Spektrum Bintang

download Spektrum Bintang

of 30

  • date post

    28-Jan-2016
  • Category

    Documents

  • view

    230
  • download

    0

Embed Size (px)

description

pembagian kelas spektrum bintang

Transcript of Spektrum Bintang

#KELASSPEKTRUM BINTANG#Klasifikasi bintang berdasarkan kelas spektrumnya didasarkan pada temperatur bintang. Perbedaan temperatur menyebabkan perbedaan tingkat energi pada atom-atom dalam bintang yang menyebabkan perbedaan tingkat ionisasi, sehingga terjadi perbedaan spektrum yang dipancarkan.Adapun warna bintang akan makin biru bila suhu makin panas akibat panjang gelombang maksimum yang dipancarkan berada pada panjang gelombang pendek (biru), begitu pula makin dingin suatu bintang akan makin merah warnanya (ingat Hukum Wien).Kelas spektrum itu dibagi menjadi kelas O, B, A, F, G, K dan M. Tiap kelas dapat pula dibagi menjadi subkelas 0 sampai 9, misalnya B0, B1, B2,....., B9.1. Kelas Spektrum OWarna : biruTemperatur : > 30 000 KCiri utama : Garis adsorbsi yang tampak sangat sedikit. Garis helium terionisasi. Garis nitrogen terionisasi dua kali, garis silikon terionisasi tiga kali dan garis atom lain yang terionisasi beberapa kali tampak, tapi lemah. Garis hidrogen juga tampak, tapi lemah.Contoh : Bintang 10 Lacerta dan Alnitak2. Kelas Spektrum BWarna : biruTemperatur : 11 000 30 000 KCiri utama : Garis helium netral, garis silikon terionisasi satu kali dan dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat. Garis hidrogen lebih jelas daripada kelas O.Contoh : Rigel dan Spica3. Kelas Spektrum AWarna : putih kebiruanTemperatur : 7 500 11 000 KCiri utama : Garis hidrogen tampak sangat kuat. Garis magnesium, silikon, besi, dan kalsium terionisasi satu kali mulai tampak. Garis logam netral tampak lemah.Contoh : Sirius dan Vega4. Kelas Spektrum FWarna : putihTemperatur : 6 000 7 500 KCiri utama : Garis hidrogen tampak lebih lemah daripada kelas A, tapi masih jelas. Garis-garis kalsium, besi dan kromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan kromium netral serta garis-garis logam lainnya mulai terlihat.Contoh : Canopus dan Procyon5. Kelas Spektrum GWarna : putih kekuninganTemperatur : 5 000 6 000 KCiri utama : Garis hidrogen lebih lemah daripada kelas F. Garis kalsium terionisasi terlihat. Garis-garis logam terionisasi dan logam netral tampak. Pita molekul CH (G-Band) tampak sangat kuat.Contoh : Matahari dan Capella6. Kelas Spektrum KWarna : jinggaTemperatur : 3 500 5 000 KCiri utama : Garis logam netral tampak mendominasi. Garis hidrogen lemah sekali. Pita molekul Titanium Oksida (TiO) mulai tampak.Contoh : Arcturus dan Aldebaran7. Kelas Spektrum MWarna : merahTemperatur : 2 500 3 000 KCiri utama : Pita molekul TiO terlihat sangat mendominasi, garis logam netral juga tampak dengan jelas.Contoh : Betelgeuse dan Antares

Klasifikasi BintangBerdasarkanspektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutansuhu,warnadan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan olehObservatoriumUniversitas HarvarddanAnnie Jump Cannonpada tahun1920andan dikenal sebagai sistem klasifikasiHarvard. Untuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "OhBeAFineGirlKissMe". Dengan kualitasspektrogramyang lebih baik memungkinkan penggolongan ke dalam 10 sub-kelas yang diindikasikan oleh sebuah bilangan (0 hingga 9) yang mengikuti huruf. Sudah menjadi kebiasaan untuk menyebut bintang-bintang di awal urutan sebagai bintang tipe awal dan yang di akhir urutan sebagai bintang tipe akhir. Jadi, bintang A0 bertipe lebih awal daripada F5, dan K0 lebih awal daripada K5.KelasWarnaSuhu Permukaan CContoh

OBiru> 25,000Spica

BPutih-Biru11.000 - 25.000Rigel

APutih7.500 - 11.000Sirius

FPutih-Kuning6.000 - 7.500Procyon A

GKuning5.000 - 6.000Matahari

KJingga3.500 - 5.000Arcturus

MMerah30.000 KCiri utama: Garis absorpsi yang tampak sangat sedikit. Garis helium terionisasi dua kali, garis silikon terionisasi tiga kali dan garis atom lain yg terionisasi beberapa kali tampak, tapi lemah, garis hidrogen juga tampak, tapi lemahContoh: bintang 10 lacerta

Kelas spektrum: Bwarna: BiruTemperatur: 11.000-30.000 Kciri utama: garis helium netral, garis silikon terionisasi 1 dan dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat. Garis hidrogen lebih jelas daripada kelas Ocontoh: bintang rigel dan spica

Kelas spektrum: Awarna: Birutemperatur: 7.500-11.000 Kciri utama: garis hidrogen tampak sangat kuat. Garis magnesium silikon, besi, dan kalsium terionisasi satu kali mulai tampak. Garis logam netral tampak lemah.Contoh: bintang vega dan sirius

Kelas spektrum: Fwarna: biru keputih-putihantemperatur: 6.000-7.000 Kciri utama: garis hidrogen tampak lebih lemah dari kelas A, tapi masih jelas. Garis-garis kalsium, besi dan kromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan kromium netral serta garis logam lainnya mulai terlihatcontoh: bintang canopus dan Proycon

