Oleh Amien Nugroho
BAGAIMANA lubang hitam yang eksotis terbentuk? Dalam teori evolusi bintang dapat diketahui, waktu yang diperlukan kabut antarbintang yang mengelompok dan mengerut serta didominasi hidrogen hingga menjadi “bintang baru” yang disebut bintang deret utama, bergantung pada massa calon bintang itu. Massa makin besar kian singkat pula waktu untuk menjadi bintang deret utama. Energi yang dimiliki protobintang itu semata-mata dari pengerutan gravitasi. Karena pengerutan gravitasi itulah temperatur di pusat bintang meninggi.
Reaksi Fusi Nuklir
Dari mana bintang mendapat energi untuk menghasilkan kalor dan radiasi kali pertama dikedepankan astronom Inggris, Sir Arthur Stanley Eddington. Eddington pernah memimpin ekspedisi gerhana matahari total ke Pulau Principe di lepas pantai Afrika, 29 Mei 1919, untuk membuktikan salah satu ramalan Teori Relativitas Umum tentang pembelokan cahaya bintang di dekat matahari. Namun Hans Bethe-lah yang tahun 1938 mampu menjelaskan reaksi fusi nuklir (penggabungan dua inti atom ringan untuk membentuk inti atom lebih berat) di pusat bintang, yang dapat menghasilkan energi cukup besar. Pada temperatur puluhan juta Kelvin, inti hidrogen (materi pembentuk bintang) bereaksi membentuk inti helium. Energi yang dibangkitkan fusi nuklir itu membuat tekanan radiasi di dalam bintang mampu menahan pengerutan. Bintang pun berada dalam kesetimbangan hidrostatik dan akan bersinar terang dalam waktu jutaan, bahkan miliaran, tahun ke depan bergantung pada massa awal yang dimiliki.
Makin besar massa awal bintang kian cepat laju pembangkitan energinya dan kian singkat pula waktu untuk menghabiskan bahan bakar nuklirnya. Ketika bahan bakar habis, tak ada lagi yang mampu mengimbangi gravitasi, sehingga bintang pun runtuh kembali. Diameter bintang makin lama kian kecil dan atom-atom kian berdempetan dengan inti. Jika massa bintang yang mengerut lebih kecil dari 1,44 kali massa matahari dan tekanan elektron terdegenerasi cukup besar dan mampu melawan pengerutan, bintang semacam itu dinamakan bintang kerdil putih karena berukuran kira-kira sebesar bumi tetapi mengandung materi sebanyak matahari. Bintang kerdil putih masih bisa diamati secara optik.
Tahap selanjutnya, tekanan elektron terdegenerasi akan mengerem pengerutan bintang lebih lanjut sehingga bintang kembali dalam keadaan setimbang. Karena tak ada sumber energi di pusat bintang, bintang kerdil putih mendingin dan berubah jadi bintang kerdil gelap yang tak mampu lagi memancarkan radiasi.
Jika massa bintang yang mengerut lebih besar dari 1,44 kali massa matahari dan tekanan elektronnya tak cukup kuat dibandingkan dengan kecenderungan mengerut, pengerutan berjalan terus sampai elektron-elektron bertumbukan dahsyat sehingga menghasilkan neutron yang bermuatan netral. Pada kasus itu, jika gaya nuklir antarpartikel (netron dan neutron lain) cukup besar untuk menahan pengerutan, akhirnya bintang itu dipenuhi neutron dan menjadi stabil. Bintang semacam itu dinamakan bintang neutron yang berdiameter antara 10 dan 15 km.
Pulsar
Volume bintang neutron itu jauh lebih kecil dari bintang kerdil dengan massa melebihi massa bintang kerdil yang menyebabkan massa jenis bintang itu menjadi sangat besar. Berat satu sendok makan materi dari bintang neutron itu bermiliar-miliar ton. Dengan penemuan sumber pancaran gelombang radio yang berdenyut atau berkedip-kedip dengan cepat yang dikenal dengan nama “pulsar” (pulsating radio source) oleh Prof Anthony Hewish dan mahasiswi doktoralnya, Jocelyn Bell, tahun 1967, bisa dikatakan saat itulah kita menyaksikan bintang neutron untuk kali pertama. Sebab, pulsar sesungguhnya sebuah bintang neutron yang berotasi dengan sangat cepat. Bintang neutron itu sangat kompak dan mampat dengan sebagian besar materinya tersusun oleh neutron.
Jika massa bintang yang mengerut itu lebih dari 3,2 kali massa matahari dan tak ada gaya yang dapat menahan pengerutan, baik tekanan elektron maupun gaya nuklir antarneutron neutron, bintang itu akan terus mengerut tanpa penghalang lagi. Jadi gaya gravitasinya bertambah besar. Gaya gravitasi yang biasanya bukan gaya yang serius dibandingkan gaya lain dalam dimensi empat (ruang-waktu), pada proses pengerutan itu berperanan sangat penting yang harus diperhitungkan.
Jika pengerutan tak dapat dihindarkan lagi berkelanjutan sampai volume bintang mendekati nol dan medan gravitasi bertambah terus mendekati “tak hingga”, penyimpangan terhadap konsep dimensi empat menjadi sangat besar, hingga akhirnya mencapai maksimum bila volume sama dengan nol atau dengan kata lain, bintang itu “menghilang” dari ruang angkasa karena keluar dari dimensi ruang-waktu, masuk ke dimensi lain secara gaib. Bintang-bintang yang mengerut atau mengalami keruntuhan gravitasi semacam itu akan membentuk lubang hitam.
Diameter lubang hitam rata-rata 10 km, tetapi mengandung materi sebanyak di matahari. Selain itu, karena bermedan gravitasi sangat kuat, semua materi (termasuk cahaya) tak bisa lepas dari permukaannya. Akibatnya, cahaya yang dipancarkan lubang hitam tak pernah sampai ke bumi.
Semua materi dan cahaya yang lewat di sekitar radius daerah bahaya singularitas Schwarzschild itu juga tersedot dan ditelannya.
Namun 22 Juli 2004, fisikawan terkemuka Stephen Hawking secara mengejutkan membantah teorinya sendiri, yaitu apa pun yang memasuki radius bahaya lubang hitam akan tersedot dan ditelannya. Berdasar teori barunya, sesuatu yang memasuki lubang hitam tidak sirna sepenuhnya tanpa bekas, tetapi masih ada “informasi” yang bisa lepas. Bila teori itu benar, ada kemungkinan suatu saat kelak kita bisa memotret rupa lubang hitam.