 |
| Messier 17, Nebula Omega. Kredit: ESO/ MPIA/OAC, Assembly |
Nebula Omega terletak pada jarak antara 5.000 hingga 6.000 tahun cahaya dari Bumi dan memiliki diamater sekitar 15 tahun cahaya (1 tahun cahaya = 9,4 triliun km). Materi gas yang merupakan bagian dari nebula ini memiliki diameter sekitar 40 tahun cahaya dan memiliki massa 30.000 massa Matahari. Massa total Nebula Omega diperkirakan 800 kali massa Matahari.
Nebula Omega ini dianggap merupakan salah satu 'pabrik' pembentukan bintang di daerah terang dan paling besar dari galaksi kita. Gambar warna komposit yang tajam ini menggunakan data dari teleskop ruang angkasa dan teleskop berbasis di Bumi, disertai rincian samar awan gas dan debu di wilayah dengan latar belakang bintang-bintang pusat galaksi Bima Sakti.
Angin bintang dan cahaya energik dari bintang-bintang besar panasterbentuk dari gas dan debu kosmik M17 yang telah perlahan-lahan diukir di materi antarbintang yang tersisa, memproduksi penampilan seperti gua dan bentuk bergelombang.
Bagaimana Bintang Terbentuk?
Dalam astrofisika, titik awal kelahiran sebuah bintang dikenal sebagai protobintang (protostar). Sebagian besar komposisi protobintang terdiri dari molekul gas hidrogen dan helium serta partikel debu. Dibandingkan dengan bintang, suhu sebuah protobintang biasanya lebih rendah.
Pada dasarnya, protobintang dapat digambarkan sebagai benda angkasa besar yang dibentuk oleh proses kompresi awan molekul raksasa. Protobintang memiliki potensi berkembang menjadi bintang sepenuhnya. Tahap dimana proses pembentukan protobintang dimulai dikenal sebagai fase protostellar.
Hipotesis evolusi bintang dari sebuah protobintang pertama kali dijelaskan oleh fisikawan Inggris, James Jeans Hopwood. Hipotesisnya didasarkan pada pengamatan yang dilakukan pada bintang yang berbeda pada tahap perkembangan yang berbeda pula. Ruang antara bintang-bintang dalam galaksi disebut sebagai ruang antar bintang (interstellar space).
Ruang ini diisi dengan molekul gas dan partikel debu dengan kepadatan yang berbeda. Daerah-daerah yang memiliki kepadatan lebih tinggi disebut awan molekul. Sebuah awan molekul terdiri dari sejumlah besar hidrogen, sekitar 25 persen helium, dan sejumlah kecil elemen yang lebih berat.
Ketika ukuran dan kepadatan awan molekul mencapai tingkat tertentu, maka kondisi ideal tercipta bagi terbentuknya protobintang. Tahap pertama pembentukan protobintang dimulai dengan kontraksi awan molekul raksasa. Biasanya, ada keseimbangan dalam awan molekul, antara tekanan energi gravitasi dan tekanan termal internal dalam arah yang berlawanan.
Namun jika ada gangguan eksternal, keseimbangan juga akan terganggu. Gangguan tersebut bisa berupa ledakan bintang besar yang disebut supernova atau tabrakan antara dua galaksi. Gangguan tersebut menyebabkan ketidakstabilan dalam awan molekul. Awan molekul mungkin mulai berkontraksi akibat kekuatan gravitasinya sendiri.
Kontraksi akan menyebabkan awan molekul terfragmentasi dan membentuk beberapa gugus awan gelap yang terdiri dari debu dan gas. Gugus ini disebut gumpalan Bok dan masing-masing gugus memiliki potensi untuk membentuk sebuah bintang di masa depan.
Bok yang terus berkontraksi akan semakin banyak menarik molekul sehingga ukurannya pun semakin bertambah. Selama tahap ini, terjadi peningkatan kepadatan terutama di inti. Kepadatan tinggi mengubah energi gravitasi menjadi energi panas dan menghasilkan peningkatan suhu padgumpalan tersebut.
Akibatnya, partikel komponen dari protobintang mulai berputar. Proses ini terus berlangsung, sampai kesetimbangan terjadi antara tekanan termal dan tekanan akibat gravitasi. Pada tahap ini, protobintang mulai terbentuk pada inti gumpalan Bok. Protobintang selalu dikelilingi oleh cincin awan yang disebut proplanetary disk.
Sebuah protobintang akan menjadi bintang jika dapat mempertahankan kesetimbangan antara tarikan gaya gravitasi dan gaya tolakan gas panas. Keberadaan sebuah protobintang terus berlanjut selama fenomena kontraksi terus terjadi. Tahap ini berlangsung untuk jangka waktu yang panjang, bervariasi antara 10-15 juta tahun.
Setelah kontraksi berhenti, tahap protobintang juga berhenti. Pada tahap ini, suhu di inti menjadi sangat tinggi sehingga memicu proses fusi nuklir. Cincin awan (proplanetary disk) yang mengelilingi protobintang juga akan hancur oleh radiasi nuklir.
Selanjutnya, protobintang (protostar) akan memasuki tahap pra-bintang utama (pre-main star). Jika massa bintang tersebut kecil akan disebut sebagai bintang T Tauri, sedangkan bintang dengan massa lebih besar akan disebut Herbig Ae/Be.