sesuatu yang sangat unik karena pada SN1987A yang tertangkap detektor di Bumi adalah antineutrino.

“The characteristics of the neutrino emission from newborn neutron stars were revised,
new features of the gravitational-wave signals were discovered,
our notion of supernova nucleosynthesis was shattered,
and our understanding of pulsar kicks and explosion asymmetries was significantly improved.
But simulations also suggest that neutrino-powered explosions
might not explain the most energetic supernovae and hypernovae,
which seem to demand magnetorotational driving.
Now that modeling is being advanced from two to three dimensions, more realism, new
perspectives, and hopefully answers to long-standing questions are coming into reach.”
(Abstract – Janka, 2012)

Dalam kasus perkembangan permodelan ini mungkin dapat disimak hasil dari Janka (2012) dengan beberapa tambahan yang antara lain dapat diringkas sebagai berikut:

  • Struktur bintang sangat bervariasi dan bergantung pada massa bintang pra-SN dan nyatanya memang dijumpai untuk SNII sangat bervariasi. Perbedaan karakter ledakan dimungkinkan untuk perbedaan massa yang kecil sekalipun;
  • Ledakan tidak meninggalkan sisa berupa Lubang Hitam yang umumnya dengan besar massa kurang dari 20 kali massa Matahari dan untuk terbentuknya Bintang Neutron umumnya antara 20 hingga 40 massa Matahari (batasan yang sama pada Smith et al, 2008) dan banyak model pula yang batasannya sekitar 10 – 20 kali massa Matahari, dapat dilihat pula lainnya pada Kasen dan Woosley, 2009;
  • Ledakan yang dipicu oleh neutrino dengan energi lebih dari 2 foe dan produksi 56Ni secara signifikan yang lebih dari kisaran 0,1 massa Matahari tampaknya tidak mungkin terjadi. Harga ini sesuai pula dengan batasan pada analisis Cappellaro dan Turatto (2001);
  • Mulai terjadi ledakan SN bervariasi antara 0,1 hingga 1,1 detik. Perhitungan permodelan diawali tatkala gelombang kejut melewati radius pusat bintang dengan jarak kisaran 500 km di mana hasil ini sesuai dengan hasil Brown et al (1982) dan Cooperstein et al (1984). Batasan waktu ini anggap sebagai kasus awal (0,1 detik; cepat dan energetik) dan kasus akhir (1,1 detik; lambat dan non-energetik);

Atau pada kasus lain dapat ditelusuri temuan astronom amatir, F. Garcia tanggal 28 Maret 1993 yang diberi indeks SN1993J yang dijumpai di objek M81 (NGC 3031). Supernova ini digolongkan pada SNIIb. Namun berbasis Filippenko, Matheson, dan Luis (1993; AJ 415; L103 – L106) bahwa supernova ini lebih dekat pada karakter yang dijumpai pada SNIb. Dugaannya bahwa ledakan terjadi pada tanggal 27 Maret 1993 dengan magnitudo 11,4 dan merupakan supernova paling terang sejak SN 1954A di NGC 4214 dan SN 1972E di NGC 5253 (selain SN 1987A) di LMC. Lokasi bintang praSNnya sesuai dengan bintang tipe maharaksasa sangat terang (kelas luminositas Ia) dengan kelas spektrum K0 (jingga). Analisis spektrum menunjukkan bahwa bintang sumber ledakan (progenitor) memiliki selubung gas yang cukup tebal.

Keunikan pengklasifikasian yang dijumpai adalah berawal dari karakter garis spektumnya di mana garis spektrum H-alpha dan HeI (5876 angstrom) sangat lemah walau lebih lebar. Kejutan berikutnya adalah terjadinya puncak kecerlangan kedua yang diamati tanggal 15 April. Pada kurva cahaya ditemukan profil P Cygni di mana terlihat jelas ada garis emisi yang lebar dibandingkan dengan serapannya. Namun, dengan hadirnya garis helium yang jelas pada rentang sebulan setelah maksimum membuatnya lebih mirip dengan SNIb. Sifatnya menjadi sama dengan kasus SN1984L yang digolongkan sebagai SNIb di mana 3 minggu setelah puncaknya, kecerlangan visualnya memiliki karakter tersebut. Bahkan SN1993J pada tanggal 17 Mei, garis HeI semakin kuat sekaligus menandakan selubung hidrogen yang sangat tipis. Jadi, dapat dikatakan bahwa 2 minggu pertama sebagai SNII (SNIIb), setelahnya sesuai karakter pada SNIb.

