Klasifikasi bintangDalam astronomi, klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa garis

serapan pada pola spektrum, dan besarnya luminositas. Kuat garis serapan, khususnya garis-garis

serapan atom hidrogen, diperoleh dari analisis pola spektrum bintang yang didapatkan dari pengamatan spektroskopi.

Garis-garis serapan tertentu hanya dapat diamati pada satu rentang temperatur tertentu karena hanya pada rentang

temperatur tersebut terdapat populasi signifikan dari tingkat energi atom yang terkait. Pemeriksaan kuat garis-garis

serapan ini pada akhirnya dapat memberikan informasi mengenai temperatur permukaan. Informasi luminositas dapat

diperoleh dari pengamatan fotometri.

Daftar isi

  [sembunyikan]

1  Sejarah awal

2  Klasifikasi Harvard (kelas spektrum)

o 2.1  Kelas O

o 2.2  Kelas B

o 2.3  Kelas A

o 2.4  Kelas F

o 2.5  Kelas G

o 2.6  Kelas K

o 2.7  Kelas M

3  Klasifikasi Yerkes (kelas luminositas)

4  Penyebutan kelas sebuah bintang

5  Catatan kaki

Sejarah awal

Fraunhofer pada 1814, mencatat dan memetakan sejumlah garis-garis gelap dalam

spektrum Matahari jika cahayanya dilewatkan pada suatu prisma. Garis-garis ini kemudian disebut sebagaigaris-garis

Fraunhofer. Kirchhoff dan Bunsen kemudian manemukan bahwa seperangkat garis-garis tersebut berhubungan

dengan suatu elemen kimia yang berada di lapisan atas matahari. Fraunhofer juga menemukan bahwa bintang-bintang

lain juga memiliki spektrum seperti Matahari, tetapi dengan pola garis-garis gelap yang berbeda.

Pada 1867, Angelo Secchi, seorang astronom Yesuit, melakukan penyelidikan terhadap sekitar 4000 spektrum bintang

hasil pengamatan yang dilakukannya menggunakan prisma obyektif. Hanya dengan menggunakan mata, Secchi

menggolongkan bintang-bintang tersebut ke dalam tiga kelas. Bintang dengan garis-garis serapan sangat kuat dari

atom hidrogen digolongkan sebagai tipe I berwarna putih, bintang dengan garis-garis serapan sangat kuat

dari ion logam digolongkan sebagai tipe II berwarna kuning, dan bintang dengan pita-pita serapan lebar digolongkan

sebagai tipe III berwarna merah. Setahun kemudian Secchi memasukkan beberapa bintang yang memiliki garis-garis

serapan dengan pola yang aneh, jarang ada, mirip tetapi tidak terlalu sama dengan pola tipe III, dan

menggolongkannya sebagai tipe IV.

Pemakaian fotografi dalam astronomi membuka kesempatan lebih luas dalam mempelajari spektrum bintang. Pada

tahun 1886, Edward Charles Pickering memulai penyelidikan spektrum bintang secara fotografi dengan prisma

obyektif di Observatorium Harvard, Amerika Serikat. Berdasarkan pekerjaan awal Secchi, para astronom

di Harvard meng-klasifikasikan bintang berdasarkan kuat garis-garis serapan pada deret Balmer dari hidrogen netral

(H I), memperluas penggolongan dan menamakan kembali penggolongan dengan huruf A, B, C dan seterusnya hingga

P, dimana bintang kelas A memiliki garis serapan atom hidrogen paling kuat, B terkuat berikutnya dan seterusnya.

