#KELAS SPEKTRUM BI NT ANG# Kl as i fi k as i bi nt angber das ar k ank el ass pek t r umn y adi das ar k anpada t emp er a t u rb i n t a ng .Pe r b ed aa nt emp er a t u rme ny e ba bk a np er b ed aa n t i n gk a te ne r g ip ad aa t o mma t o md al a mb i n t a ngy an gme ny e ba bk a n per bedaant i ngk ati oni s as i ,s ehi nggat er j adi per bedaans pek t r um y ang di panc ar k an. Adapu nwar nabi nt an gak anma mak i nbi r ubi l as uhuma mak i npanasa k i ba t panj anggel omb mbangma maksi mum yangdi pancar kanber adapadapanj ang gel ombangpendek( bi r u) ,begi t upul ama mak i ndi ngi ns uat ubi nt angak an maki nme mer ahwar nanya( i ngatHukum Wi en) . Kel ass pek t r um i t udi bagi menj adi k e l asO,B,A,F ,G,KdanM.Ti ap k el asdapatpul adi bagi menj adi s ubk el as0s ampai 9,mi s al n y aB0,B1, B2, . . . . . ,B9. 1 .Kel a sSp ek t r u mO War na:bi r u T emp er a t u r:>3 00 00K Ci r i ut ama:Gar i sads or bs iy angt ampaks angats edi k i t .Gar i shel i um t er i oni s as i .Gar i sni t r ogent er i oni s as i duak al i ,gar i ss i l i k ont er i oni s as i t i ga k al i dangar i sat om l ai ny angt er i oni s as ibeber apak al i t ampak ,t api l emah.Gar i shi dr ogenj ugat ampak ,t api l emah. Cont oh:Bi nt ang10Lac er t adanAl ni t ak 2 .Kel a sSp ek t r u mB War na:bi r u T e mp mp er a t u r:1 10 00–3 00 00K Ci r i ut ama:Gar i shel i um net r al ,gar i ss i l i k ont er i oni s as i s at uk al i dandua k al i s er t agar i sok s i gent er i oni s as i t er l i hat .Gar i shi dr ogenl ebi hj el as dar i padak e l asO. Cont oh:Ri gel danSpi c a
3 .Kel a sSp ek t r u mA War na:put i hk ebi r uan T e mp mp er a t u r:750 0–1100 0K Ci r i ut ama:Gar i shi dr ogent ampaks angatk uat .Gar i sma magnes i um, s i l i k on,bes i ,dank al s i um t er i oni s as is at uk al i mul ai t ampak .Gar i sl ogam ne t r al t ampakl e mah. ma Cont oh:Si r i usdanVega 4 .Kel a sSp ek t r u mF War na:put i h T e mp mp er a t u r:600 0–75 00K Ci r i ut ama:Gar i shi dr ogent ampakl ebi hl emahdar i padak el asA,t api mas i hj el as .Gar i s gar i sk al s i um,bes idank r omi um t er i oni s as is at uk al i danj ugagar i sbes idank r omi um net r al s er t agar i s gar i sl ogam l ai nny a mul ai t er l i hat . Cont oh:CanopusdanPr ocyon 5 .Kel a sSp ek t r u mG War na:put i hk ek uni ngan T e mp mp er a t u r:500 0–60 00K Ci r i ut ama:Gar i shi dr ogenl ebi hl emahdar i padak el asF.Gar i skal s i um t er i oni s as i t er l i hat .Gar i s gar i sl ogam t er i oni s as i danl ogam net r al t a mp mp ak .Pi t amo mo l e k ul CH( GBa nd )t a mp mp aks a ng atk u at . Cont oh:Mat aha r i danCapel l a 6 .Kel a sSp ek t r u mK War na:j i ngga T e mp mp er a t u r:350 0–50 00K Ci r i ut ama:Gar i sl ogam net r al t ampakme mendomi nas i .Gar i shi dr ogen l emahs ek al i .Pi t amol ek ul Ti t ani um Ok s i da( Ti O)mul ai t ampak . Cont oh:Ar c t ur usdanAl deba r an 7 .Kel a sSp ek t r u mM War na:mer ah T e mp mp er a t u r:250 0–30 00K Ci r i ut ama:Pi t amol ek ul Ti Ot er l i hats angatmendomi nas i ,gar i sl ogam
net r al j ugat ampakdenganj el as . Cont oh:Be t el geus edanAnt ar es
Klasifikasi Bintang Berdasarkan spektrumnya spektrumnya,, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutan suhu suhu,, warna warna dan dan komposisikimianya! Klasifikasi ini dikembangkan oleh Obser"atorium #ni"ersitas $ar"arddan $ar"arddan Annie Annie %ump &annon pada &annon pada tahun '()*an '()*an dan dan dikenal sebagai sistem klasifikasi$ar"ard klasifikasi $ar"ard!! #ntuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat ine G irl irl K iss iss M e+! engan +O h Be AF ine kualitas spektrogram spektrogram yang yang lebih baik memungkinkan penggolongan ke dalam '* subkelas yang diindikasikan oleh sebuah bilangan -* hingga (. yang mengikuti huruf! /udah menjadi kebiasaan untuk menyebut bintang bintang di awal urutan sebagai bintang tipe awal dan yang di akhir urutan sebagai bintang tipe akhir! %adi, %adi, bintang A* A* bertipe lebih awal daripada F0, dan K* lebih awal daripada K0! Kelas Warna