Keunikannya memang pada kecerlangan yang berulang dan ini hampir tidak pernah dijumpai pada SNII pada umumnya. Cepat memuncak, menurun lagi selama 1 minggu, kemudian memuncak lagi yang diikuti penurunan cepat lalu meredup secara eksponensial. Dugaannya bahwa bintang praSNnya merupakan bintang masif dengan selubung bermassa kecil yang kaya akan hidrogen dengan jumlah massa kisaran 0,1 – 0,5 kali massa Matahari dan tercampur dengan hadirnya unsur helium. Selubung tipis ini dipastikan berasal dari mekanisme bubusan angin bintang yang cukup intens di mana massa progenitor antara 10 – 20 massa Matahari. Semua karakter yang dijumpai itulah yang melahirkan kesimpulan bahwa SN1993J (tetap) sebagai SNIIb. Namun, setelahnya berkecenderungan memiliki karakter SNIb. Kasus ini mungkin mirip kasus SN1987K di mana pada proses akhir menyerupai SNIb atau juga SNIc. Dari kejadian ini juga disimpulkan bahwa ledakan SNIb dan SNIc bukan dipicu oleh mekanisme termonuklir (deflagrasi/detonasi seperti pada Katai Putih), melainkan akibat terjadinya mekanisme keruntuhan gravitasi.

Masalah ini juga sebenarnya dijumpai tatkala dilakukan klasifikasi pada SNI. Dapat simak artikel Supernova Bagian Kedua, di mana pada kategori Silent Supernova sebagai alternatif skenario bahwa “ .. keberadaan WD O/Ne/Mg melahirkan spekulasi tersendiri. Berbeda dengan skenario umumnya 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 .. “

Saat ini terdapat 2 kutub pendapat dalam penelusuran mekanisme ledakan SNII. Pertama, terjadinya keruntuhan yang sangat hebat dan langsung diikuti ledakan yang biasa disebut Prompt Explosion. Kedua adalah mekanisme Delayed Explosion. Mekanisme ini lebih menyoal proses penangkapan elektron dan pemancaran-penjebakan neutrino, baik pada saat keruntuhan maupun pada saat terjadinya penjalaran gelombang kejut, maupun saat terbentuknya protoneutron star (PNS). Yang menjadi sorotan utama adalah terjadinya penumpukan energi oleh neutrino/antineutrino (Sawitar, 1991).

Terlepas dari 2 pendapat di atas, apabila gelombang kejut berhasil melewati batas terluar pusat bintang, maka dapat diharapkan akan terjadinya SNII. Lebih jauh lagi, dapat diharapkan bahwa suatu saat daerah yang tidak mengalami pengaruh terjangan gelombang kejut (daerah dibelakangnya) akan mencapai kondisi setimbang hidrostatik, diluarnya terhambur ke segala arah. Brown et al (1982) mendapati besar massa yang di belakang gelombang kejut kisaran 1,5 – 1,6 kali massa Matahari dan ini setara dengan ragam permodelan tentang terbentuknya Bintang Neutron.

Mempertajam dari pertimbangan Janka (2012) sebelumnya di balik upaya memecahkan misteri tentang mekanisme SNII dapat ditelusuri pula dari pertanyaan-pertanyaan terkait perkelindanan antar bidang Astrofisika dan Fisika Nuklir, studi tentang partikel (elementer), dan permasalahan gravitasi, semisal:

  • Bintang mana yang mengalami keruntuhan menjadi Lubang Hitam dan bukan Bintang Neutron, yang dalam hal ini seberapa banyak bintang yang mengalami keruntuhan tetapi gagal menghasilkan ledakan – dengan pertimbangan “namun, dapat menghasilkan Lubang Hitam”?
  • Apakah semua proses yang terjadi pada ledakan bintang merupakan sumber unsur proses-r yang telah lama dicari (lihat bahasan Penangkapan Neutron dan GRB sebelumnya di atas)?