Klasifikasi Harvard (kelas spektrum)

Asisten-asisten Pickering, Williamina Fleming, Annie Jump Cannon, Antonia Maury, dan Henrietta Swan

Leavitt kemudian memulai sebuah proyek skala besar pengklasifikasian spektrum bintang. Antara 1911 dan 1949,

400.000 bintang didaftarkan ke dalam katalog Henry Draper (dinamai menurut sang penyandang dana dan perintis

penelitian spektroskopi fotografi Amerika, Henry Draper). Para ‘gadis’ Harvard ini, khususnya Cannon dan Maury,

kemudian menyadari adanya sebuah keteraturan dalam semua garis-garis spektral (tidak hanya hidrogen) jika

penggolongan bintang-bintang tersebut diurutkan menjadi O, B, A, F, G, K, M. Kelas lainnya dihilangkan karena

ditemukan bahwa beberapa di antaranya sebenarnya merupakan kelas yang sama. Untuk mengingat urutan

penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "Oh Be A Fine Girl Kiss Me". Dengan kualitas spektrogram yang lebih

baik memungkinkan penggolongan ke dalam 10 sub-kelas yang diindikasikan oleh sebuah angka arab (0 hingga 9)

yang mengikuti huruf.

Pada mulanya urutan pola spektrum ini diduga karena perbedaan susunan kimia atmosfer bintang. Tetapi kemudian

disadari bahwa urutan tersebut sebenarnya merupakan urutan temperatur permukaan bintang, setelah pada

tahun 1925, Cecilia Payne-Gaposchkin berhasil membuktikan hubungan tersebut.

Bintang-bintang kelas O, B, dan A seringkali disebut sebagai kelas awal, sementara K dan M disebut sebagai kelas

akhir. Sebutan ini muncul di awal-awal abad 20, karena A dan B terletak di awal urutan alfabet, sementara K dan M di

akhir, tetapi kemudian berkembang teori bahwa bintang mengawali hidup mereka sebagai bintang “kelas awal” yang

sangat panas dan secara gradual mendingin menjadi bintang “kelas akhir”. Teori ini sama sekali salah (lihat : evolusi

bintang).

Berikut ini adalah daftar kelas bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin

(dengan massa, radius dan luminositas dalam satuan Matahari) : [1]

Kelas

Temperatur Warna Bintang MassaRadius

Luminositas Garis-garis Hidrogen

O 30,000 - 60,000 K Biru 60 15 1,400,000 Lemah

B 10,000 - 30,000 K Biru-putih 18 7 20,000 Menengah

A 7,500 - 10,000 K Putih 3.2 2.5 80 Kuat

F 6,000 - 7,500 K Kuning-putih 1.7 1.3 6 Menengah

G 5,000 - 6,000 K Kuning 1.1 1.1 1.2 Lemah

K 3,500 - 5,000 K Jingga 0.8 0.9 0.4 Sangat lemah

M 2,000 - 3,500 K Merah 0.3 0.4 0.04 Hampir tidak terlihat

Di bawah ini disajikan ciri-ciri dari tiap kelas. Harap diingat bahwa ciri-ciri ini terutama mendasarkan diri pada

penampakan garis-garis serapan pola spektrumnya (bukan pada warna atau temperatur-efektifnya). Akan sangat

membantu jika dapat memahami diagram Hertzsprung-Russel atau diagram HR terlebih dahulu.

Kelas O

Bintang kelas O adalah bintang yang paling panas, temperatur permukaannya lebih dari 25.000 Kelvin. Bintang deret

utama kelas O merupakan bintang yang nampak paling biru, walaupun sebenarnya kebanyakan energinya dipancarkan

pada panjang gelombang ungu dan ultraungu. Dalam pola spektrumnya garis-garis serapan terkuat berasal dari

atom Helium yang terionisasi 1 kali (He II) dan karbon yang terionisasi dua kali (C III). Garis-garis serapan dari ion

lain juga terlihat, di antaranya yang berasal dari ion-ion oksigen, nitrogen, dan silikon. Garis-garis Balmer Hidrogen

(hidrogen netral) tidak tampak karena hampir seluruh atom hidrogen berada dalam keadaan terionisasi. Bintang deret

utama kelas O sebenarnya adalah bintang paling jarang di antara bintang deret utama lainnya (perbandingannya kira-

kira 1 bintang kelas O di antara 32.000 bintang deret utama). Namun karena paling terang, maka tidak terlalu sulit

untuk menemukannya. Bintang kelas O bersinar dengan energi 1 juta kali energi yang dihasilkan Matahari. Karena

begitu masif, bintang kelas O membakar bahan bakar hidrogennya dengan sangat cepat, sehingga merupakan jenis

bintang yang pertama kali meninggalkan deret utama (lihat Diagram Hertzsprung-Russell).

