ASAL-MULA UNSUR KIMIA

ASAL-MULA UNSUR KIMIA

Setiap orang terpesona oleh langit malam. Kita semua pernah menanyakan kepada diri sendiri pertanyaan seperti “Bagaimana alam semesta menjadi ada? Apa yang akan terjadi padanya beberapa masa mendatang? Bagaimana bintang seperti matahari muncul? Bagaimana mereka hidup dan mereka akan mati?” Guru sains dihadapkan pada sejumlah pertanyaan ini dan lainnya tentang alam semesta kita oleh mereka dengan pikiran bersemangat dan bertanya-tanya. Pertanyaan seperti ini pantas dijawab! Dan apa asal-mula unsur kimia di Bumi? Dari mana asalnya oksigen yang kita hirup dan kalsium di dalam tulang kita? Mengapa emas merupakan unsur yang sangat langka, sedangkan besi bisa ditambang dalam jumlah besar?

DISTRIBUSI KELIMPAHAN UNSUR

 Lalu, seperti apakah distribusi kelimpahan unsur di alam semesta? Kurva kelimpahan yang sekarang ini adalah produk sejarah dan dibentuk oleh peristiwa kosmik. Dari kurva ini kita bisa belajar banyak tentang “ledakan dahysat (big bang), evolusi bintang-bintang, dan proses nuklir yang memproduksi distribusi kelimpahan di dalam tata surya, dan secara penyimpulan dibagian lain alam semesta. Barulah sampai tahun 1925 para astronom menyadari bahwa sekitar 99 persen dari alam semesta terdiri dari H dan He, dengan H sepuluh kali lipat lebih banyak daripada He. Namun, kurva kelimpahan tata surya pertama yang handal baru diproduksi tahun 1956 (Suess dan Urey 1956). Sampai dengan sekitar lima puluh tahun yang lalu, banyak ilmuwan percaya bahwa semua unsur tercipta pada awal alam semesta di mana masa bersuhu-tinggi dan berkepadatan-tinggi yang kita sebut big bang, di mana campuran awal partikel dasariah menyebabkan sintesis H yang menjadi sumber terbentuknya semua unsur lain oleh penangkapan neutron secara berurutan. Hanya saja tidak ada nuklida massa 8 atau massa 5 di alam, sehingga sulit untuk melihat bagaimana proses penangkapan neutron langkah demi langkah bisa mensintesiskan nuklida manapun dengan bilangan massa A>4. Bukan awal yang menjanjikan kalau kita harus mensintesiskan sembilan puluh dua unsur!

Pada 1957 proses nuklir yang bisa menjelaskan kurva distribusi keIimpahan karya Hans Suess dan Harold Urey diidentifikasi oleh Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler, dan Fred Hoyle (1957). Mereka berpendapat bahwa kedua bilangan dengan muatan terendah Z-H dan He -sebenarnya bersumber dari ledakan dahsyat, beserta sebagian kecil dari Li (Z=3). Namun, kesemua delapan puluh sembilan unsur lain yang ada di alam terus tersintesiskan di bintang-bintang “penciptaan” bukan merupakan peristiwa tunggal yang terjadi 14 x 109 tahun yang lalu pada saat ledakan dahsyat, melainkan merupakan gejala yang berkelanjutan. Makalah rintisan, Burbidge dan rekan-rekannya mengidentifikasi dua aspek pokok unsur nukleosintesis:

  1. Reaksi partikel bermuatan (atau termonuklir) yang berperan mensintesiskan sebagian besar unsur sampai ke kelompok elemen puncak-besi,
  2. Reaksi penangkapan neutron yang mendominasi produksi unsur “berat” di Iuar kelompok puncak-besi (A ≥ 65).