Kelas Spektrum: Gwarna: putih kekuning-kuningantemperatur: 5000-6000 Kciri utama: garis hidrogen lebih lemah daripada kelas F. Garis kalsium terionisasi terlihat. Garis-garis logam terionisasi dan logam netral tampak. Pita molekul CH tampak sangat kuat.Contoh: Matahari dan bintang Capella

kelas spektrum: KWarna: Jingga kemerah merahanTemperatur: 3500-5000 KCiri utama: garis logam netral tampak mendominasi. Garis hidrogen lemah sekali. Pita molekul Titanium Oksida (TiO) mulai tampakcontoh: bintang acturus dan aldebaran

kelas spektrum: Mwarna: merahtemperatur: 2500-3000 KCiri utama: pita molekul TiO terlihat sangat mendominasi, garis logam netral juga tampak dengan jelas.Contoh: bintang Antares dan betelgeuseSuhu dan warna bintang

BAB IIPEMBAHASAN

A.Konsep BintangPengertianBintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. Terdapat bintang semu dan bintang nyata. Bintang semu adalah bintang yang tidak menghasilkan cahaya sendiri, tetapi memantulkan cahaya yang diterima dari bintang lain. Bintang nyata adalah bintang yang menghasilkan cahaya sendiri. Secara umum sebutan bintang adalah objek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri(wikipedia).Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah:Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir. Oleh sebab itu bintang katai putih dan bintang netron yang sudah tidak memancarkan cahaya atau energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh Proxima Centauri dalam rasi bintang Centaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya. Jadi dapat disimpulkan bahwa semua benda langit yang dapat memancarkan cahaya sendiri merupakan sebuah bintang.Terbentuknya bintangBahan baku pembentuk bintang adalah nebula yaitu awan antar bintang. Hal ini bisa diamati pada bintang-bintang muda di gugus Pleiades yang masih diselimuti nebula. Nebula, adalah kumpulan awan luar angkasa yang terdiri dari debu, gas hidrogen dan energi plasma.Kerapatan materi nebula sangat-sangat kecil dibandingkan udara disekitar kita yaitu hanya 10.000 atom per cm kubik.Anggap nebula berbentuk bola. Akibat gravitasi bagian dalam nebula, maka bagian luarnya akan tertarik, mengerut dan memampat yang dinamakan sebagai kondensasi. Pengerutan ini juga dipicu oleh gelombang kejut dari ledakan bintang di sekitarnya. Akibatnya, tekanan dalam nebula meningkat dan melawan gravitasi. Bila tekanan ini lebih besar dari gravitasi maka nebula akan tercerai-berai kembali. Masalah lain adalah akibat kondensasi maka rotasi nebula akan meningkat dikarenakan momentum sudut harus kekal. Semakin meningkat kondensasi maka rotasi nebula kian cepat. Hal ini memunculkan masalah.Agar gravitasi nebula melebihi tekanannya maka massa nebula harus melebihi suatu harga kritis yang dinamakan Massa Jeans, dari nama pakar fisika Sir James Jeans, yang berharga beberapa ribu kali massa Matahari. Namun untuk terjadi kondensasi cukup diperlukan nebula bermassa beberapa ratus kali massa Matahari. Karenanya dalam bola besar nebula terjadi beberapa peristiwa kondensasi kecil yang dinamakan fragmentasi.

Gambar1. Nebula

Akhirnya suhu tiap kondensasi kecil dalam bola nebula menjadi tinggi yang mengakibatkannya memijar menjadi embrio bintang yang disebut protobintang. Pada saat ini, materi yang tembus pancaran cahaya menjadi kedap sehingga energi yang semula bebas dipancarkan keluar ketika terjadi pengerutan kini terhambat. Ujung-ujungnya, tekanan dan suhu kian besar hingga proses pengerutan melambat dan fragmentasi terhenti. Bintang akhirnya terbentuk setelah terjadi reaksi termonuklir di intinya dan berada dalam kelompok-kelompok yang dinamakan gugus atau asosiasi bintang. Jadi, bintang tidak terbentuk sendirian.

B.TITIK TERANG BINTANGSecara tradisi kecerahan bintang dinyatakan dalam satuan magnitudo. Kecerahan bintang yang kita amati, baik menggunakan mata bugil maupun teleskop, dinyatakan oleh magnitudo tampak (m) atau magnitudo semu. Secara tradisi magnitudo semu bintang yang dapat dilihat oleh mata bugil dibagi dari 1 hingga 6, di mana satu ialah bintang paling cerah, dan 6 sebagai bintang paling redup. Terdapat juga kecerahan yang diukur secara mutlak, yang menyatakan kecerahan bintang sebenarnya. Kecerahan ini dikenal sebagai magnitudo mutlak (M), dan terentang antara +26.0 sampai -26.5.

a.Spektrum Bintangdan Temperatur BintangDalam astronomi, bintang dikelompokkan berdasarkan spektrumnya.Pengelompokan berdasarkan spektrum ini dilakukan karena spektrum bintang memberikan informasi yang sangat banyak, mulai dari temperatur sampai unsur-unsur yang terdapat dalam bintang.Spektrum adalah hasil dari pembiasan gelombang elektromagnetik (contohnya cahaya). Pada dasarnya cahaya yang kita temukan sehari-hari - yang berwarna putih/bening - adalah gabungan dari berbagai warna. Warna-warna ini yang menunjukkan tingkat energi: merah menghasilkan energi yang paling rendah dan ungu menghasilkan energi paling tinggi.

Gambar 2.Pola Spektrum

Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang