Asal Usul Terbentuknya

Unsur-Unsur Kimia

Diusulkan Oleh :

Nama: Faizatul Muthiah

NRP : 1413100038

Unsur dan Senyawa Anorganik A

Dosen : Drs. Djoko Hartanto, M.Si.

JURUSAN KIMIA

FAKULTAS MATEMATIKA DAN ILMU PENGETAHUAN ALAM

INSTITUT TEKNOLOGI SEPULUH NOPEMBER

SURABAYA

2015

Asal Usul Terbentuknya Unsur – Unsur Kimia

Telah kita ketahui bahwa terdapat sebuah tabel periodik dengan banyak unsur yang

bisa ditemukan oleh manusia. Asal usul semua unsur di alam terbagi dalam dua tahap : Big

Bang atau nukleosintesis primordial - asal asul dari unsur ringan, dan Stellar nukleosintesis -

asal terbentuknya elemen berat.

Gambar 1. Tabel periodic yang menunjukkan asal usul unsur

Banyaknya elemen dalam Tata Surya sesuai dengan asal-usul unsur dari Big Bang dan

nukleosintesis di sejumlah bintang progenitor supernova. Nukleosintesis big bang merupakan

sebuah proses terbentuknya elemen atau unsur pada fase awal alam semesta (setelah big

bang), yang menciptakan inti-inti atom baru. Fase awal alam semesta yang terbentuk hanya

proton dan neutron, kemudian terbentuklah inti-inti atom sampai berilium. Nukleosintesis Big

Bang dimulai satu menit setalah Big Bang, ketika alam semesta cukup dingin untuk

membentuk proton dan netron. Nukleosintesis ini terdiri dari 2 proses pembentukan yaitu

Nukleosintesis Primordial dan Nukleosintesis Stellar (Bintang). Kenyatannya, hanya unsur

ringan , seperti hidrogen dan helium, yang terbentuk pada saat alam semesta bermula. Kita

bisa menggunakan pengetahuan kita untuk mengetahui bagaimana partikel bereaksi untuk

dapat menghasilkan pembentukan unsur-unsur.

A. Nukleosintesis Big Bang

Nukleosintesis Big Bang terjadi dalam tiga menit pertama dari awal alam semesta

dan menyebabkan terbentuknya banyak kelimpahan 1H ( protium ), 2H (D, deuterium),

3He (helium-3), dan 4He (helium-4), di alam semesta. Nukleosintesis Big Bang

menjelaskan asal asul dari elemen ringan, dimana pembentukan unsur- unsur ringan

tersebut dijelaskan pada gambar berikut :

Berikut pembentukan beberapa unsur ringan pada saat Nukleosintesis Big

Bang yaitu :

Gambar 2. Nukleosintesis Primodial

Nukleosintesis Big Bang mengacu pada proses produksi elemen selama fase

awal alam semesta terbentuk, tak lama setelah ledakan Big Bang . Hal ini dianggap untuk

pembentukan hidrogen ( H ), yang isotop deuterium 2H , helium ( He) dalam varietas 3He

dan 4He , dan isotop lithium ( Li ) 7Li . Inti hidrogen (proton) diyakini telah terbentuk

segera setelah suhu telah cukup turun. Ini berarti bahwa empat proton (atau inti Hidrogen)

tersebut untuk membentuk satu inti Helium. Dalam proses tersebut, positron (elektron

dengan muatan positif ) dan neutrino dipancarkan dan banyak energi yang dihasilkan.

Gambar 1. Formation of Light Elements

Sumber:http://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html

Pada Nukleosintesis Big Bang, terjadi beberapa proses yaitu pembakaran

hidrogen, pembakaran helium, pembakaran karbon, pembakaran unsur yang lebih berat

dari besi.

1. Proses Pembakaran Hidrogen (H)

Hampir 95% dari semua bintang menggunakan pembakaran H dalam

inti(termasuk matahari). Hidrogen burning adalah suatu proses yang berlangsung di

setiap bintang, dimana inti hidrogen menjadi helium pada suhu dan tekanan tinggi.