 

DAUR KEHIDUPAN BINTANG

Seperti halnya manusia, bintang mengalami daur kehidupan dalam arti bahwa mereka lahir, mereka hidup, dan mereka mati -dan durasi kehidupan mereka bergantung secara terbalik pada massa mereka. “Kematian” mereka bisa teratur manakala mereka hanya memudar, namun bintang besar bisa mati secara spektakuler dan keras di mana produk nukleosintetik mereka termuntahkan ke ruang angkasa sekitarnya oleh supernova, dan dengan demikian menghasilkan materi yang menjadi awal lahirnya bintang baru. Dengan begitu bintang dilahirkan menurut daur. Bintang kita sendiri, misalnya, hanya berusia 4,5 x 109 tahun, dan itu karena itu belum ada saat ledakan dahsyat. Ia terbentuk sebagai bintang generasi ketiga atau bahkan lebih tinggi dari puing-puing nukleosintetik bintang sekarat lainnya -itulah sebabnya kita mendapati keberadaan sembilan puluh dua unsur di bumi.

Bintang generasi-pertama terbentuk pada awal sejarah semesta dari massa atom H dan sejumlah kecil He dan Li. Massa gas yang berpusing ini berkontraksi (menyusut) di bawah tarikan gravitasi sampai panas yang cukup dihasilkan oleh tumbukan hingga menghasilkan suhu sekitar 106 K ketika fusi termonuklir bisa terjadi. Fusi termonuklir, dalam bentuknya yang paling sederhana, adalah proses dimana empat proton 11H akan dikonversi menjadi nukleus helium 24He oleh reaksi

4 11H à 24He + 2e+ + 2v + Energi

Di dalam astrofisika, kita menyebut reaksi ini sebagai pembakaran hidrogen, selain nukleus (inti) He tunggal, dua positron dan dua neutrino juga diproduksi, disertai pelepasan energi nuklir. Energi yang cukup memadai terlepaskan sehingga memungkinkan massa gas padat menjadi bercahaya -dan dengan demikian lahirlah sebuah bintang!

Ketika “pembakaran” hidrogen berlanjut di sebuah bintang rangkaian utama seperti Matahati kita sendiri, inti He berkembang di pusat bintang sampai kadar H di bagian dalam bintarig terkuras habis. Keseimbangan antara daya gravitasi dan daya luar yang dihasilkan oleh reaksi fusi nuklir ini kemudian terganggu, sehingga inti mengalami kontraksi, yang menyebabkan suhu meninggi, yang pada gilirannya menyebabkan selubung luar hidrogen mengembang. Permukaan yang mengembang itu beradiasi pada suhu yang lebih dingin daripada yang terjadi pada bintang di fase rangkaian utamanya, dan bintang inipun kemudian dikenal sebagai raksasa merah.

Apa yang terjadi selanjutnya? Telah kita catat bahwa tidak ada nuklida (isotop) pada massa 5 dan 8, jadi bagaimana He pada massa 4 mampu menghasilkan C dan O dan unsur-unsur lebih berat yang sangat penting bagi kehidupan? Tentu saja dimungkinkan bagi dua inti atom He untuk berbenturan hingga menghasilkan nukleus Be massa 8, tetapi nukleus ini tidak stabil dan terpecah lagi menjadi dua nuklei He sedemikian rupa sehingga

24He + 24He ß à  48Be

Namun dimungkinkan, dalam kondisi nuklir tertentu, bahwa nukleus He ketiga bisa berinteraksi dengan nukleus Be yang tidak stabil sebelum ia berkesempatan untuk hancur, menghasilkan keadaan goyah 612C. Dengan demikian,

48Be + 24He à 612C

Kejadiannya sebegitu rupa sehingga keadaan goyah 612C ini memiliki kemungkinan kecil untuk bertahan lantaran resonansi antara energi kolektif nuklei He dan kadar energi di dalam nukleus 612C. Rangkaian kondisi yang menakjubkan ini, yang hanya terjadi pada suhu dan kepadatan sebagaimana yang terdapat dalam inti bintang-bintang raksasa merah, ditambah dengan struktur kadar-energi yang unik pada 612C, memungkinkan untuk memperoleh jalan menuju kimia kehidupan. Fred Hoyle mengatakan bahwa nyaris tampaknya seolah-olah hukum-hukum fisika telah sengaja dirancang dengan teliti dalam kaitannya dengan konsekuensi yang mereka hasilkan di dalam bintang-bintang.

