Gugus Bintang dalam Awan Molekul

Disclaimer
Ini adalah bahan presentasi untuk kuliah Star Formation and Origin of Solar Systems yang diajarkan oleh Ewine van Dishoeck. Tulisan ini agak teknis sifatnya, jadi mohon maaf bagi para pembaca awam bila ada metode, teknik, dan kosa kata yang asing.
Abstrak
Gugus bintang lahir bersebadan di dalam awan molekul raksasa dan pada saat pembentukannya hanya dapat diamati dalam panjang gelombang inframerah karena awan antar bintang yang melingkupi gugus ini menghamburkan panjang gelombang optik. Dari katalog gugus-gugus muda dapat disusun distribusi usia gugus muda dan gugus terbuka, dan ditemukan bahwa lebih dari 90% gugus muda tidak terus terikat secara gravitasi dan bertahan menjadi gugus terbuka namun menguap dan bergabung dengan bintang-bintang medan di sekitarnya. Dengan kata lain, terdapat tingkat kematian gugus yang tinggi. Sebagian besar bintang yang terbentuk di dalam gugus muda ini terbentuk dalam gugus-gugus kaya yang jumlah anggotanya lebih dari 100 bintang atau lebih dan memiliki massa gugus lebih dari 50 kali massa matahari. Pengematan kompleks awan antar bintang terdekat menunjukkan bahwa 70 – 90% bintang yang terdapat dalam awan tersebut merupakan anggota gugus muda. Dalam posting blog kali ini akan dibahas karakteristik gugus muda dan perannya dalam menentukan Initial Mass Function (IMF), dan juga sedikit mengenai evolusi dinamikanya.
Kata Kunci: gugus, pembentukan bintang, initial mass function

Pengantar
Bintang terbentuk dari gas-gas antar bintang yang kerapatannya tinggi. Gas-gas antar bintang ini terbentang dalam ruang sebesar beberapa parsec dan massanya bisa ribuan kali massa matahari. Karena gas-gas ini kerapatannya tinggi dan bermassa besar, gravitasi mendominasi dinamika internal awan-awan gas sehingga awan dapat runtuh ke arah pusat dan memulai proses pembentukan bintang. Kombinasi antara turbulensi dalam awan dan energi magnetik dalam awan menghambat proses keruntuhan ini dengan cukup efektif, namun di titik-titik paling rapat dalam awan gas tersebut dapat terjadi pelemahan medan magnetik dan jabang bayi bintang (protobintang) dapat terbentuk.
Namun jabang bayi bintang-bintang ini diamati tidak terbentuk sendirian, namun terbentuk bersama-sama jabang-jabang bintang lainnya. Jadi sebuah awan gas raksasa ini dapat membentuk banyak jabang-jabang bintang yang akhirnya saling terikat secara gravitasional membentuk gugus bintang. Bila gugus bintang sudah terbentuk, angin bintang yang mereka hembuskan akan meniup sisa-sisa gas antar bintang yang masih ada. Gugus Pleiades adalah salah satu gugus bintang-bintang muda yang masih menyisakan awan antar bintang yang membentuk gugus tersebut.
Bila gugus bintang ini masih dalam proses pembentukan, maka protogugus ini masih dilingkupi oleh awan antar bintang sehingga jabang-jabang bintang di dalam awan tidak akan terlihat bila kita melihatnya pada panjang gelombang visual (0.45 mikron). Namun pengamatan pada panjang gelombang inframerah (2 mikron) dapat menembus awan antar bintang yang menghalangi pandangan kita dan menyingkap apa yang terjadi di dalam awan antar bintang tersebut.
Gugus bintang memiliki peran penting dalam usaha kita memahami alam semesta. Karena gugus mengandung sejumlah besar bintang dalam ruang yang relatif kecil maka mereka memiliki cuplikan bintang yang jumlahnya signifikan secara statistik dengan rentang massa yang lebar. Bintang-bintang dalam gugus juga terbentuk bersamaan sehingga memiliki usia dan jenis awan molekul pembentuk yang sama. Dengan menempatkan bintang-bintang anggota gugus dalam diagram dua-warna maka kita dapat melakukan pengujian terhadap teori evolusi bintang. Terlebih lagi, gugus bintang dalam awan molekul adalah objek-objek muda yang masih membawa jejak proses pembentukan bintang yang melahirkan mereka. Oleh karena itu sangatlah penting untuk mempelajari gugus-gugus muda ini sebagai usaha kita mempelajari proses pembentukan bintang.