Atau dapat disimak dari beberapa hasil ataupun pertanyaan lainnya, seperti dari:

  • Smith, Hinkle, Ryde (2008):
  • Dalam Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova Progenitors: Spatially Resolved 4.6 µm CO Emission around VY CMa and Betelgeuse;
  • Untuk bintang masif, dengan besar massa 20 hingga 40 kali massa Matahari, ledakannya dapat berwujud beragam tipe, baik tipe II-P, II-L, IIb, atau Ib/c – atau dalam kondisi khusus menjadi supernova tipe n (SNIIn) yang karakter spektrumnya menunjukkan garis emisi hidrogen yang sempit;
  • Untuk SNIIn, bahwa proses kehilangan massa dalam bubusan angin bintang yang ekstrim dibutuhkan sebagai syarat berbasis observasi pada tipe ini, yang terjadi sesaat sebelum terjadinya proses ledakan, di mana material bubusannya didominasi oleh hidrogen sebagai penyusun lapisan terluar bintang praSNnya;
  • Ada 2 kemungkinan tipe bintang seperti ini, yaitu bintang variabel biru yang sangat terang (LBV, luminous blue variable) yang umumnya memiliki selimut materi (CSM, circum stellar medium) yang padat/tebal atau bintang maharaksasa merah (RSG, red supergiants) seperti VY Canis Majoris, atau yang lebih besar lagi yang tergolong bintang kuning (yellow hypergiants) seperti IRC+10420, atau bintang maharaksasa B-emisi (B[e] supergiants, B sebagai indikator kelas spektrum biru, atau bintang panas dan “e” adalah emisi).
  • Georgy (2011):
  • Dalam Yellow Supergiants as Supernova Progenitors: An Indication of Strong Mass Loss for Red Supergiants?
  • Bahwa SNIIn menunjukkan adanya kaitan erat antara dampak ledakan dengan materi yang menyelimuti bintang tersebut (CSM), sekaligus mengindikasikan adanya bubusan angin bintang yang ektrim sebelum ledakan;
  • Ini sesuai dengan penelusuran Janka (2012) yang berpendapat sama bahwa “spectra of IIa and IIn cases possess signatures of a dense circumstellar medium

 

Beberapa Objek Alternatif pada Akhir Riwayat Bintang

Kini dicoba direka ulang kembali sekiranya objek apa saja yang dapat terbentuk tatkala sebuah bintang mencapai tahap akhir riwayatnya. Sebut “batasan akhir riwayat” ini apabila sebuah bintang berada pada tahap akhir hidupnya di mana karakter selanjutnya sudah berbeda dengan karakter asalnya. Misal Matahari ber-evolusi atau berubah menjadi Katai Putih, atau pada kasus supernova bahwa bintang asalnya lenyap menjadi nebula yang terhambur atau menjadi Bintang Neutron atau bahkan menjadi Lubang Hitam. Kita awali dengan Katai Putih seperti yang diprediksi akan terjadi pada Matahari.

Katai Putih

Pada evolusi bintang bermassa kecil (sebut lebih kecil dari 6 kali massa Matahari) setelah pusat helium terbentuk dan mulai bereaksi menjadi unsur yang lebih berat, umumnya akan mengalami fenomena yang disebut sebagai kilatan helium sebagai dampak ketidakstabilannya. Dalam tahap selanjutnya apabila reaksi yang melibatkan helium usai, maka terbentuklah pusat karbon dan oksigen. Apabila reaksi pembakaran hidrogen dan helium yang menyelubungi pusat karbon dan oksigen tidak stabil, maka terjadi fenomena denyutan bintang (rentang radius membesar mengecil layaknya gerak jantung hingga nyaris seukuran raksasa merah) yang pada tahap atau kondisi tertentu akan melontarkan sebagian selubung bintang sehingga tersisa sebut saja inti bintang yang telanjang dengan karakter temperatur yang panas.

Untuk “mempertahankan hidupnya”, maka inti bintang pada saatnya akan mengerut. Objek seperti ini dijumpai pada objek yang biasa disebut sebagai Planetary Nebula atau Kabut Planet (Namun, tidak ada hubungannya dengan planet yang biasa kita kenal). Inti bintang yang semakin panas karena pengerutan gravitasi inilah yang biasa dikenal sebagai Katai Putih yang berlokasi di pusat Kabut Planet. Berbasis teori bahwa kelak Matahari akan menjalani tahapan evolusi seperti ini dan rentang radius akhir hanya sebesar Bumi. Pada kasus tertentu dapat terjadi letupan atau ledakan akibat proses penyerta lainnya, dapat menjadi nova (tentang objek nova dapat lihat artikel Ophiuchus Bagian Kedua). Atau pada kasus khusus dapat melahirkan supernova yang kerap terjadi apabila Katai Putih ini sebagai anggota bintang ganda seperti yang telah dipaparkan pada artikel Supernova Bagian Kedua.