Contoh : Zeta Puppis

Spektrum dari bintang kelas O5V

Kelas B

Bintang kelas B adalah bintang yang cukup panas dengan temperatur permukaan antara 11.000 hingga 25.000

Kelvin dan berwarna putih-biru. Dalam pola spektrumnya garis-garis serapan terkuat berasal dari atom Helium

yang netral. Garis-garis Balmer untuk Hidrogen (hidrogen netral) nampak lebih kuat dibandingkan bintang kelas

O. Bintang kelas O dan B memiliki umur yang sangat pendek, sehingga tidak sempat bergerak jauh dari daerah

dimana mereka dibentuk, dan karena itu cenderung berkumpul bersama dalam sebuah asosiasi OB. Dari seluruh

populasi bintang deret utama terdapat sekitar 0,13 % bintang kelas B.

Contoh : Rigel, Spica

Spektrum dari bintang kelas B2II

Kelas A

Bintang kelas A memiliki temperatur permukaan antara 7.500 hingga 11.000 Kelvin dan berwarna putih.

Karena tidak terlalu panas maka atom-atom hidrogen di dalam atmosfernya berada dalam keadaan netral

sehingga garis-garis Balmer akan terlihat paling kuat pada kelas ini. Beberapa garis serapan logam

terionisasi, seperti magnesium, silikon, besi dan kalsium yang terionisasi satu kali (Mg II, Si II, Fe II dan Ca

II) juga tampak dalam pola spektrumnya. Bintang kelas A kira-kira hanya 0.63% dari seluruh populasi

bintang deret utama.

Contoh : Vega, Sirius

Spektrum dari bintang kelas A2I

Kelas F

Bintang kelas F memiliki temperatur permukaan 6000 hingga 7500 Kelvin, berwarna putih-kuning.

Spektrumnya memiliki pola garis-garis Balmer yang lebih lemah daripada bintang kelas A. Beberapa

garis serapan logam terionisasi, seperti Fe II dan Ca II dan logam netral seperti besi netral (Fe I) mulai

tampak. Bintang kelas F kira-kira 3,1% dari seluruh populasi bintang deret utama.

Contoh : Canopus, Procyon

Spektrum dari bintang kelas F2III

Kelas G

Bintang kelas G mungkin adalah yang paling banyak dipelajari karena Matahari adalah bintang

kelas ini. Bintang kelas G memiliki temperatur permukaan antara 5000 hingga 6000 Kelvin dan

berwarna kuning. Garis-garis Balmer pada bintang kelas ini lebih lemah daripada bintang kelas F,

tetapi garis-garis ion logam dan logam netral semakin menguat. Profil spektrum paling terkenal

dari kelas ini adalah profil garis-garis Fraunhofer. Bintang kelas G adalah sekitar 8% dari seluruh

populasi bintang deret utama.

Contoh : Matahari, Capella, Alpha Centauri A

Spektrum dari bintang kelas G5III

Kelas K

Bintang kelas K berwarna jingga memiliki temperatur sedikit lebih dingin daripada bintang

sekelas Matahari, yaitu antara 3500 hingga 5000 Kelvin. Alpha Centauri B adalah bintang

deret utama kelas ini. Beberapa bintang kelas K adalah raksasa dan maharaksasa, seperti

misalnya Arcturus. Bintang kelas K memiliki garis-garis Balmer yang sangat lemah. Garis-

garis logam netral tampak lebih kuat daripada bintang kelas G. Garis-garis molekul Titanium

Oksida (TiO) mulai tampak. Bintang kelas K adalah sekitar 13% dari seluruh populasi

bintang deret utama.