Saat ini terdapat beberapa unsur baru dialam semesta yaitu sekitar 74 % hidrogen,

24% helium, dan 2 % elemen lainnya. Unsur yang lebih berat dari besi diciptakan

dalam supernova. Ketika sebuah bintang terlibat dalam hidrogen burning, dikatakan

untuk berada di deret utama, dan disebut bintang katai. Matahari adalah katai kuning.

Bintang deret utama adalah bintang-bintang yang paling umum di alam semesta,

terutama karena lamanya waktu yang dibutuhkan untuk hidrogen burning berlangsung.

Hanya sebagian kecil dari inti dalam inti bintang yang menyatu menjadi helium per

tahun. Jika hidrogen terbakar dengan cepat, sebagian besar hidrogen di alam semesta

akan digunakan oleh reaksi nuklir, dan diubah menjadi unsur yang lebih berat,

membuat pembentukan air (H2O). Berikut pembentukan unsur helium melalui

pembakaran hidrogen yaitu:

Gambar 3. Proses Terbentuknya Unsur Helium dari Pembakaran Hidrogen

Sumber : http://www.opencourse.info/astronomy/introduction/12.sun_interior/

Helium memiliki atom berjumlah 2, sehingga memiliki 2 proton. Isotop stabil

Helium adalah - 4 , yaitu isotop Helium yang memiliki 2 neutron dan 4 nukleon ( 2

proton + neutron 2 ), sehingga dapat ditulis sebagai berikut :

Pembakaran hidrogen dibagi menjadi dua yaitu pembakaran hidrogen di

bintang bermassa rendah dan rincian dari rantai pp, serta pembakaran hidrogen di

bintang bermassa tinggi dan rincian dari siklus CNO.

Pembakaran Hidrogen di Bintang bermassa Rendah dan Rincian dari Rantai pp

Bintang Cooler menjalani siklus proton-proton. Rantai proton-proton di mana

dua proton bertabrakan dengan kecepatan yang sangat tinggi dan bergabung untuk

membentuk deuteurium, deuteurium dapat menangkap proton untuk membentuk

tritium dan tritium dapat menangkap proton untuk membentuk helium, serangkaian

reaksi termonuklir di mana inti hidrogen diubah menjadi inti helium. Suhu dan

kepadatan yang dibutuhkan sekitar 107 K dan 100 g cm- 3

. Ini adalah sumber utama

energi di matahari, di mana 1.038 dari reaksi ini terjadi setiap detik. Semua bagian dari

reaksi ini telah diamati di laboratorium, kecuali untuk langkah pertama 1H ( p , β + v )

2D , yang terjadi hanya beberapa kali dalam 1012 tabrakan proton. Tapi dua pertama

reaksi menyediakan sekitar sepertiga dari total pelepasan energi matahari.

Rantai pp terbagi menjadi tiga cabang utama: . . PP I , PP II dan III PP. Proses

fusi nuklir dimana bintang yang relatif lebih dingin memproduksi dan memancarkan

energi, bintang panas biasanya mencapai hasil yang sama dengan cara siklus karbon-

nitrogen, urutan nuklir dimana matahari dan semua bintang utama - urutan lainnya

dengan kurang dari 1,5 massa matahari sekering hidrogen menjadi helium, reaksi fusi

nuklir penting yang terjadi pada bintang. Ini dimulai dengan fusi dua inti hidrogen ,

yang masing-masing terdiri dari proton tunggal .

Dua proton untuk membentuk Deuterium. Kemudian proton lain dengan

deuterium membentuk helium-3 (isotop tidak stabil dari helium). Dua dari inti helium-

3 inti kemudian membentuk isotop stabil helium (helium-4). Dalam proses tersebut

terdapat dua proton yang dipancarkan. Proses ini dijelaskan pada grafik pembentukan

helium berikut :

Gambar 4. Unsur Helium (He)

Gambar 5. Grafik Reaksi Nuklir Pembentukan He

Penjelasan dalam gambar mengenai reaksi nuklir pembentukan Helium (He)

juga dijelaskan pada gambar dibawah ini :

Gambar 6. Reaksi Nuklir Pembentukan Helium (He)

Sumber :http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/cosmicengine/stars_types.html

Pembakaran Hidrogen di Bintang bermassa Tinggi dan Rincian dari Siklus CNO

Bintang yang lebih masif atau berat memiliki lebih banyak energi gravitasi,

sehingga inti bintang mungkin mendapatkan panas lebih besar dari panas di bintang

bermassa rendah. Bila suhu lebih panas, unsur-unsur bergerak lebih cepat, dan unsur

yang lebih berat (yang juga memiliki muatan yang lebih tinggi) bergerak cukup cepat

sehingga mereka dapat menabrak satu sama lain. Jadi berat elemen dapat mengambil

bagian dalam proses pembakaran nuklir, namun, mereka hanya bertindak sebagai

katalis.