Suhu Permukaan °C Contoh
O
Biru
1 )0,***
/pi2a
B
3utihBiru
''!*** )0!***
4igel
A
3utih
7!0** ''! ''!*** ***
/irius
F
3utihKuning 5!*** 7!0**
3ro2yon A
G
Kuning
0!*** 5!***
Matahari
K
%ingga
6!0** 0!***
Ar2turus
M
Merah
6,0**
Betelgeuse
3ada tahun '(86, 9illiam 9ilson Morgan, 3hillip &! Keenan, dan :dith Kellman dariObser"atorium ;erkes menambahkan sistem pengklasifikasian berdasarkan kuat 2ahaya atau luminositas, yang seringkali merujuk pada ukurannya! 3engklasifikasian tersebut dikenal sebagai sistem klasifikasi ;erkes dan membagi bintang ke dalam kelaskelas berikut < • • • • • • • •
* Maha maha raksasa = Maharaksasa == 4aksasaraksasa terang === 4aksasa => /ubraksasa > deret utama -katai. >= subkatai >== katai putih #mumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem pengklasifikasian di atas!Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang dengan kelas G2V, berwarna kuning, bersuhu dan berukuran sedang! iagram $ert?sprung4ussell adalah diagram hubungan antara luminositas dan kelas spektrum -suhu permukaan. bintang! iagram ini adalah diagram paling penting bagi para astronom dalam usaha mempelajari e"olusi bintang!
Kelas spektrum bintang
Kelas /pektrum< O 9arna< Biru @emperatur< 16*!*** K &iri utama< Garis absorpsi yang tampak sangat sedikit! Garis helium terionisasi dua kali, garis silikon terionisasi tiga kali dan garis atom lain yg terionisasi beberapa kali tampak, tapi lemah, garis hidrogen juga tampak, tapi lemah &ontoh< bintang '* la2erta
Kelas spektrum< B warna< Biru @emperatur< ''!***6*!*** K 2iri utama< garis helium netral, garis silikon terionisasi ' dan dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat! Garis hidrogen lebih jelas daripada kelas O 2ontoh< bintang rigel dan spi2a
Kelas spektrum< A warna< Biru temperatur< 7!0**''!*** K 2iri utama< garis hidrogen tampak sangat kuat! Garis magnesium silikon, besi, dan kalsium terionisasi satu kali mulai tampak! Garis logam netral tampak lemah! &ontoh< bintang "ega dan sirius
Kelas spektrum< F warna< biru keputihputihan temperatur< 5!***7!*** K 2iri utama< garis hidrogen tampak lebih lemah dari kelas A, tapi masih jelas! Garisgaris kalsium, besi dan kromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan kromium netral serta garis logam lainnya mulai terlihat 2ontoh< bintang 2anopus dan 3roy2on
Kelas /pektrum< G warna< putih kekuningkuningan temperatur< 0***5*** K 2iri utama< garis hidrogen lebih lemah daripada kelas F! Garis kalsium terionisasi terlihat! Garisgaris logam terionisasi dan logam netral tampak! 3ita molekul &$ tampak sangat kuat! &ontoh< Matahari dan bintang &apella
kelas spektrum< K 9arna< %ingga kemerah merahan @emperatur< 60**0*** K &iri utama< garis logam netral tampak mendominasi! Garis hidrogen lemah sekali! 3ita molekul @itanium Oksida -@iO. mulai tampak 2ontoh< bintang a2turus dan aldebaran
kelas spektrum< M warna< merah temperatur< )0**6*** K &iri utama< pita molekul @iO terlihat sangat mendominasi, garis logam netral juga tampak dengan jelas! &ontoh< bintang Antares dan betelgeuse
/uhu dan warna bintang BAB II
