Spektrum Bintang

36
# KELAS SPEKTRUM 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 O Warna : biru Temperatur : > 30 000 K Ciri 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 Alnitak 2. Kelas Spektrum B Warna : biru Temperatur : 11 000 – 30 000 K Ciri 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 Spica 3. Kelas Spektrum A Warna : putih kebiruan

description

pembagian kelas spektrum bintang

Transcript of Spektrum Bintang

Page 1: Spektrum Bintang

# KELAS  SPEKTRUM 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 Alnitak

2. 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 Spica

3. 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 Vega

4. 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

Page 2: Spektrum Bintang

mulai terlihat.Contoh : Canopus dan Procyon

5. 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 Capella

6. 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 Aldebaran

7. 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 Bintang

Berdasarkan spektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutan suhu, warna dan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan oleh Observatorium Universitas Harvarddan Annie Jump Cannon pada tahun 1920an dan dikenal sebagai sistem klasifikasiHarvard. Untuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "Oh Be AFine Girl Kiss Me". Dengan kualitas spektrogram yang 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-

Page 3: Spektrum 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.

Kelas

WarnaSuhu Permukaan °C

Contoh

O Biru > 25,000 Spica

B Putih-Biru 11.000 - 25.000 Rigel

A Putih 7.500 - 11.000 Sirius

FPutih-Kuning

6.000 - 7.500 Procyon A

G Kuning 5.000 - 6.000 Matahari

K Jingga 3.500 - 5.000 Arcturus

M Merah <3,500Betelgeuse

Pada tahun 1943, William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan, dan Edith Kellman dariObservatorium Yerkes menambahkan sistem pengklasifikasian berdasarkan kuat cahaya atau luminositas, yang seringkali merujuk pada ukurannya. Pengklasifikasian tersebut dikenal sebagai sistem klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut :

0 Maha maha raksasa I Maharaksasa II Raksasa-raksasa terang III Raksasa IV Sub-raksasa V deret utama (katai)

Page 4: Spektrum Bintang

VI sub-katai VII katai putih

Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem pengklasifikasian di atas.Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang dengan kelas G2V, berwarna kuning, bersuhu dan berukuran sedang.

Diagram Hertzsprung-Russell adalah diagram hubungan antara luminositas dan kelas spektrum (suhu permukaan) bintang. Diagram ini adalah diagram paling penting bagi para astronom dalam usaha mempelajari evolusi bintang.

Kelas spektrum bintang

Kelas Spektrum: OWarna: BiruTemperatur: >30.000 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

Page 5: Spektrum Bintang

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

Page 6: Spektrum Bintang

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

Page 7: Spektrum Bintang

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 betelgeuse

Suhu dan warna bintang

BAB II

PEMBAHASAN

A.    Konsep Bintang

Pengertian

Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. Terdapat bintang semu dan bintang nyata. Bintang semu adalah

Page 8: Spektrum Bintang

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 bintang

Bahan 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.

Page 9: Spektrum Bintang

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.

Gambar 1. 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.

Page 10: Spektrum Bintang

B.     TITIK TERANG BINTANG

Secara 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 Bintang dan Temperatur Bintang

Dalam 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.

Page 11: Spektrum Bintang

Gambar 2.

Pola Spektrum

Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 4 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. Miss A. Maury dari Harvard Observatory menemukan bahwa klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak berbeda banyak. Klasifikasi yang dibuat oleh Miss Maury selanjutnya diperbaiki kembali oleh Miss Annie J. Cannon. Hingga sekarang klasifikasi Miss Cannon ini digunakan.

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.

Page 12: Spektrum Bintang

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.

Berikut ini adalah daftar kelas bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin (dengan massa, radius dan luminositas dalam satuan Matahari) :

Tabel 1 : Rangkuman klasifikasi bintang yang saat ini umum digunakan.

       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

Page 13: Spektrum Bintang

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 Hertz sprung- Russell). Contoh : Zeta Puppis

 

Gambar 3.

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

Page 14: Spektrum Bintang

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

Gambar 4.

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

Page 15: Spektrum Bintang

Gambar 5.

Bintang Sirius

         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

Gambar 6.

Spektrum dari bintang kelas F2III

Page 16: Spektrum Bintang

         Kelas G

Bintang kelas G barangkali 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

Gambar 7.

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

Page 17: Spektrum Bintang

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

Gambar 8.