Identifikasi Gugus
Karena gugus muda ini tersembunyi dalam awan gas, maka dibutuhkan pengamatan yang bisa menembus awan-awan gas tersebut. Contoh adalah gugus L1630 yang ditampilkan dalam gambar di atas. Gambar ini adalah kontur dari kerapatan bintang yang terdeteksi, dan sebagaimana kita lihat terdapat daerah-daerah yang lebih rapat dari daerah di sekitarnya. Daerah ini ditandai oleh arsir warna kelabu yang menandai daerah dengan kerapatan lebih dari 10 kali kerapatan daerah di sekitarnya. Mengenali keberadaan gugus dalam awan molekul bergantung pada banyaknya anggota gugus (gugus yang kaya akan anggota lebih mudah terlihat karena kerapatannya akan jauh lebih tinggi dari daerah sekitarnya), ukuran spasialnya (gugus yang rentang wilayahnya besar akan sulit dikenali karena akan nampak membaur dengan daerah sekitarnya), dan lokasinya di bidang galaksi (di bidang Galaksi kita banyak terdapat sumber-sumber inframerah yang dapat mengaburkan keberadaan gugus).
Begitu kita dapat mengetahui keberadaan gugus, masalah selanjutnya adalah mengidentifikasi anggota-anggota gugus tersebut. Identifikasi keanggotaan ini lebih sulit daripada mengenali keberadaan gugus. Pada umumnya kita gunakan cacah bintang, namun dalam kebanyakan kasus hal ini sulit dilakukan, sehingga kita memerlukan data yang independen untuk mengetahui apakah suatu bintang merupakan anggota gugus atau bukan. Data gerak diri bintang akan sangat berguna dalam kasus ini, karena bintang-bintang anggota gugus pada umumnya memiliki arah gerak yang mengarah pada satu titik (disebut titik apeks).
Sifat-Sifat Dasar

Begitu kita dapat mengetahui keberadaan sebuah gugus dan anggota-anggotanya, maka sifat-sifat dasar gugus tersebut dapat ditentukan. Tabel di atas menampilkan sifat-sifat beberapa gugus: Jumlah anggotanya, jari-jari bentangan gugus tersebut, dan kerapatan gugus tersebut. Dua kolom terakhir di sebelah kanan menampilkan jumlah bintang dan kerapatan bintang pada daerah dengan jari-jari 0.1 parsec di pusat gugus. Pada baris terakhir diberikan juga data untuk gugus terbuka yang usianya lebih tua, yaitu gugus Taurus.
Struktur Gugus: Konsentris vs Hierarkhis
Struktur sebuah gugus dalam awan molekul sangat menarik untuk diteliti karena besar kemungkinan mencerminkan proses fisis yang membentuk struktur tersebut. Struktur gugus-gugus termuda khususnya mencerminkan struktur awan molekul yang membentuk gugus tersebut. Dua jenis dasar struktur yang terlihat adalah: 1. Gugus hierarkhis menampilkan kerapatan permukaan yang terkonsentrasi pada beberapa titik, sementara 2. Gugus konsentris memiliki distribusi permukaan yang terpusat pada satu titik dan menampilkan profil radial yang dapat didekati dengan hukum pangkat (power law) atau distribusi King, f(r) = f_o[1 + (r/r_c)^2]^{-1}.
Contoh dari gugus dengan stuktur hierarkhis adalah NGC 2264 yang ditampilkan pada gambar di samping. Gugus ini dapat nampak sebagai dua buah gugus ganda atau bahkan gugus kuadrupel dan mengandung paling tidak dua tingkat hierarkhi. Adanya stuktur hierarkhis seperti demikian memberikan jejak tentang sifat awan gas dan debu antarbintang yang penuh dengan turbulensi.
Gugus-gugus lainnya, seperti gugus bintang dalam Nebula Orion-Trapezium memiliki konsentrasi pusat yang kuat dan profil radial yang dapat dihampiri dengan hukum pangkat. Konsentrasi seperti ini menunjukkan dominasi gravitasi atas turbulensi dalam proses pembentukan sistem ini. Kita belum mengetahui apakah struktur ini adalah sebuah sifat primordial dari sebuah gugus atau merupakan hasil sebuah evolusi dari struktur yang lebih hierarkhis.
