Saat sebuah bintang mendekati akhir hidupnya, ia tidak selalu meledak dahsyat seperti supernova. Banyak bintang justru mati dengan cara lebih "tenang": melepaskan lapisan luarnya pelan-pelan, membentuk awan gas bercahaya yang disebut planetary nebula. Tapi ada satu pertanyaan yang selama ini sulit dijawab astronom: seberapa besar massa bintang asal (progenitor) dari nebula-nebula ini, terutama untuk yang berasal dari bintang-bintang besar?
Sebuah tim peneliti dari Tiongkok — Pinjian Chen, Bingqiu Chen, Xiaodian Chen, Shu Wang, dan Haibo Yuan — baru saja menemukan jawaban langka untuk pertanyaan itu. Mereka menemukan sebuah planetary nebula yang terikat secara fisik dengan gugus bintang muda di galaksi Andromeda (M31), tetangga galaksi kita. Penemuan ini penting karena memungkinkan mereka menghitung langsung massa bintang asal nebula tersebut — sekitar 5,7 kali massa Matahari. Angka ini termasuk salah satu yang paling akurat dan paling besar yang pernah berhasil diukur untuk sebuah planetary nebula.
Yang membuat temuan ini istimewa bukan cuma soal angka, tapi juga karena kasus seperti ini sangat jarang ditemukan — baik di galaksi kita sendiri maupun di galaksi lain.
Planetary Nebula (Nebula Planeter) tidak ada hubungannya dengan planet. Namanya muncul karena lewat teleskop kuno, awan gas ini tampak bulat seperti cakram planet. Sebenarnya ini adalah lapisan gas yang dilepaskan bintang menjelang akhir hidupnya, lalu bersinar karena disinari oleh inti bintang yang tersisa di tengahnya.
Mengapa Mengukur Massa Bintang Asal Itu Sulit?
Planetary nebula terbentuk dari bintang bermassa rendah-menengah, kira-kira 0,8 hingga 8 kali massa Matahari. Tapi untuk kebanyakan planetary nebula yang ditemukan di langit, astronom tidak punya cara langsung untuk mengetahui dulu seberapa besar bintang yang menghasilkannya. Padahal informasi ini penting untuk memahami proses-proses yang terjadi sebelum kematian bintang, termasuk bagaimana unsur-unsur kimia tertentu tercampur dan terlontar ke luar angkasa.
Salah satu cara terbaik untuk mengatasi masalah ini adalah mencari planetary nebula yang masih berada di dalam gugus bintang terbuka (open cluster) — sekumpulan bintang yang lahir bersamaan dari awan gas yang sama dan masih berkumpul di area yang sama.
Gugus bintang terbuka adalah kumpulan ratusan hingga ribuan bintang yang lahir dari awan gas yang sama dan masih terikat gravitasi cukup lemah satu sama lain. Karena seluruh bintang dalam satu gugus lahir hampir bersamaan, usia gugus itu bisa diukur — dan usia inilah yang jadi kunci untuk menebak massa bintang yang sudah "mati" di dalamnya.
Logikanya sederhana: semakin besar massa sebuah bintang, semakin cepat ia menghabiskan bahan bakarnya dan mati. Jadi kalau usia sebuah gugus bintang sudah diketahui, astronom bisa menghitung berapa massa bintang yang baru saja "habis" di gugus itu — yaitu bintang yang sekarang sudah berubah jadi planetary nebula.
Sayangnya, sistem planetary nebula yang benar-benar terbukti berasal dari gugus bintang sangat jarang ditemukan. Di galaksi Bima Sakti sendiri, hanya ada segelintir kasus yang dianggap cukup meyakinkan setelah diperiksa berulang kali selama beberapa dekade. Di luar galaksi kita, kasus seperti ini bahkan lebih jarang lagi — sejauh ini baru ada dua kasus lain yang benar-benar terkonfirmasi, satu di M31 dan satu di Awan Magellan Besar (LMC).