Contoh : Alpha Centauri B, Arcturus, Aldebaran

Spektrum dari bintang kelas K4III

Kelas M

Bintang kelas M adalah bintang dengan populasi paling banyak. Bintang ini berwarna

merah dengan temperatur permukaan lebih rendah daripada 3500 Kelvin. Semua katai

merah adalah bintang kelas ini. Proxima Centauri adalah salah satu contoh bintang deret

utama kelas M. Kebanyakan bintang yang berada dalam fase raksasa dan maharaksasa,

seperti Antares dan Betelgeuse merupakan kelas ini. Garis-garis serapan di dalam

spektrum bintang kelas M terutama berasal dari logam netral. Garis-garis Balmer

hampir tidak tampak. Garis-garis molekul Titanium Oksida (TiO) sangat jelas terlihat.

Bintang kelas M adalah sekitar 78% dari seluruh populasi bintang deret utama.

Contoh : Proxima Centauri, Antares, Betelgeuse

Spektrum dari bintang kelas M0III

Spektrum dari bintang kelas M6V

Klasifikasi Yerkes (kelas luminositas)

Klasifikasi Yerkes, disebut juga sebagai klasifikasi MKK dari inisial para

pengembangnya pada tahun 1943, yaitu William Wilson Morgan, Phillip C.

Keenan dan Edith Kellman dariObservatorium Yerkes.

Klasifikasi ini mendasarkan diri pada ketajaman garis-garis spektrum yang sensitif

pada gravitasi permukaan bintang. Gravitasi permukaan berhubungan

dengan luminositas yang merupakan fungsi dari radius bintang.

Klasifikasi Yerkes atau kelas luminositas membagi bintang-bintang ke dalam kelas

berikut :

0 maha maha raksasa (hypergiants) (penambahan yang dilakukan belakangan)

I maharaksasa (supergiants)

Ia maharaksasa terang

Iab kelas antara maharaksasa terang dan yang kurang terang

Ib maharaksasa kurang terang

II raksasa terang (bright giants)

III raksasa (giants)

IV sub-raksasa (subgiants)

V deret utama atau katai (main sequence atau dwarf)

VI sub-katai (subdwarfs)

VII katai putih (white dwarfs)

Penyebutan kelas sebuah bintang

Klasifikasi Yerkes yang menyatakan luminositas dan radius sebuah bintang,

melengkapi klasifikasi Harvard yang menyatakan temperatur permukaan. Kelas

sebuah bintang biasanya dinyatakan dalam dua klasifikasi ini. Dengan demikian

kelas sebuah bintang menjadi 'dua dimensi' yang memberikan gambaran letaknya di dalam diagram HR dan

selanjutnya dapat memberikan gambaran tahap evolusi bintang tersebut. Sebagai contoh, Matahari adalah bintang

dengan kelas G2V, yang berarti merupakan bintang dengan temperatur permukaan sekitar 6000 Kelvin dan

merupakan bintang katai yang sedang melakukan pembangkitan energi dari pembakaran hidrogen. Sebagai contoh

lainnya, Betelgeuse merupakan bintang dengan kelas M2Iab, yang berarti bintang yang yang sudah ber-evolusi dari

bintang katai menjadi maharaksasa di pojok kanan atas diagram HR.

Subkelas spektrumKlasifikasi spektrum bintang O, B, A, F, G, K, M masih dibagi lagi dalam subkelas, yaituB0, B1, B2, B3, . . . . . . . . ., B9A0, A1, A2, A3, . . . . . . . . ., A9F0, F1, F2, F3, . . . . . . . . . ., F9

Semakin besar angka yang menyatakan menunjukkan suhu bintang semakin rendah pula. Pengunaan subkelas ini dimaksudkan agar pengklasifikasian spektrum bintang menjadi lebih spesifik sehingga lebih jelas dan tepat.(untuk informasi lebih lanjut tentang kelas spektrum bintang di sini.)

Gambar 6. Spektrum bintang dari berbagai kelas spektrum

M-K Kelas (Kelas Luminositas Bintang)Bintang dalam kelas spektrum tertentu ternyata dapat mempunyai luminositas yang berbeda. Pada tahun 1913 Adam dan Kohlscutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menentukan luminositas bintang.Berdasarkan kenyataan ini pada tahun 1943 Morgan dan Keenan dari Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas, yaitu :

Kelas 1a Maharaksasa yang sangat terangKelas 1b Maharaksasa yang kurang terangKelas II Raksasa yang terangKelas III RaksasaKelas IV SubraksasaKelas V Bintang deret utama

Tabel 2. Kelas Luminositas Morgan Keenan

Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram H-R) di bawah ini.