Fungsi Massa Gugus
Charles Lada dan Elizabeth Lada (2003), dua orang astronom yang bekerja dalam penelitian gugus muda, mengkompilasi katalog gugus-gugus muda dalam awan molekul. Dalam katalog ini terkumpul 76 buah gugus muda yang terletak dalam jarak ~2 kpc dari matahari kita. Fungsi massa untuk seluruh gugus ini dihitung dengan mengasumsikan Initial Mass Function (IMF) yang sama untuk tiap gugus. Massa gugus yang dihitung berkisar antara 20 hingga 1100 kali massa matahari. Distribusi massa dari keseluruhan gugus ditampilkan dalam grafik di samping. Fungsi distribusi massa menampilkan dua ciri yang khas: Pertama, fungsi tersebut relatif datar dalam rentang massa antara 50 hingga 1000 kali massa matahari. Artinya, gugus dengan massa 1000 kali massa matahari, meskipun jarang, memberikan kontribusi yang cukup signifikan terhadap massa total bintang-bintang dalam lingkup 2 kpc. Kontribusi ini kurang lebih seimbang dengan kontribusi oleh gugus-gugus lain dengan massa yang jauh lebih kecil (antara 5 – 100 kali massa matahari) namun jumlahnya lebih banyak. Ciri kedua adalah sedikitnya jumlah gugus dengan massa terkecil (~20 – 50 kali massa matahari). Ini mungkin disebabkan oleh ketidaklengkapan dalam cuplikan jumlah gugus bermassa kecil (bintang bermassa kecil umumnya sangat redup sehingga amat sulit dideteksi), namun koreksi dari pemodelan juga menunjukkan bahwa gugus bermassa kecil memang jarang ditemukan. Ini menunjukkan bahwa memang ada massa karakteristik (kira-kira 50 kali massa matahari) yang menjadi batas minimum dari massa gugus yang terbentuk.
Tingkat kelahiran gugus
Katalog gugus bintang dalam awan molekul dapat digunakan untuk menentukan usia masing-masing gugus dan menentukan tingkat kelahiran (birthrate) sebuah gugus. Untuk 53 buah gugus dalam jarak 2 kpc dari matahari, diperkirakan bahwa laju pembentukan gugus berkisar antara 2 hingga 4 gugus setiap satu juta tahun dalam area permukaan seluas 1 kpc persegi (2 – 4 Myrs^{-1} kpc^{-2}), bila kita mengasumsikan usia rata-rata gugus masing-masing adalah 2 dan 1 juta tahun.
Bila kita gabungkan katalog gugus muda Charles dan Elizabeth Lada dengan katalog gugus terbuka, kita dapat memeriksa distribusi umur seluruh gugus baik gugus terbuka maupun gugus dalam awan molekul. Hasil penyusunan distribusi umur ini ditampilkan pada gambar di samping. Gugus dalam awan molekul berusia paling muda dan berada di bin usia terendah, selebihnya adalah gugus terbuka. Pada gambar ini juga ditampilkan prediksi distribusi usia gugus bila kita mengasumsikan tingkat kelahiran yang konstan (garis putus-putus).
Bila kita membandingkan antara distribusi usia gugus yang diprediksikan oleh tingkat kelahiran konstan, dengan distribusi usia gugus yang diamati, kita lihat bahwa ada rentang yang semakin besar pada usia gugus yang semakin tua. Ini menunjukkan bahwa tidak semua gugus muda akan tetap terikat secara gravitasi dan bertahan menjadi gugus terbuka. Grafik ini menunjukkan adanya tingkat kematian gugus yang tinggi. Kurang dari ~4% dari seluruh gugus yang terbentuk dalam awan molekul dapat bertahan hingga 100 juta tahun, dan kurang dari 10% bertahan hingga 10 juta tahun. Sebagian besar gugus muda akan menguap dan bergabung dengan bintang-bintang medan di Galaksi kita dalam waktu kurang 10 juta tahun. Gugus terbuka yang berusia lebih dari 100 juta tahun sangat jarang. Fakta ini pertama kali ditekankan oleh Jan Hendrik Oort (1957) dan penjelasannya diberikan oleh Lyman Spitzer, Jr. (1958): perjumpaan sebuah gugus dengan awan antar bintang dapat menghamburkan gugus tersebut, dan bila perjumpaan ini terjadi beberapa kali maka gugus tersebut dapat hilang sama sekali dan bintang-bintang anggota gugus akan menyatu dengan bintang-bintang lainnya di piringan Galaksi kita. Dalam konteks ini, kita dapat menyatakan bahwa tingkat kematian gugus muda dan harapan hidup sebuah gugus bergantung pada jaraknya terhadap pusat Galaksi. Ini karena gaya pasang Galaksi dan jumlah awan antar bintang di Galaksi kita meningkat dengan semakin dekatnya jarak pusat Galaksi, sehingga perjumpaan gugus dengan awan antar bintang akan semakin sering dan disruptif. Sydney van den Bergh dan Robert McClure (1980) menunjukkan bahwa gugus-gugus terbuka yang tertua sangat terkonsentrasi di bagian terluar Galaksi kita. Fakta ini mereka jelaskan melalui frekuensi perjumpaan gugus dengan awan molekul.