Serangkaian reaksi nuklir di mana karbon digunakan sebagai katalis untuk

mengubah hidrogen menjadi helium . Siklus karbon dapat terjadi hanya jika

diperlukan C dan N inti yang hadir, dan memerlukan suhu yang lebih tinggi dan jauh

lebih suhu tergantung dari rantai proton - proton. Siklus ini menghasilkan 26,7 MeV

energi( Secara rata-rata , 1,7 MeV energi ini terbawa karena kerugian neutrino). Salah

satu cara bahwa bintang mengubah hidrogen menjadi helium. Selama siklus CNO,

karbon, nitrogen, dan oksigen mengkatalisis reaksi nuklir, sehingga jumlah total

karbon, nitrogen, dan oksigen inti tetap sama. Namun, karbon dan oksigen secara

bertahap bisa dikonversi menjadi nitrogen. Penggunaan karbon dan nitrogen sebagai

perantara dalam proses fusi nuklir dari Matahari.

Dalam reaksi ini hidrogen ini, sebagai pembentukan helium, dan unsur lainnya

(Carbon, Oksigen dan Nitrogen). Proses pembakaran hidrogen ini disebut siklus

"CNO" karena melibatkan Karbon, Oksigen dan Nitrogen. Reaksi pembakaran

tersebut dapat dijelaskan pada gambar berikut :

Gambar 7. Pembakaran Hidrogen untuk Pembentukan Unsur He, C, N, O

Sumber : Wikipedia at http://en.wikipedia.org/wiki/CNO_

2. Proses Pembakaran Helium (He)

Proses Tiga Alpha berlangsung dalam dua langkah. Pertama, dua inti helium

bergabung membentuk berilium, dan kemudian inti berilium menggabungkan dengan

inti helium lain untuk membentuk karbon.

Reaksi ini harus terjadi dalam dua langkah yang berbeda, jika tidak, anda harus

membenturkan 3 inti helium menjadi satu atau tunggal. Jadi karena itu, berilium

pertama terbentuk, kemudian karbon juga terbentuk. Proses ini dapat dijelaskan pada

gambar berikut :

Gambar 8. Pembentukan Karbon(C) dari unsur Helium (He)

Sumber:http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/helium_burn.htm

3. Triple α-process

Proses triple-alpha adalah seperangkat fusi nuklir reaksi dimana tiga helium-4 inti (

partikel alpha ) diubah menjadi karbon.

Gambar 9. Proses Triple-Alpha

Bintang tua mulai menumpuk helium dihasilkan oleh reaksi berantai proton-

proton dan siklus karbon-nitrogen-oksigen dalam inti mereka. Produk dari reaksi fusi

nuklir lebih lanjut helium dengan hidrogen atau inti helium lain menghasilkan lithium-

5 dan berilium-8 masing-masing, yang keduanya sangat tidak stabil dan pembusukan

hampir seketika kembali ke inti yang lebih kecil. Ketika star mulai kehabisan dari

hidrogen untuk sekering, yang inti bintang mulai runtuh sampai suhu sentral naik

sampai 10 8 K (8,6 keV ). Pada titik ini inti helium yang sekering bersama-sama lebih

cepat dari produk mereka, berilium-8, meluruh kembali menjadi dua inti helium.

Setelah berilium-8 diproduksi sedikit lebih cepat daripada meluruh, jumlah

berilium-8 inti dalam meningkatkan inti bintang untuk sejumlah besar. Kemudian pada

intinya akan ada banyak berilium-8 inti yang dapat menyatu dengan inti helium lain

untuk membentuk karbon-12 , yang stabil:

Pelepasan energi bersih dari proses ini adalah 1,166 PJ .

