Radio Aktivitas dan Reaksi Inti
CHATIEF KUNJAYA KK ASTRONOMI, ITB
TPOA, Kunjaya 2014
Reaksi Inti di Dalam Bintang Matahari dan bintang-bintang umumnya
membangkitkan energi sendiri dengan reaksi inti Hidrogen menjadi Helium. Reaksi ini meupakan reaksi inti ringan menjadi inti yang lebih berat, sehingga tergolong reaksi fusi Selain reaksi fusi, ada juga reaksi fisi yang memecah inti berat menjadi inti yang lebih ringan. Salah satu reaksi fisi di alam semesta adalah terurainya besi menjadi helium saat ledakan supernova. TPOA, Kunjaya 2014
Reaksi Inti di Bumi Contoh reaksi fusi di Bumi yang pernah dibuat
manusia adalah Bom Hidrogen Contoh reaksi fisi yang pernah dibuat manusia adalah ledakan bom atom di Hiroshima dan Nagasaki di penghujung perang dunia kedua Reaksi fusi sudah dimanfaatkan manusia untuk tujuan damai yaitu pada pembangkit listrik tenaga nuklir (PLTN)
TPOA, Kunjaya 2014
Rangkaian reaksi Hidrogen Reaksi penggabungan H menjadi He merupakan
rangkaian reaksi yang cukup kompleks dan membutuhkan temperatur yang sangat tinggi, diatas 10 juta K. Hal ini disebabkan dua inti H yang bermuatan positif akan saling tolak karena gaya elektrostatik, sehingga dibutuhkan kecepatan yang sangat tinggi untuk membuat kedua inti cukup dekat sehingga dapat diikat oleh gaya kuat inti (strong force) Gaya kuat inti bekerja pada jarak 10-15 m TPOA, Kunjaya 2014
Tahapan Reaksi Inti H Menjadi He 1 + H1→ D2 + e+ + ν H 1 1 1 1D
2
+ 1H1 → 2He3 + γ
3 + He3 → He4 + 2 H1 He 2 2 2 1
Secara neto reaksinya menjadi :
41H1 → He4 + 2e+ + + γ Reaksi ini disebut reaksi proton-proton yang eksoterm (menghasilkan energi) TPOA, Kunjaya 2014
TPOA, Kunjaya 2014
Energi Reaksi Jika dibandingkan, massa empat proton lebih berat
dari massa satu Helium, Massa 4 proton : 4 × 1,0079 sma = 4,0316 sma Massa 1 inti helium : 4,0026 sma Massa yang hilang 0,029 sma, 0,7% massa 4 proton Massa yang hilang ini berubah menjadi energi sesuai dengan persamaan Einstein:
E mc TPOA, Kunjaya 2014
2
Energi Radiasi Matahari Energi dari massa yang hilang inilah yang merambat
keluar dari dalam bintang dan Matahari dan dipancarkan dari permukaannya secara radiasi Pancaran radiasi Matahari yang stabil selama berjutajuta tahun menunjukkan bahwa laju pembangkitan energi di pusatnya konstan dan sama dengan laju pemancaran dari permukaannya. Dengan demikian dapat diperkirakan bahwa laju reaksi inti di pusat Matahari juga konstan. Helium akan terakumulasi di pusat Matahari semakin banyak seiring dengan semakin tuanya Matahari TPOA, Kunjaya 2014
Reaksi inti siklus CNO Reaksi H menjadi He dapat dipercepat oleh unsur-
unsur karbon, nitrogen dan oksigen bila unsur-unsur itu ada di dalam bintang. CNO berfungsi sebagai katalis Dibutuhkan temperatur yang lebih tinggi dibandingkan dengan siklus proton-proton Bintang-bintang generasi pertama yang bahan bakunya tidak mengandung unsur berat, evolusinya lebih lambat dibandingkan dengan generasi berikutnya yang lingkungannya sudah mengandung unsur berat TPOA, Kunjaya 2014
Siklus CNO 12 + H1 → N13 + γ C 6 1 7 13 → C13 + e+ + ν N 7 6 13 + H1 → N14 + γ C 6 1 7 14 + H1 → O15 + γ N 7 1 8 15 15 + 8O → 7N + e + γ 15 1 12 4 7N + 1H → 6C + 2He
Netto : 41H1 → He4 + 2e+ + + γ Sama dengan siklus PP, tapi lebih cepat TPOA, Kunjaya 2014
Reaksi Triple Alpha Pada bintang yang bermassa besar, temperatur di
intinya bisa mencapai ratusan derajat Temperatur dan tekanan yang sangat tinggi itu menyebabkan He bisa bereaksi menjadi karbon 2He
+ 2He4 → 4Be8 8 + He4 → C12 + γ Be 4 2 6 4
Pada temperatur yang lebih tinggi lagi bisa terbentuk
oksigen: 12 6C
TPOA, Kunjaya 2014
+ 2He4 → 8O16 + γ
Pembentukan Unsur Lebih Berat Pada bintang yang bermassa sangat besar, dapat
dibentuk unsur-unsur yang lebih berat lagi. Mengingat bahwa pada awal alam semesta, atom yang pertama terbentuk adalah H, dan unsur-unsur yang lebih berat dibuat di inti bintang, dapat disimpulkan bahwa atom-atom C, N, O dan unsur berat lain yang ada di dalam tubuh kita zaman dahulu pernah berada di dalam inti bintang.