Bintang Neutron dan Lubang Hitam

Seperti yang telah dibahas, juga yang dapat disimak pada artikel Lubang Hitam: Kerakusan Tiada Tara, bahwa bintang bermassa besar akan membentuk unsur berat dipusatnya. Suatu saat, tatkala tercapai kerapatan nuklir, akan terjadi penumpukan energi yang luar biasa sedemikian tercipta keadaan elektron terdegenerasi di mana besarnya tekanan sepenuhnya ditentukan hanya oleh besaran kerapatan massa (persamaan gas ideal tidak berlaku lagi). Terjadilah ledakan nuklir yang sangat hebat.

Proses di atas bersumber dari terbentuknya inti besi, di mana unsur ini adalah unsur yang paling mantap karena energi ikatnya paling kuat. Namun, apabila tekanan dan temperatur semakin tinggi, inti besi justru terurai menjadi inti unsur yang lebih ringan dan proses yang sebelumnya memancarkan energi berbalik menjadi bersifat menyerap energi. Skala rentang waktu berlangsungnya hanya dalam orde milidetik saja dan terjadi utamanya pada radius pusat bintang saja. Kondisi ini membuat tekanan di pusat bintang mendadak turun (ibarat kita duduk di atas balon udara yang tiba-tiba meletus) dan terjadilah keruntuhan (gravitational core-collapse) dan berlangsung dalam orde detik bahkan milidetik.

Saat pusat bintang semakin mampat akibat keruntuhan, maka di batas antara pusat bintang (sejatinya terbagi 2, innercore dan outercore) dengan selubung atau mantel bintang terjadi reaksi nuklir yang sangat hebat yang energinya melontarkan lapisan mantel ke segala arah dalam ujud ledakan. Sementara di pusat yang sudah begitu mampat (istilahnya “mencapai kerapatan nuklir”, kisaran 1015 gram per sentimeter kubik), elektron yang ada berhasil menembus inti (sebut sebagai fusi nuklir) membentuk neutron.

Pada saatnya nanti, dengan kondisi tertentu, maka neutron inipun mengalami giliran terdegenerasi. Tekanan neutron terdegenerasi inilah pada waktunya akan menghentikan proses keruntuhan gravitasi dibarengi dengan peningkatan tekanan secara ekstrim yang menahan keruntuhan. Apabila keruntuhan berhenti, maka kondisi setimbang inilah yang pada akhirnya membentuk Bintang Neutron. Apabila Bintang Neutron ini berotasi sangat cepat, maka terbentuklah pulsar. Bintang ini baru ditemukan pada tahun 1967 oleh HewishBell dan merupakan jawaban dari perhitungan BaadeZwickyLandau tahun 1934. Andai saja Matahari dapat menjadi Bintang Neutron, maka radiusnya harus diperkecil menjadi kisaran 5 – 10 km saja.

Pada kondisi lebih ekstrim lagi, tekanan neutron terdegenerasi pun tidak sanggup menahan keruntuhan tersebut. Jika kita kaitkan dengan adanya kelengkungan ruang-waktu akibat kerapatan yang luar biasa besar, maka dapat terjadi apabila jejari bintang mencapai radius yang dikenal dengan radius Schwarzschild. Kondisi seperti ini menyebabkan cahaya pun tidak dapat lepas dari permukaannya. Benda inilah yang di kemudian hari disebut Lubang Hitam. Andai saja Matahari dapat menjadi Lubang Hitam, maka tubuhnya harus diciutkan menjadi 2 km saja. Dapat dibayangkan materi yang sangat mampat, gravitasinya luar biasa besar sedemikian cahaya pun tidak sanggup untuk melepaskan diri. Kalau cahaya saja tidak dapat lepas, bagaimana dengan materi lain? Bagaimana cara mengetahui adanya Lubang Hitam? Ternyata, benda ini dapat dideteksi dari dampak terhadap sekitarnya.

Pengantar

Setiap kasus melahirkan bermacam penafsiran, terlebih pada era ke-kini-an di mana temuan peranti teknologi dengan berbagai fungsi dalam perburuan supernova menjadi sangat penting. Seperti salah satu pendapat yang dikemukakan bahwa

“Because the stellar structure varies nonmonotonically,
the SN properties depend on the progenitor mass in a complex way.
Large differences of the explosion characteristics are possible for small mass differences”
(Janka, 2012)

Ibarat membuat panganan kue bolu, yang hasilnya tergantung ketersediaan bahan mentahnya di mana variasi jumlah telur, banyak sedikitnya tepung, garam, lamanya pemasakan, dsb. tentu akan membuat rasa panganannya berbeda-beda walau tematiknya sama.