Karena proses triple-alpha tidak mungkin, itu membutuhkan waktu yang lama

untuk menghasilkan banyak karbon. Salah satu konsekuensi dari hal ini adalah bahwa

tidak ada sejumlah besar karbon diproduksi di Big Bang karena dalam beberapa menit

setelah Big Bang , suhu turun di bawah yang diperlukan untuk fusi nuklir.

Sebagai efek samping dari proses tersebut, beberapa inti karbon dapat menyatu

dengan helium tambahan untuk menghasilkan isotop stabil oksigen dan melepaskan

energi:

Lihat proses alpha untuk rincian lebih lanjut tentang reaksi ini dan langkah-

langkah lebih lanjut dalam rantai nukleosintesis bintang.

4. Proses Pembakaran Karbon ( C )

Seperti pada kasus sebelumnya, pembentukan unsur berat dapat dibentuk dari

fusi inti, contohnya yaitu :

Gambar 10. Pembentukan Unsur Mg dan O dari Unsur He dan C

Sumber:http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/carbon_fusion.htm

Sedangkan pembentukan unsur – unsur berat (hungga besi) dapat dirumuskan

sebagai berikut :

12C + 4He 16O

16O + 4He 20Ne

20Ne + 4He 24Mg

Gambar 11. Pembentukan Beberapa Unsur Berat

Sumber : http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast110/class19.html

Setelah terbentuk unsur S dan Si, pada suhu ~ 2 x 109 K, unsur mulai

mengalami photodisintegrate dan mengeluarkan partikel cahaya, khususnya p’s (γ,p),

n’s (γ,n) dan α’s (γ,α), yang dapat bereaksi dengan inti yang lain. Yang ikatan intinya

paling lemah adalah yang paling mudah dilepaskan. Semua reaksi yang terjadi

merupakan reaksi bolak-balik. Disini terdapat kelebihan reaksi penangkapan α yang

menyebabkan unsurnya kaya alpha (α-proses). Sehingga reaksinya menjadi

seperti berikut.

28Si + α 32S

32S + α 36Ar

36Ar + α 40Ca

40Ca + 2α 48Ti

48Ti + α 52Cr

52Cr + α 56Fe

5. α-proses Proses alpha, juga dikenal sebagai tangga alpha adalah salah satu dari dua kelas

fusi nuklir reaksi dimana bintang mengkonversi helium menjadi elemen yang lebih

berat, atau disebut proses triple-alpha. Sementara proses triple-alpha hanya

membutuhkan helium, setelah beberapa karbon tersedia, reaksi lain yang

menggunakan helium yang mungkin terjadi yaitu :

Gambar 13. Reaksi yang melibatkan Helium

Semua reaksi ini memiliki tingkat yang sangat rendah dan karena itu tidak

memberikan kontribusi yang signifikan untuk produksi energi dalam bintang.

Dengan unsur-unsur yang lebih berat daripada neon ( nomor atom > 10) reaksi

tersebut terjadi sangat sulit karena meningkatnya Coulomb penghalang. Elemen

proses alpha (atau elemen alpha) merupakan isotop yang paling melimpah yang

memiliki kelipatan bilangan bulat dari empat, massa inti helium (dengan partikel

alpha ). Elemen Alpha adalah Z ≤ 22: ( C , N ), O , Ne , Mg , Si , S , Ar , Ca , Ti.

Elemen alpha disintesis oleh alpha- capture sebelum peleburan proses silicon

sebelum supernova Type II. Silicon dan kalsium adalah elemen proses murni alpha.

Magnesium dapat dibakar oleh reaksi menangkap proton. Adapun oksigen,

beberapa penulis menganggapnya sebagai elemen alpha, sementara yang lainnya

tidak. Oksigen pasti unsur alpha di low metallicity populasi II bintang. Hal ini

dihasilkan dalam tipe II supernova dan peningkatan yang baik berkorelasi dengan

peningkatan elemen proses alpha lainnya. Terkadang Karbon dan Nitrogen

dianggap elemen proses alpha, karena mereka disintesis dalam reaksi nuklir alpha-

capture.

Banyaknya elemen alpha di bintang biasanya dinyatakan secara logaritmik:

Di sini adalah jumlah elemen alpha dan Besi inti per satuan volume.