Menemukan "TKP" di Tengah Gugus Bintang
Tim peneliti memulai dari sebuah gugus bintang muda di M31 bernama AP 210, yang terletak di salah satu cincin pembentuk bintang raksasa milik galaksi tersebut. Sebelumnya, ada kandidat planetary nebula yang pernah terdeteksi di area ini lewat emisi cahaya [O III] — semacam "sidik jari" cahaya yang khas dipancarkan gas planetary nebula.
Memakai gambar resolusi tinggi dari Teleskop Luar Angkasa Hubble, tim peneliti berhasil melihat dengan jelas bahwa sumber cahaya itu terletak hampir tepat di pusat gugus AP 210 — sangat dekat dengan inti gugus, jauh lebih dekat dari sekadar kebetulan posisi.
Emisi [O III] adalah cahaya yang dipancarkan oleh atom oksigen yang terionisasi (kehilangan elektron) akibat radiasi kuat dari bintang panas di pusat nebula. Cahaya hijau-biru terang ini sering jadi tanda paling jelas untuk mengenali planetary nebula di antara ribuan bintang lain.
Namun, posisi yang berdekatan saja belum cukup membuktikan keduanya benar-benar berhubungan — bisa saja itu cuma kebetulan, di mana nebula yang sebenarnya tidak berhubungan kebetulan terlihat tumpang tindih dengan gugus bintang saat dipotret dari Bumi. Untuk memastikan ini, tim peneliti melakukan simulasi statistik dan mendapati kemungkinan kebetulan semacam itu cukup kecil, meski tidak bisa diabaikan sepenuhnya. Karena itu, mereka butuh bukti tambahan yang lebih kuat.
Bukti Penentu: Kecepatan Gerak yang Cocok
Bukti paling menentukan datang dari kecepatan radial — seberapa cepat sebuah objek bergerak mendekat atau menjauh dari Bumi, yang bisa dihitung dari pergeseran warna cahaya yang diterima (mirip efek Doppler pada suara sirine ambulans).
Gugus bintang biasanya punya kecepatan internal yang sangat seragam — semua bintang anggotanya bergerak hampir bersamaan, hanya berbeda beberapa km/detik saja. Jadi kalau ada objek lain yang kecepatannya jauh berbeda dari gugus, kemungkinan besar objek itu memang tidak berhubungan dan hanya terlihat berdekatan secara kebetulan.
Karena posisi nebula sangat dekat dengan pusat gugus, cahaya keduanya tercampur dalam satu data pengamatan teleskop. Tim peneliti memakai sebuah metode pengolahan spektrum bernama pPXF untuk "memisahkan" sinyal cahaya bintang-bintang gugus dari sinyal cahaya gas nebula dalam data yang sama.
Hasilnya cukup jelas: kecepatan gugus bintang dan kecepatan gas planetary nebula ternyata sangat mirip, hanya berbeda beberapa km/detik — jauh lebih kecil dibanding variasi kecepatan planetary nebula lain di sekitarnya yang bisa berbeda puluhan km/detik. Kombinasi posisi yang berdekatan dan kecepatan yang cocok inilah yang membuat tim peneliti yakin: nebula ini memang benar-benar "anak kandung" dari gugus AP 210, bukan sekadar tumpang tindih kebetulan.
Menghitung Usia Gugus, Menebak Massa Bintang
Setelah hubungan fisik dipastikan, langkah berikutnya adalah menentukan usia gugus AP 210 seakurat mungkin. Tim peneliti menyusun diagram warna-magnitudo dari ratusan bintang di area gugus tersebut, lalu mencocokkannya dengan model teoretis evolusi bintang (disebut isokron) untuk menebak usia dan komposisi kimia gugus.
Diagram warna-magnitudo adalah semacam "grafik sensus" bintang — memetakan kecerahan bintang terhadap warnanya. Karena bintang-bintang dalam satu gugus lahir bersamaan, posisi mereka dalam diagram ini membentuk pola yang khas, dan pola itulah yang dipakai astronom untuk menebak usia gugus, mirip seperti melihat lingkaran tahun pada pohon.
Hasil analisis ini cukup konsisten dengan analisis spektrum yang dilakukan secara independen sebelumnya: usia gugus AP 210 diperkirakan sekitar 90 juta tahun, dengan kandungan unsur kimia yang mendekati Matahari.