Gambar 7. Kelas Luminositas dalam diagram H-R

Klasifikasi spektrum bintang sekarang ini merupakan penggabungan dari kelas spektrum dan kelas luminositas.

Contoh :- G2 V : Bintang deret utama kelas spektrum G2- G2 Ia : Bintang maharaksasa yang sangat terang kelas spektrum G2- B5 III : Bintang raksasa kelas spektrum B5- B5 IV : Bintang subraksasa kelas spektrum B5

Gerak BintangBintang tidak diam, tapi bergerak di ruang angkasa. Pergerakan bintang ini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihat bintang seolah-olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang

Laju perubahan sudut letak suatu bintang disebut gerak sejati (proper motion). Gerak sejati bisanya diberi simbol dengan μ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun. Bintang yang gerak sejatinya terbesar adalah bintang Barnard dengan μ = 10”,25 per tahun (dalam waktu 180 tahun bintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama).

Gambar 8. Kecepatan bintangHubungan antara kecepatan tangensial (Vt) dan gerak sejati (μ):

Vt = 4,74 μ ddengan :Vt = kecepatan tangensial bintang (dalam km/s)μ = laju gerak diri / proper motion (dalam “/ tahun )d = jarak bintang (dalam parsec)

atau persamaan diatas dapat diubah ke dalam bentuk :

Vt = 4,74 μ/pdengan p adalah sudut paralaks bintang (dalam detik busur).

Dalam pengukuran gerak sejati yang diukur bukan hanya besarnya tetapi juga ditentukan arahnya.

Gambar 9. Gerak sejati bintangPersamaan-persamaan yang dapat digunakan untuk memperoleh nilai gerak sejati bintang:

μα cos δ = μ sin θμδ = μ cos θdengan :μα = komponen pada arah α (asensiorekta)μδ = komponen pada arah δ (deklinasi)μα dan μδ dapat diukur --> μ dan θ dapat ditentukan.

Selain gerak sejati, informasi tentang gerak bintang diperoleh dari pengukuran kecepatan radial, yaitu komponen kecepatan bintang yang searah dengan garis pandang.Kecepatan radial bintang dapat diukur dari efek Dopplernya pada garis spektrum dengan menggunakan rumus (untuk Vr mendekati c):

Jika Vr jauh lebih kecil dibandingkan kecepatan cahaya (c), maka:

Δλ/λo = Vr/c

dengan :Δλ = selisih antara λ diam (λo) dengan λ yang teramati pada bintang. (dalam Å atau nm)λo = panjang gelombang diam (dalam Å atau nm)Vr = kecepatan radial (dalam km/s)c = kecepatan cahaya (300.000 km/s )

Gambar 10. Red shift and blue shiftKarena Vt dan Vr sudah dapat kita tentukan dari rumus-rumus yang sudah dibahas tadi, kita bisa menghitung kecepatan linier bintang (kecepatan gerak bintang sebenarnya di ruang angkasa), yaitu :

V2 = (Vt)2 + (Vr)2

Contoh :Garis spektrum suatu elemen yang panjang gelombang normalnya adalah 5000 Å diamati pada spektrum bintang berada pada panjang gelombang 5001 Å. Seberapa besarkah kecepatan pergerakan bintang tersebut ? Apakah bintang tersebut mendekati atau menjauhi Bumi ?(Jawab : 60 km/s, MENJAUHI Bumi) 

Sumber referensi:1. Slide kuliah Astrofisika I, oleh Dr. Djoni N. Dawanas2. Wikipedia 3. Gambar-gambar diperoleh dari sumber-sumber terpisah dari internetUntuk referensi lainnya, silakan kunjungi:1. Spectroscopy2. Astronomynotes.com