Secara teoritis model evolusi galaksi memprediksi bahwa awal alam semesta ada

unsur alpha lebih dibandingkan dengan Iron. Tipe II supernova terutama

mensintesis oksigen dan alpha-unsur (Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca dan Ti) sedangkan

supernova memproduksi elemen besi puncak ( V , Cr , Mn , Fe , Co dan Ni ).

6. Proses penangkapan neutron dibagi menjadi dua kelas:

Pada s-proses penangkapan neutron lambat, di mana inti yang dihasilkan

meluruh ke nuklida stabil sebelum penangkapan neutron selanjutnya terjadi. Pada r-

proses – penangkapan neutron cepat, di mana fluks neutron begitu tinggi bahwa inti

menangkap banyak neutron sebelum dapat membusuk.

Secara keseluruhan ada sekitar 30 inti dari jenis ini yang diproduksi oleh

proses sekunder bekerja pada s-r dan bahan proses mereka jauh lebih berlimpah.

Proses yang disarankan adalah (p, g) dan (p, n) reaksi yang dapat terjadi selama

pembakaran bahan peledak. (g,n) reaksi - pada suhu sekitar 109 radiasi termal K

dapat memiliki energi yang cukup untuk mengeluarkan neutron dari inti. Inverse

peluruhan beta pada suhu tinggi akan ada sejumlah pasangan e + e - dalam

kesetimbangan termal dan e + ditangkap oleh inti dapat menghasilkan lebih banyak

proton spesies kaya. Berikut merupakan bagian dari grafik nuklida :

Gambar 14. Grafik Nuklida

7 . E-process Suhu maksimum yang dicapai dalam inti sebuah bintang kecil tidak

memungkinkan terjadinya produksi elemen berat yang cukup besar. Namun,

dalam tahap akhir evolusi bintang yang lebih besar, sebelum ledakan supernova,

suhu inti melebihi 3 H 109 K. Hal ini memungkinkan keseimbangan energi oleh

reaksi nuklir yang sangat cepat antara berbagai inti dan proton dan neutron bebas

(disebut e-proses). Karena 56Fe berada di puncak kurva mengikat energi nuklir,

unsur ini paling banyak ditemukan dalam e-proses.

8 . X-proses(Spallation)

Spallation nuklir terjadi secara alami di atmosfer bumi karena dampak

dari sinar kosmik, dan juga pada permukaan tubuh dalam ruang seperti meteorit

dan bulan . Bukti spallation sinar kosmik (juga dikenal sebagai "perampasan")

adalah bukti bahwa materi tersebut telah terkena pada permukaan tubuh yang

merupakan bagian, dan memberikan sarana untuk mengukur lamanya waktu

pemaparan. Komposisi sinar kosmik sendiri juga menunjukkan bahwa mereka

telah mengalami spallation sebelum mencapai bumi, karena proporsi unsur-unsur

ringan seperti Li, B, dan Jadilah di dalamnya melebihi rata-rata kelimpahan

kosmik. Unsur-unsur dalam sinar kosmik yang jelas terbentuk dari spallation

oksigen, nitrogen, karbon dan silikon mungkin dalam sumber-sumber sinar

kosmik atau selama perjalanan panjang mereka di sini. Cosmogenic isotop dari

aluminium , berilium , klorin , yodium dan neon , yang dibentuk oleh spallation

terestrial elemen dibom sinar kosmik, telah terdeteksi di Bumi.

9 . Pembentukan Elemen dan Supernova

Unsur yang lebih berat dari besi bisa dibuat selama ledakan Supernova.

Karena ada dua jenis supernova (SN I dan SN II - tahap akhir biner massa rendah

dan tahap akhir massa tinggi bintang tunggal). Sebelum ledakan, elektron dalam

progenitor (inti besi dalam kasus bintang besar dan inti Oksigen/Karbon dalam

kasus White Dwarf ) menjadi merosot. Setiap kenaikan suhu tidak lagi diimbangi

oleh peningkatan tekanan. Hal ini menimbulkan sebuah " run- away - proses "

yang menghasilkan foto disosiasi dari Besi atau Oksigen dan Karbon inti

menjadi α - partikel (partikel alpha – ini adalah inti Helium). Ini terpecah

menjadi proton dan neutron. Setelah itu, proton menggabungkan diri dengan

elektron untuk membentuk neutron dan anti-neutrino. Proses ini membutuhkan

energi . Hal ini dapat dinyatakan berikut :