Dari situ efek bersih dari “pembakaran” helium adalah berubahnya He menjadi C dan O dan dengan demikian menghindari ketiadaan isotop (nuklida) stabil bermassa 5 dan 8 dengan “melompat katak” di atas mereka. Kurva kelimpahan unsur Suess-Urey menunjukkan bahwa Li, Be, dan Be merupakan unsur rendah-kelimpahan mengingat fakta bahwa mereka tidak dihasilkan di dalam nukleosintesis bintang, melainkan melalui interaksi sinar kosmik dengan gas dan debu antarbintang.

Ketika sebagian besar dari He terkuras habis, inti berkontraksi sekali lagi, menaikkan suhu dari kira-kira 5×108 K menjadi 109 K ketika “pembakaran” karbon dan oksigen bisa terjadi, bersama dengan jaringan penangkapan alfa dan reaksi penangkpan lainnya. Suhu yang tinggi diperlukan untuk mengatasi daya tolakan Coulomb yang terkandung di dalam nuklida yang lebih berat. Reaksi nukleo-sintetis ini terus memproduksi isotop berat sampai puncak besi unsur-unsur tercapai, ketika reaksi termonuklir ini menjadi tidak efektif dalam memproduksi unsur dengan bilangan massa yang lebih besar daripada Fe karena tidak ada lagi energi yang dihasilkan.

SINTESIS UNSUR-UNSUR BERAT

Nukleosintesis pada kebanyakan isotop yang lebih berat daripada unsur kelompok besi diproduksi melalui adaptasi dari teori penangkapan neutron. Bintang generasi-kedua mewarisi sejumlah unsur tertentu hingga mencakup Fe, selain H dan He. Seperti sebelumnya, “pembakaran” hidrogen akan terjadi ketika bintang bergerak naik ke rangkaian utama. Namun, ketika bintang mencapai fase raksasa merah, neutron diproduksi sehingga memungkinkan unsur-unsur yang lebih berat agar sampai ke Bi untuk disintesiskan oleh proses penangkapan neutron lambat. Proses-(s) berlangsung pada skala waktu lambat dan melibatkan sejumlah penangkapan neutron yang masing-masingnya diikuti oleh serangkaian pembusukan beta sampai nuklei yang stabil tercapai. Jalur penangkapan untuk proses-s menempuh “lembah stabilitas beta” hingga ke serangkaian isotop stabil. Proses penangkapan neutron kedua (proses-r) terjadi pada skala waktu cepat dalam beberapa detik lamanya dalam peristiwa ledakan, meliputi supernova. Di tengah banjir bandang neutron, isotop kaya-neutron yang tidak stabil tersintesiskan, yang kemudian mengalami pembusukan beta sampai mereka mencapai stabilitas ketika lonjakan neutron yang intens hilang. Proses-r bisa menghasilkan unsur-unsur selain Bi, termasuk transuranika.

Jalur proses-s melalui isotop Cd, In, Sn, Sb dan Te. Timah sangat menarik karena ia memiliki isotop yang lebih stabil daripada unsur lain, sebuah fakta yang mencerminkan jumlah ajaib protonnya (Z=50). Massa 116-120 berada pada jalur proses-s, tetapi dari ini 116Sn merupakan nuklida yang diproduksi oleh hanya-s, karena ia terlindung dari produksi proses-r oleh isotop stabil 116Cd. Demikian juga 110Cd, 122Te, 123Te, dan 124Te juga merupakan nuklida proses hanya-s. Nuklida proses hanya-s terbentuk dalam fase raksasa merah pada evolusi bintang selama periode waktu hingga 107 tahun dalam durasinya. Produk kelimpahan tata surya, Ns dan penampang penangkapan neutron yang tepat, δRG harus konstan pada serangkaian massa terbatas (Burbidge et al. 1957). Neutron dengan distribusi energi sejalan dengan yang terdapat dalam raksasa merah bisa diproduksi di laboratorium dan dengan demikian sistematika proses-s bisa diuji secara eksperimental. Untuk kasus Te, produk NsδRG dari tiga nuklida proses hanya-s pada dasarnya bersifat konstan, dengan demikian mendemonstrasikan validitas aspek nukleosintesis unsur berat ini.