Satu pemikiran bahwa fenomena ini terjadi di segenap pelosok alam raya. Makin maju peranti observasi tentu semakin memungkinkan pertambahan ragam temuan, semakin bervariasi ranah risetnya yang mengelindankan beragam ilmu dari Astronomi bersama Kosmologinya, Fisika, Kimia, Biologi, Matematika, dengan segala cabangnya.

Hadirnya objek langit ini beserta fenomena yang terkait tentu bukan sekedar penghias langit. Memang, rasanya kehadiran benda ini hanya pada ranah waktu sesaat dan di ranah sudut ruang di bentang cakrawala jagad semesta yang tidak terukur. Inipun hanya sekedar satu titik simpul pada linimasa evolusi semesta raya. Apakah ini “lantas” tidak memiliki arti? Secara wadag pun di ruang jagad yang terhampar, nyatanya “tokh” kita yang hadir di Bumi juga tidak lebih dari satu titik simpul yang sama. Sesama titik simpul dalam ranah ruang-waktu yang sama, apakah tidak ada benang merah keterhubungan antara 2 titik simpul ini. Rasanya kok tidak.

Pada akhirnya, harus diakui bahwa selebihnya terserah pada kita tatkala menggunakan kacamata Astronomi atau sains secara umum, baik berlandas ujud ataupun spirit, untuk menapak ke fungsi transendental kita untuk memahami karya-Nya, yang salah satu titik simpulnya adalah supernova.

Semoga tulisan ini, walaupun singkat dan dangkal, yang di-review, dikutip, dan teringkaskan dari ragam pandangan, termasuk yang pernah digarap secara mandiri, masih dapat bermanfaat, minimal menambah wawasan ke-astronomi-an dan dapat menjadi pemicu bagi yang berminat untuk turut menelusuri ragam analisisnya. Salam Astronomi. – WS–

Daftar Pustaka

Cappellaro, E. and M. Turatto, 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., Matheson, T., and Luis C. Ho, 1993, The “Type IIb” Supernova 1993J in M81: A Close Relative of Type Ib Supernovae, the Astrophysical Journal 415: L103 – L106

Goldreich, P. and  S.V. Weber, 1980, Homologously Colapsing Stellar Cores, the Ap.J. 238, 991-997

Georgy, C., 2011, Yellow Supergiants as Supernova Progenitors: An Indication of Strong Mass Loss for Red Supergiants? in Letter to Editor – Astronomy  & Astrophysics – December 13, 2011, p.1-5

Janka, H. T., 2012, Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae, Annual Review of Nuclear and Particle Science 62: 407-451

Janka, H.T. et al, 2007, Theory of Core Collapse Supernovae, in Physics Reports (the Bethe Centennial Volume of Physics Reports) 442: 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

Murdin, P. dan 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

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

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

Smith, N., Hinkle, K.H., and Ryde, N., 2008, Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova Progenitors: Spatially Resolved 4.6 µm CO Emission around VY CMa and Betelgeuse, preprint, November 2008, p.1-16

Stephenson, F. R. and D. A. Green, 2003, Was the Supernova of AD1054 Reported in European History? Journal of Astronomical History and Heritage 6(1), p.46-52

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

Turatto, M., 2003, Classification of Supernovae, in Supernovae and Gamma-Ray Bursters, Lecture Notes in Physics 598: 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

Wang, Z. R., Q. Y. Qu, and Y. Chen, 1997, Is RX J1713.7-3946 the Remnant of the AD393 guest star? Astronomy and Astrophysics 318, p.L59-L61

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 H.T. Janka, 2005, The Physics of Core Collapse Supernova, Nature Physics 1(3): 147-154

 

Situs

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

https://arxiv.org/abs/astro-ph/0012455 /

https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0012455.pdf

https://arxiv.org/abs/astro-ph/0601261

https://arxiv.org/abs/astro-ph/0012455 / https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0012455.pdf

 

https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova

https://en.wikipedia.org/wiki/First_law_of_thermodynamics

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

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

https://planetarium.jakarta.go.id/index.php/artikel-astronomi/160-lubang-hitam-kerakusan-tiada-tara-2

 

https://planetarium.jakarta.go.id/index.php/artikel-astronomi/165-supernova-bagian-kedua-selintas-klasifikasi-dan-supernova-tipe-i

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001ASSL..264..199C/abstract

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001AAS...199.1501O/abstract

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005NatPh...1..147W/abstract

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ARNPS..62..407J/abstract

 

https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-nucl-102711-094901