Fungsi Luminositas
Teori evolusi bintang menyatakan bahwa–begitu terbentuk–nasib sebuah bintang ditentukan dari massa bintang tersebut pada saat lahir (zero age main sequence atau ZAMS). Oleh karena itu sangat penting untuk mengetahui distribusi massa bintang pada saat lahir (IMF atau initial mass function) dan bagaimana variasi IMF terhadap ruang dan waktu. Dengan mengetahui IMF kita dapat mengetahui dinamika dan evolusi sistem bintang seperti gugus atau bahkan galaksi. IMF juga penting untuk mengetahui proses pembentukan bintang karena proses ini yang mengatur perubahan materi antar bintang menjadi bintang. Masalahnya evolusi bintang tidak mampu memprediksikan bentuk IMF, kita hanya dapat memperolehnya melalui pengamatan. Namun hal ini tidaklah mudah karena massa sebuah bintang bukanlah kuantitas yang dapat langsung teramati. Pada umumnya kita mengamati terlebih dahulu luminositas bintang dan selanjutnya melakukan transformasi luminositas ke dalam massa bintang. Lagi-lagi hal ini membutuhkan pengetahuan mengenai evolusi bintang. Beberapa teknik telah digunakan untuk menentukan IMF dari gugus terbuka maupun bintang medan di piringan Galaksi kita.
Penggunaan gugus dalam awan molekul mempermudah penentuan IMF karena usianya yang terlalu muda membuat mereka belum kehilangan anggota-anggotanya akibat evolusi bintang atau evaporasi. Massa yang dihitung dari bintang-bintang anggota gugus ini dengan demikian adalah pendekatan terhadap IMF yang sebenarnya. Gugus ini juga dapat digunakan untuk mengetahui IMF bintang-bintang bermassa rendah karena dalam gugus muda ini bintang-bintang itu sebagian besar belum memasuki deret utama. Dengan kata lain, bintang-bintang bermassa rendah ini kecerlangannya tinggi sehingga mudah ditemukan. Masalah dalam mendapatkan IMF dari gugus dalam awan molekul adalah 1) gugus ini tersembunyi dalam awan molekul dan tak dapat diamati pada panjang gelombang optik dan 2) bintang-bintang anggota gugus dalam awan molekul sebagian besar adalah bintang-bintang pra deret utama. Akibatnya perlu ada koreksi terhadap faktor ini dan ini membutuhkan pemodelan yang tak mudah. Hal terakhir yang harus diwaspadai adalah: dalam beberapa gugus, proses pembentukan bintang masih berlangsung sehingga IMF yang kita peroleh bukanlah IMF yang final. Kita harus hati-hati dalam menginterpretasikan fungsi massa dalam kondisi seperti ini.
Gugus Trapesium di Orion adalah gugus muda yang paling sering dipelajari. Pertama kali diidentifikasi oleh Robert Trumpler (1931) dan juga oleh Walter Baade dan Rudolph Minkowski (1937). Usia gugus ini adalah satu juta tahun (Hillenbrand, 1997) dan beranggotakan kira-kira 700 bintang (Hillenbrand dan Carpenter, 2000).
Salah satu hasil perhitungan fungsi luminositas ditampilkan dalam gambar di samping atas (Muench et al. 2002) sementara fungsi massa yang dihasilkan ditampilkan dalam gambar di samping bawah.
Karakteristik utama dari IMF gugus ini adalah 1) peningkatan pesat jumlah bintang dengan massa dari ~10 kali massa matahari (bintang-bintang tipe OB) hingga 0.6 kali massa matahari, yang tunduk mengikuti hukum pangkat, 2) pelandaian kurva dan peningkatan perlahan hingga massa ~0.1 kali massa matahari (ini berada di sekitar limit pembakaran Hidrogen atau Hydrogen Burning Limit), 3) turunnya jumlah bintang hingga daerah subbintang atau bintang katai coklat, dan 4) puncak kedua di daerah sekitar 0.015 kali massa matahari (kira-kira 15 kali massa Jupiter) dan penurunan drastis pada massa yang lebih rendah di luar batas pembakaran deuterium (~10 kali massa Jupiter).