Pemeriksaan atas wilayah unsur berat pada kurva kelimpahan Tata Surya SUess-Urey mengungkapkan adanya tiga puncak kelimpahan berpunuk-ganda yang berbeda. Ini disebabkan oleh kestabilan ekstra. yang terkait dengan angka neutron “ajaib” N = 50, 82, dan 126. Penyebab ciri puncak berpunuk-ganda ini adalah adanya proses penangkapan dua neutron yang mengikuti jalur yang berbeda di dalam diagram N-Z. Dari situ diperoleh bahwa isotop dengan penampang penangkapan neutron besar pada energi astrofisika, seperti 197Au, yang dikonversi menjadi 198Hg, akan memiliki kelimpahan rendah, sedangkan 82208Pb berkelimpahan jauh lebih tinggi karena ia memiliki dua keajaiban Z=82 dan N=126. Dengan begitu, Au adalah unsur langka di alam karena tungku nuklir tempat ia dihasilkan juga secara efektif mengubahnya menjadi Hg melalui penangkapan neutron.

KESIMPULAN

Asal-mula unsur kimia melibatkan sintesis nuklida oleh proses nuklir dan terkait secara rumit dengan evolusi bintang-bintang dan kemunculan energi. Adalah Rutherford yang menunjukkan bahwa satu unsur bisa diubah menjadi yang lain dengan transmutasi nuklir, dan ini menuntun Arthur Eddington untuk berujar bahwa “apa yang bisa dilakukan di laboratorium Cavendish mungkin tidak terlalu sulit untuk terjadi di Matahari. ”

Alam semesta terdiri atas 92 unsur, 286 isotop stabil, dan sejumlah besar isotop radioaktif. Tiap-tiap isotop memiliki komposisi nuklir uniknya sendiri, tetapi tiap-tiap isotop memiliki unsur pembentuk dasar proton dan neutron yang bisa disusun ulang menjadi beragam inti (nuklei). Pemahaman atas sintesis unsur-unsur tersembunyi di dalam distribusi kelimpahan unsur, dan solusinya merupakan salah satu kegemilangan sains abad keduapuluh satu. Hubungan antara fisika nuklir dan pengamatan astronomi adalah disiplin baru astrofisika nuklir, yang telah memungkinkan kita untuk menghubungkan beraneka proses nukleosintetik dengan evolusi bintang dari gas dan debu antarbintang ke rangkaian utama, raksasa merah, nova, atau tahap supernova, dan ketergantungan fungsional pada jenis dan skala waktu evolusi ini dengan massa bintang.

Penyair Walt Whitman mengungkapkan bidikan yang nyaris jitu ketika ia berkata, “saya yakin bahwa sehelai daun rumput tidaklah kurang dari kegiatan pengembaraan bintang gemintang”.

Verifikasi terperinci atas penangkapan neutron proses-s dengan percobaan berpangkal-Iaboratorium sangatlah mengesankan. Sebuah studi tentang anomali isotopik di radionuklida di berbagai materi meteoritik primitif yang sekarang punah telah memberikan bukti yang meyakinkan bahwa supernova menyuntikkan materi nukleosintetik segar ke dalam wilayah yang darinya nebula surya kita terbentuk dengan begitu memicu kehancurannya dan membentuk matahari kita. Ada wawasan pemikiran filosofis pada apa yang sudah kita pelajari tentang asal-mula unsur kimia. Unsur-unsur yang membentuk tubuh kita sendiri diramu di dalam tungku bintang-bintang, dan membutuhkan waktu miliaran tahun untuk menghasilkannya. Banyak peristiwa kosmik yang terjadi sebelum pembentukan Bumi dan tata surya kita. Bahkan belum berada pada awal mula galaksi kita. Dengan begitu sirnalah sisa-sisa terakhir konsepsi peran geosentris manusia di alam semesta.

-John Robert de Laeter-

Leave a Reply

Close Menu