TPOA, Kunjaya 2014
Kehilangan Massa Matahari Radiasi Matahari relatif stabil selama berjuta tahun,
oleh karena itu, hukum kekekalan energi mengharuskan laju penciptaan energi di pusat Matahari harus sama dengan luminositas total. Hal itu membuat kita dapat menghitung kehilangan massa Matahari, jika bisa mengukur kuat cahaya Matahari di Bumi, bahkan dapat digunakan juga untuk menghitung kala hidup Matahari. Fluks energi Matahari di sekitar Bumi menurut pengukuran para ahli adalah f ≈ 1380 joule/(m2dt) TPOA, Kunjaya 2014
Kehilangan Massa Matahari Luminositas Matahari dapat dihitung dari:
L 4d f 2
Dengan d adalah jarak rata-rata Bumi-Matahari ≈ 150
juta km Luminositas ini sama dengan laju penciptaan energi di pusat Matahari Maka laju kehilangan massa Matahari dapat dihitung dari rumus kesetaraan massa – energi Einstein:
E mc TPOA, Kunjaya 2014
2
Kala Hidup Matahari Dari jumlah massa yang hilang dapat diketahui
jumlah Hidrogen yang berubah menjadi Helium. Akhir riwayat Matahari adalah apabila 10% H sudah berubah menjadi He. Kala hidup Matahari dapat dihitung dari waktu yang dibutuhkan untuk mengubah 10% massa Matahari menjadi Helium
TPOA, Kunjaya 2014
Contoh Soal Dari pengukuran fluks energi Matahari di Bumi, dan rumus kesetaraan massa - energi Einsten dan perkiraan bahwa Matahari berada di akhir riwayat hidupnya ketika massa helium yang terkumpul di pusatnya 10% dari massa matahari, para astronom dapat memperkirakan kala hidup matahari. Berapakah usia matahari ketika riwayatnya berakhir, dihitung sejak kelahirannya?
TPOA, Kunjaya 2014
Jawab Fluks energi radiasi matahari di sekitar Bumi f = 1380 joule/(m2dt), maka luminositas Matahari : Lʘ = 4πd2f=3,9×1026 joule/detik Energi ini berasal massa yang hilang dari reaksi fusi, jadi massa yang hilang dapat dihitung dengan menggunakan persamaan Einstein : E=mc2 diperoleh massa yang hilang tiap detik 4,3 juta ton atau 1,37 × 1017 kg/tahun. Massa matahari Mʘ = 1,99 × 1030 kg. Sepuluh persen dari Massa ini 1,99 × 1029 kg. TPOA, Kunjaya 2014
Jawab Prosentase massa yang hilang dari reaksi hidrogen menjadi helium adalah 0,7%, maka banyaknya massa yang berubah menjadi energi selama hidup Matahari adalah : 0,7% × 1,99 × 1029 kg = 1,39 × 1027 kg
Massa sejumlah itu dihabiskan dalam waktu :
1,39 10 kg 10 1,01 10 tahun 17 1,37 10 kg/tahun 27
Atau 10 milyar tahun TPOA, Kunjaya 2014
Sinar Kosmik Sinar Kosmik adalah artikel subatomik yang datang
dari angkasa Ditemukan mula2 dari berkas cahaya pada film meskipun shutter kamera dalam keadaan tertutup, maka dipastikan bukan gelombang cahaya Semakin tinggi tempat semakin sering terjadi insiden sinar kosmik Sinar kosmik merupakan partikel bermuatan yang terbentuk di atmosfir atas sebagai akibat tumbukan partikel dari luar Tata Surya dengan partikel atmosfer TPOA, Kunjaya 2014
Sinar Kosmik Partikel subatomik sinar kosmik itu berumur pendek
yang sifat2nya berbeda dari partikel2 dasar yang dikenal Maka orang menduga bahwa partikel sinar kosmik adalah pecahan dari inti atom. Kedatangan sinar kosmik yang tak menentu menyulitkan penelitiannya Kemudian ahli fisika mencoba membuat sinar kosmik buatan dengan cara mempercepat gerak proton lalu menumbukkan dengan proton lain, lalu mendeteksi pecahannya. TPOA, Kunjaya 2014
TPOA, Kunjaya 2014
TPOA, Kunjaya 2014
TPOA, Kunjaya 2014