Dari usia 90 juta tahun inilah massa bintang asal nebula tersebut bisa dihitung: sekitar 5,66 kali massa Matahari (dengan rentang ketidakpastian sekitar 0,4 ke atas dan ke bawah). Angka ini sangat tinggi untuk standar planetary nebula — mendekati batas bawah kategori bintang super-AGB, yaitu kelompok bintang paling masif yang masih bisa berakhir sebagai planetary nebula biasa (bukan meledak jadi supernova).
AGB (Asymptotic Giant Branch) adalah fase akhir kehidupan bintang bermassa rendah-menengah, ketika bintang membengkak jadi raksasa merah dan mulai melepaskan lapisan luarnya secara bertahap — fase inilah yang nantinya membentuk planetary nebula. "Super-AGB" adalah versi fase ini untuk bintang yang lebih masif, sekitar 6–12 kali massa Matahari, mendekati batas atas bintang yang masih bisa "mati tenang" tanpa meledak sebagai supernova.
Sidik Jari Kimia: Nitrogen yang Berlebih
Selain soal massa, tim peneliti juga menganalisis komposisi kimia gas nebula tersebut lewat spektrum cahayanya. Hasilnya menunjukkan sesuatu yang menarik: kandungan nitrogen dalam nebula ini jauh lebih tinggi dari biasanya — sekitar 7 kali lipat dibanding kandungan nitrogen di Matahari kita, dengan rasio nitrogen terhadap oksigen mendekati nilai 1.
Temuan ini sejalan dengan proses yang disebut hot bottom burning (HBB) — sebuah proses yang biasanya hanya terjadi pada bintang AGB yang cukup masif, di mana bagian dasar lapisan luar bintang menjadi cukup panas untuk membakar ulang materialnya dan menghasilkan nitrogen berlebih, yang kemudian terlontar ke luar bersama gas yang membentuk nebula.
Hot bottom burning terjadi ketika lapisan terluar bintang yang sedang membengkak menjadi cukup panas sehingga reaksi nuklir ringan ikut terjadi di sana, mengubah komposisi kimia lapisan tersebut sebelum akhirnya dilontarkan ke angkasa. Proses ini hanya signifikan pada bintang yang cukup masif — jadi kandungan nitrogen berlebih pada nebula ini juga jadi bukti pendukung bahwa bintang asalnya memang cukup besar, sejalan dengan perhitungan usia gugusnya.
Meski begitu, jumlah nitrogen yang terukur sedikit lebih tinggi dari prediksi model teori untuk bintang seukuran ini dengan komposisi kimia seperti Matahari — justru lebih mendekati model untuk bintang dengan kandungan unsur berat yang sedikit lebih tinggi dari Matahari. Ini menunjukkan masih ada celah antara teori dan pengamatan yang perlu diteliti lebih lanjut.
Mengapa Penemuan Ini Penting?
Sejauh ini, baru ada tiga kasus planetary nebula di luar galaksi kita yang benar-benar terbukti berasal dari gugus bintang yang usianya bisa diukur dengan baik. Penemuan ini menambah satu lagi ke dalam daftar yang sangat terbatas itu — dan istimewanya, kasus ini berada tepat di ujung atas rentang massa bintang yang bisa menghasilkan planetary nebula.
Setiap kasus baru seperti ini memberi astronom kesempatan langka untuk menguji teori evolusi bintang massif secara langsung, dengan data nyata, bukan hanya simulasi. Sebagaimana ditulis tim peneliti di akhir laporan mereka, temuan ini menjadi bukti nyata bahwa bintang dengan massa hampir 6 kali Matahari masih bisa "mati tenang" sebagai planetary nebula yang bisa diamati — sekaligus membuka kesempatan untuk mempelajari lebih jauh proses kimia yang terjadi di dalam bintang-bintang besar menjelang akhir hidupnya.
Ditulis berdasarkan: Chen, P., Chen, B., Chen, X., Wang, S., & Yuan, H. (2026). A Planetary Nebula from a 5.7 M⊙ Progenitor in a 90 Myr M31 Star Cluster. arXiv:2606.04368v1