p+ + e

- → n + νe

Inti runtuh menjadi bintang neutron dalam kasus biner massa rendah dan

dalam kasus bintang bermassa besar. Dalam kasus bintang yang sangat besar di

mana inti lebih besar dari sekitar 8 M ℵ, inti runtuh kelubang hitam atau black

hole. Selama ledakan, banyak energi yang dipancarkan oleh unsur-unsur berat

yang terbentuk. Pada prinsipnya, fraksi-fraksi besar neutron yang telah dibuat

menabrak inti unsur-unsur lain. Hal ini menyebabkan terjadinya isotop yang

berbeda dari unsur yang sama. Seringkali, isotop ini tidak stabil, dan akan

meluruh (sebenarnya β - peluruhan, yaitu, kehilangan elektron) memancarkan

banyak energy. Proses ini dikenal sebagai peluruhan radioaktif.

Berikut adalah contoh dari nukleosintesis tersebut, dimulai dengan isotop

stabil Besi yaitu :

Saat ini Fe akan stabil dalam waktu 6 menit. Apabila tidak ada neutron

lanjut yang tertangkap pada saat itu, maka akan terjadi β – peluruhan

sedemikian rupa sehingga salah satu neutron dalam inti berubah menjadi proton

dan memancarkan elektron dan neutrino.

Pada reaksi yang sama, dengan perbedaan energy yang dibebaskan, terjadi

reaksi berikut :

n → p+

+ e- Ṽe

Jadi isotope Fe tersebut meluruh menjadi Cobalt dengan reaksi sebagai berikut :

Dalam cara yang sama, elemen lain bisa dibuat. Skema diagram di bawah

ini menunjukkan serangkaian proses tersebut. Sumbu-x menunjukkan jumlah

neutron, dan sumbu y menunjukkan jumlah proton. Sebagai contoh yaitu dalam

diagram ini, dapat diketahui bagaimana memulai dengan Cadmium ( Cd ) dan

membombardir bahwa dengan neutron, dapat memproduksi Indium ( In ),lalu

Tin (Sn), dan akhirnya Antimony (Sb). Pertama menemukan Cadmium-110).

Cadmium-110 memiliki 48 proton dan 110-48 = 62 neutron. Jadi, Cd-110

adalah kotak di mana sumbu x adalah 62 dan sumbu y adalah 48. Ikuti panah.

Cd akan dibombardir dengan satu neutron membentuk Cd-111, yang menempati

kotak di mana sumbu x sekarang adalah 63 dan sumbu y masih 48. Proses ini

berlanjut sampai Cd-115 dibentuk. Hal ini kemudian menyebabkan β-meluruh

ke Indium – 115.

Gambar 23. Diagran Terbentuknya Beberapa Unsur Berat

Teori Big Bang dapat memprediksi tentang kelimpahan unsur dan

menjelaskan beberapa pengamatan keberadaan deuterium . Deuterium mudah

dihancurkan oleh bintang-bintang , dan tidak ada proses alami yang dikenal

selain Big Bang yang akan menghasilkan sejumlah besar deuterium .

Selama proses evolusi bintang reaksi fusi nuklir berlangsung dalam

bintang. Ini menimbulkan pembentukan unsur-unsur kimia. Grafik di bawah ini,

yang menunjukkan kelimpahan elemen kosmik (y-axis) terhadap nomor atom

(x-axis). Kelimpahan diukur relatif terhadap 1 juta atom silikon dan sumbu y

adalah skala logaritmik. Dalam hal ini data untuk solar-sistem dan kelimpahan

telah diukur dari analisis optik dari spektrum matahari.

Gambar 24. Kelimpahan Unsur – unsur Kimia

Grafik tersebut menunjukkan bahwa kelimpahan elemen dalam tata

surya adalah terbesar untuk unsur-unsur ringan dan terkecil untuk unsur-unsur

berat. Beberapa elemen memiliki kelimpahan anomali . Hidrogen ( H ) dan

Helium ( He) dan Besi ( Fe ) memiliki konsentrasi anomali tinggi dan elemen

Lithium ( Li ) , Boron ( B ) dan Berilium ( Be ) memiliki konsentrasi anomali

rendah. Diperkirakan bahwa alam semesta pada awalnya terdiri hampir

seluruhnya dari elemen hidrogen , dengan terdapat sejumlah kecil helium juga.

Sehingga Hidrogen disebut elemen pembangun unsur lainnya. Hal ini

disebabkan kelimpahan hidrogen yang sangat tinggi dalam tata surya. Proses ini

dapat dianggap sebagai serangkaian reaksi fusi yang dilas bersama-sama inti

atom sederhana untuk membangun meningkatkan inti atom kompleks . Cara di

mana hal ini dilakukan tergantung pada suhu internal bintang dan pada

massanya.

Pada awal pembentukan bintang, hidrogen digunakan untuk

memproduksi elemen helium. Karena hidrogen di bintang habis, maka kontrak

bintang dan suhunya meningkat sehingga reaksi nuklir dapat terjadi yang

memungkinkan sintesis unsur karbon , nitrogen dan oksigen, dari helium.

Ketika helium hampir sepenuhnya digunakan untuk pembentukan

karbon dan oksigen, maka pembentukan unsur dengan massa sama dengan

silikon . Peningkatan reaksi nuklir , pada suhu yang lebih tinggi menyebabkan

pembentukan elemen dengan massa sama dengan besi ( Fe ). Di luar titik ini

unsur yang lebih berat tidak dapat dibentuk oleh proses fusi nuklir karena suhu

yang diperlukan lebih tinggi dari yang ditemukan di bintang-bintang.

DAFTAR PUSTAKA

Balick, B., & Frank, A. (2004). The Extraordinary Deaths of Ordinary Stars. Scientific

American, 291(July), 50-59.

D.D. Clayton, W.A. Fowler, T. Hull and B. Zimmerman, Neutron capture chains in heavy

element synthesis, Ann. Phys., 12, 331-408 (1961); Donald D. Clayton, Principles of

Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill (New York 1968) Chapter 7

Donald D. Clayton, Handbook of isotopes in the cosmos, Cambridge University Press

(Cambridge 2003)

Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill (New

York 1968) Chapter 5; reissued by University of Chicago Press (Chicago 1883)

H.E. Suess and H.C. Urey, Abundances of the elements, Revs. Mod. Phys., 28, 53 (1957)

Gilmore, G. (2004). The Short Spectacular Life of a Superstar. Science, 304(June 25), 1915-

1916.

Saito, taro. 1996. Inorganic Chemistry.Tokyo : Iwanami Shoten publisher

Sandage, A. (2000). Twinkle Twinkle. Natural History, 2/00, 64-66.

Tyson, N. D. & Goldsmith, D. (2004). Origins: Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution.

New York: Norton.

http://cosmos.phy.tufts.edu/~zirbel/laboratories/Elements.pdf. Diakses 5 April 2014

http://www.shef.ac.uk/physics/teaching/phy320/topic6.html. Diakses 6 April 2014

http://www.alaskajohn.com/physics/. Diakses 6 April 2014

http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast110/class19.html . Diakses 6 April 2014

http://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html. Diakses 5 April 2014

http://www.opencourse.info/astronomy/introduction/12.sun_interior/. Diakses 6 April 2014

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/cosmicengine/stars_types.html. Diakses 6

April 2014

http://en.wikipedia.org/wiki/CNO_. Diakses 6 April 2014

http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/helium_burn.htm. Diakses 6

April 2014

http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/carbon_fusion.htm. Diakses 6 April

2014

http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast110/class19.html. Diakses 6 April 2014

http://www.alaskajohn.com/physics/. Diakses 6 April 2014

http://www.shef.ac.uk/physics/teaching/phy320/topic6.html. Diakses 6 April 2014

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/cosmicengine/stars_types.html. Diakses pada 2

april 2014 pukul 19.00 WIB

http://www.opencourse.info/astronomy/introduction/12.sun_interior/. Diakses pada 2 april

2014 pukul 19.00 WIB

http://id.wikipedia.org/wiki/Nukleosintesis_Big_Bang. Diakses pada 2 april 2014 pukul 19.00

WIB

http://forum.kompas.com/sains/199466-asal-muasal-atom.html. Diakses pada 2 april 2014

pukul 19.00 WIB

.