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

Page 18: Spektrum Bintang

Gambar 9. Spektrum dari bintang kelas M0III

Gambar 10. Spektrum dari bintang kelas M6V

Semakin tinggi garis vertikalnya berarti luminositasnya kian besar dan ternyata ukuran bintang juga semakin besar. Sedangkan pada garis horizontal, semakin ke kiri ke arah O, maka temperatur permukaan makin tinggi. Ternyata sebagian besar bintang menempati daerah pada posisi diagonal dari kiri atas ke kanan bawah yang dinamakan sebagai deret utama. Hal ini dikarenakan ketika reaksi termonuklir terjadi saat itulah proto bintang ( tahap praderet-utama) berubah menjadi bintang (tahap deret utama umur nol) dan akan mengalami masa paling stabil dalam hidupnya.Klasifikasi spektrum bintang O, B, A, F, G, K, M masih dibagi lagi dalam subkelas, yaitu (1) B0, B1, B2, B3, . . . . . . . . ., B9; (2) A0, A1, A2, A3, . . . . . . . . ., A9; (3) F0, 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.

Page 19: Spektrum Bintang

Gambar 11. Spektrum bintang dari berbagai kelas spectrum

Pengamatan spektrum bintang-bintang lain ternyata menunjukkan perilaku yang sama: bintang juga merupakan sebuah benda hitam dan memancarkan radiasi elektromagnetik. Namun, temperatur permukaan bintang berbeda-beda. Ada yang lebih panas dari matahari, ada pula yang lebih dingin dari matahari. Walaupun demikian, semua bintang yang kita amati berlaku seperti sebuah benda hitam. Dari pengamatan spektrum matahari dan bintang-bintang lain inilah kita dapat menyimpulkan bahwa bintang-bintang yang kita amati di langit malam itu sebenarnya adalah matahari-matahari lain yang letaknya teramat sangat jauh sehingga sinarnya demikian redup bila dibandingkan dengan matahari yang lebih dekat. Karena sekarang kita sudah tahu bahwa bintang adalah objek yang sama dengan matahari kita, maka bintang-bintang lain pun dapat kita anggap pula sebagai sebuah bola gas yang berada dalam kesetimbangan hidrostatik. Apa yang kita ketahui tentang kesetimbangan matahari dapat kita terapkan pula pada bintang.

b b.      Hukum Pancaran

Untuk memahami sifat pancaran suatu benda kita hipotesakan suatu pemancar sempurna yang disebut benda hitam (black body)

Page 20: Spektrum Bintang

Pada keadaan kesetimbangan termal, temperatur benda hanya ditentukan oleh jumlah energi yang diserapnya perdetik. Suatu benda hitam tidak memancarkan seluruh gelombang elektromagnet secara merata. Benda hitam bisa memancarkan cahaya biru lebih banyak dibandingkan dengan cahaya merah, atau sebaliknya.

Menurut Max Planck (1858 – 1947), suatu benda hitam yang temperaturnya T akan memancarkan energi berpanjang gelombang antara dan +d dengan intensitas spesifik sebesar

......................... (1-1)

Persamaan (1-1) disebut juga sebagai Fungsi Planck

B (T) = Intensitas spesifik (I) = Jumlah energi yang mengalir pada arah tegak lurus permukaan per cm2 per detik, per steradian

h = Tetapan Planck = 6,625 x 10-27 erg det

k = Tetapan Boltzmann = 1,380 x 10-16 erg/ oK

c = Kecepatan cahaya = 2,998 x 1010 cm/det

T = Temperatur dalam derajat Kelvin (oK)

Apabila dinyatakan dalam frekuensi fungsi Planck menjadi :

......................... (1-2)

Distribusi energi menurut panjang gelombang (Spektrum Benda Hitam)

Intensitas spesifik benda hitam sebagai fungsi panjang gelombang

Panjang gelombang maksimum (maks) pancaran benda hitam dapat ditentukan dengan menggunakan Hukum Wien yaitu

Page 21: Spektrum Bintang

................................... (1-3)

maks dinyatakan dalam cm dan T dalam derajat Kelvin

Hukum Wien ini menyatakan bahwa makin tinggi temperatur suatu benda hitam, makin pendek panjang gelombangnya

Hal ini dapat digunakan untuk menerangkan gejala bahwa bintang yang temperaturnya tinggi akan tampak berwarna biru, sedangkan yang temperatur-nya rendah tampak berwarna merah.

Misal untuk suhu sebesar 8000 K, maka besar panjang gelombangnya adalah: = 3,62 x10-5 cm.