Karakteristik paling signifikan dalam IMF ini adalah puncak lebar yang kurang lebih datar dan berkisar antara 0.1 hingga 0.6 kali massa matahari. Ini merupakan puncak distribusi massa awal dan menunjukkan bahwa ada massa karakteristik yang dihasilkan oleh proses pembentukan bintang dalam awan Orion. Akibatnya, sebagian besar massa bintang yang dihasilkan berkisar antara 0.1 hingga 0.6 kali massa matahari. Proses ini menghasilkan bintang bermassa kecil dan besar yang relatif sedikit.

Puncak kedua pada massa 0.015 kali massa matahari juga menarik untuk diteliti lebih lanjut. Puncak kedua ini mengimplikasikan adanya mekanisme sekunder yang menghasilkan bintang-bintang pada daerah massa ini, yaitu bintang katai coklat. Walaupun demikian kita harus berhati-hati dalam menginterpretasikan puncak pada daerah ini karena akurasinya bergantung pada hubungan massa-luminositas yang digunakan dalam pemodelan. Gambar di samping menampilkan perbandingan antara berbagai IMF yang dihasilkan dari data pengamatan yang berbeda-beda dan saling independen. Untuk massa yang lebih besar dari 0.0015 kali massa matahari, konsistensinya cukup mengagumkan, namun pada daerah puncak kedua, konsistensinya tidak terlalu baik. Ketidakkonsistenan ini mencerminkan ketidakpastian dalam pemodelan bintang-bintang bermassa rendah. Pada segala kasus, bagaimanapun, ada kesepakatan bahwa IMF menurun tajam pada hingga menuju massa di bawah batas pembakaran hidrogen. Namun, kuantisasi tentang berapa curamnya penurunan itu dan berapa tingginya puncak kedua ini masih belum dipastikan.
Evolusi Dinamik dan Tingkat Kematian Gugus
Asal-usul gugus dalam awan molekul masih menjadi misteri, namun apa yang terjadi sesudah terbentuknya gugus sudah diteliti cukup mendalam baik secara analitis maupun numerik. Gugus terbentuk di dalam inti awan masif yang berkerapatan tinggi. Proses pembentukan bintang pada dasarnya adalah proses yang menghancurkan awan molekul tersebut karena bahan baku pembentukan bintang adalah awan molekul itu sendiri. Oleh karena itu, sebuah bintang yang baru terbentuk akan mengubah kondisi lingkungan gas-gas di sekitarnya. Kelahiran bintang bermassa besar dapat menghancurkan awan-awan molekul itu seluruhnya.

Proses pembentukan bintang adalah proses yang tidak efisien. Tidak seluruh awan antar bintang akan membentuk bintang. Sebagian besar dihembuskan menjauhi bintang-bintang yang terbentuk karena tertiup oleh angin bintang muda yang baru terbentuk, atau oleh bipolar outflow yang menghembuskan banyak materi. Selain menjadi bahan baku dalam pembentukan bintang, materi antar bintang juga menjadi “lem” yang mengikat bintang-bintang anggota gugus dalam awan molekul, sehingga hilangnya awan antar bintang ini berpotensi mengganggu ikatan gravitasi bintang-bintang anggota gugus dan melepas bintang-bintang ini satu per satu ke medan di sekitarnya. Dengan demikian, evolusi gugus dalam awan molekul juga bergantung pada evolusi awan molekul yang melingkupinya.
Bila awan antar bintang yang melingkupi gugus ini terganggu dan berubah sangat cepat dalam skala waktu yang lebih singkat daripada skala dinamika gugus di dalamnya, maka respon dinamik gugus tersebut bergantung pada efisiensi pembentukan bintang pada saat hilangnya gas. Dalam kasus pembuangan gas yang sangat pesat, sebuah gugus akan tetap bertahan menjadi gugus hanya jika efisiensi pembentukan bintangnya lebih besar dari 50%. Karena proses pembentukan bintang dalam gugus muda ini sangatlah rendah, maka sebagian besar gugus dalam awan molekul tidak muncul sebagai gugus pada saat awan molekul pembentuknya tertiup seluruhnya. Gugus muda tersebut muncul sebagai sistem tak terikat. Sehingga, meskipun sebagian besar bintang di galaksi terbentuk dalam gugus bintang, namun dengan cepat gugus berevolusi menjadi asosiasi yang tak terikat alih-alih sebagai gugus terbuka yang terikat secara gravitasi.