Contoh :

Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa puncak spektrum bintang A dan bintang B masing-masing berada pada panjang gelombang 0,35 m dan 0,56 m. Tentukanlah bintang mana yang lebih panas dan seberapa besar perbedaan temperaturnya

Jawab :

= 0,35 m , = 0,56 m

---------

Jadi bintang A mempunyai lebih pendek daripada bintang B. Menurut hukum Wien, bintang A lebih panas daripada bintang B

Untuk bintang A :

Untuk bintang B :

Jadi temperatur bintang A lebih panas 1,6 kali daripada temperatur bintang B

Cara lain :

Page 22: Spektrum Bintang

Untuk bintang A:

Untuk bintang B:

Maka :

Energi total yang dipancarkan benda hitam dapat ditentukan dengan mengintegrasikan persamaan (I-1)

Persamaan ini merupakan Hukum Stefan-Boltzmann, di mana

dan merupakan konstanta Stefan-Boltzmann

Oleh karena itu semua hukum-hukum yang berlaku pada benda hitam, berlaku juga untuk bintang.

Spektroskopi adalah suatu cabang ilmu dalam astronomi yang mempelajari spektrum benda langit. Dari spektrum suatu benda langit dapat kita peroleh informasi mengenai temperatur, kandungan/ komponen zat penyusunnya, kecepatan geraknya, dll. Oleh sebab itu, spektroskopi merupakan salah satu ilmu dasar dalam astronomi. Spektrum sebuah bintang diperoleh dengan menggunakan alat yang disebut spektrograf.

Page 23: Spektrum Bintang

Gambar 1. Spektrum

Gambar 2. Cara kerja spektrograf

Salah satu landasan spektroskopi adalah Hukum Kirchoff (1859):

1. Bila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, benda tadi akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang

2. Gas bertekanan rendah bila dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna, atau panjang gelombang tertentu saja. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis pancaran atau garis emisi. Letak setiap garis atau panjang gelombang garis tersebut merupakan ciri gas yang memancarkannya.

3. Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah), gas tersebut tersebut akan menyerap cahaya tersebut pada warna atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dilewatkan diselang-seling garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorpsi.

Page 24: Spektrum Bintang

Gambar 3 & 4. Perbedaan spektrum kontinu, absorpsi dan emisi

Deret BalmerIlmuwan Swiss yang bernama Balmer merumuskan suatu persamaan deret untuk memprediksi panjang gelombang dari garis serapan yang dihasilkan gas hidrogen. Persamaan terebut dikenal dengan deret Balmer.

dengan : λ: panjang gelombang serapan (cm)RH : tetapan Rydberg (= 109678)

Gambar 5 : Spektrum emisi hidrogen yang menampilkan 4 garis spektrum pertama dalam deret

Balmer

Teori Kuantum Planck

Planck mempostulatkan bahwa cahaya diradiasikan dalam bentuk paket - paket energi kecil, yang disebut kuantum. Teori inilah yang mendasari terciptanya bidang baru dalam dunia fisika, yaitu fisika kuantum.

Page 25: Spektrum Bintang

Planck mengatakan bahwa energi dari tiap fotonEo = h. f = hc//λ 

h : tetapan Planck (h = 6,63 x 10^-34 J.s)f : frekuensi dari fotonc = kecepatan cahaya (= 3.10^5 km/s)λ = panjang gelombang foton 

Pembentukan spektrum BintangPola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 4 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya.

Miss A. Maury dari Harvard Observatory menemukan bahwa klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak berbeda banyak. Klasifikasi yang dibuat oleh Miss Maury selanjutnya diperbaiki kembali oleh Miss Annie J. Cannon. Hingga sekarang klasifikasi Miss Cannon ini digunakan.

Tabel 1 : Rangkuman klasifikasi bintang yang saat ini umum digunakan (sering digunakan ungkapan : Oh Be A Fine Girl (or Guy), Kiss Me) untuk mengingat urutan klasifikasi kelas spektrum bintang. (klik gambar untuk tampilan lebih jelas!).

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.)

Page 26: Spektrum Bintang

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 :

Tabel 2. Kelas Luminositas Morgan Keenan

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

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

Page 27: Spektrum Bintang

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).

Page 28: Spektrum Bintang

Gambar 8. Kecepatan bintang

Hubungan 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.

Page 29: Spektrum Bintang

Gambar 9. Gerak sejati bintang

Persamaan-persamaan yang dapat digunakan untuk memperoleh nilai gerak sejati bintang:

μα cos δ = μ sin θμδ = μ cos θ

dengan :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 :

Page 30: Spektrum Bintang

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 shift

Karena 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

internet

Untuk referensi lainnya, silakan kunjungi:1. Spectroscopy2. Astronomynotes.com