PEMBAHASAN A. Konsep Bintang Pengertian Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. erdapat 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 ob"ek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri #$ikipedia%. Menurut ilmu astronomi! de&nisi bintang adalah' Semua benda masi( #bermassa antara )!)* hingga +)) massa matahari% yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi (usi nuklir. ,leh sebab itu bintang katai putih dan bintang netron yang sudah tidak memancarkan cahaya atau energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari pada "arak sekitar -/!0*)!))) kilometer! diikuti oleh Pro1ima 2entauri dalam rasi bintang 2entaurus ber"arak sekitar empat tahun cahaya. 3adi dapat disimpulkan bah$a semua benda langit yang dapat memancarkan cahaya sendiri merupakan sebuah bintang. Terbentuknya bintang Bahan baku pembentuk bintang adalah nebula yaitu a$an antar bintang. Hal ini bisa diamati pada bintang4bintang muda di gugus Pleiades yang masih diselimuti nebula. Nebula! adalah kumpulan a$an luar angkasa yang terdiri dari
debu! gas hidrogen dan energi plasma.Kerapatan materi nebula sangat4sangat kecil dibandingkan udara disekitar kita yaitu hanya -).))) atom per cm kubik. Anggap nebula berbentuk bola. Akibat gra5itasi bagian dalam nebula! maka bagian luarnya akan tertarik! mengerut dan memampat yang dinamakan sebagai kondensasi. Pengerutan ini "uga dipicu oleh gelombang ke"ut dari ledakan bintang di sekitarnya. Akibatnya! tekanan dalam nebula meningkat dan mela$an gra5itasi. Bila tekanan ini lebih besar dari gra5itasi maka nebula akan tercerai4berai kembali. Masalah lain adalah akibat kondensasi maka rotasi nebula akan meningkat dikarenakan momentum sudut harus kekal. Semakin meningkat kondensasi maka rotasi nebula kian cepat. Hal ini memunculkan masalah. Agar gra5itasi nebula melebihi tekanannya maka massa nebula harus melebihi suatu harga kritis yang dinamakan Massa 3eans! dari nama pakar &sika Sir 3ames 3eans! yang berharga beberapa ribu kali massa Matahari. Namun untuk ter"adi kondensasi cukup diperlukan nebula bermassa beberapa ratus kali massa Matahari. Karenanya dalam bola besar nebula ter"adi beberapa peristi$a 6kondensasi kecil7 yang dinamakan (ragmentasi.
8ambar -. Nebula Akhirnya suhu tiap 6kondensasi kecil7 dalam bola nebula men"adi tinggi yang mengakibatkannya memi"ar men"adi 6embrio7 bintang yang disebut protobintang. Pada saat ini! materi yang tembus pancaran cahaya men"adi kedap sehingga energi yang semula bebas dipancarkan keluar ketika ter"adi pengerutan kini terhambat. 9"ung4u"ungnya! tekanan dan suhu kian besar hingga proses pengerutan melambat dan (ragmentasi terhenti. Bintang akhirnya terbentuk setelah ter"adi reaksi termonuklir di intinya dan berada dalam kelompok4kelompok yang dinamakan gugus atau asosiasi bintang. 3adi! bintang tidak terbentuk sendirian. B.
IIK E:AN8 BINAN8
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 - hingga 0! di mana satu ialah bintang paling cerah! dan 0 sebagai bintang paling redup. erdapat "uga kecerahan yang diukur secara mutlak! yang menyatakan kecerahan bintang sebenarnya. Kecerahan ini dikenal sebagai magnitudo mutlak #M%! dan terentang antara ;+0.) sampai 4+0.<. a.
Spektrum Bintang dan emperatur Bintang =alam astronomi! bintang dikelompokkan berdasarkan spektrumnya. Pengelompokan berdasarkan spektrum ini dilakukan karena spektrum bintang memberikan in(ormasi yang sangat banyak! mulai dari temperatur sampai unsur4unsur yang terdapat dalam bintang. Spektrum adalah hasil dari pembiasan gelombang elektromagnetik #contohnya cahaya%. Pada dasarnya cahaya yang kita temukan sehari4 hari 4 yang ber$arna putih>bening 4 adalah gabungan dari berbagai $arna. ?arna4$arna ini yang menun"ukkan tingkat energi' merah menghasilkan energi yang paling rendah dan ungu menghasilkan energi paling tinggi.
8ambar +. Pola Spektrum Pola spektrum bintang umumnya berbeda4 beda! pada tahun -*0@ seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. Miss A. Maury dari Har5ard ,bser5atory menemukan bah$a klasi&kasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak berbeda banyak. Klasi&kasi yang dibuat oleh Miss Maury selan"utnya diperbaiki kembali oleh Miss Annie 3. 2annon. Hingga sekarang klasi&kasi Miss 2annon ini digunakan. Asisten4asisten Pickering! ?illiamina leming! Annie 3ump 2annon! Antonia Maury! dan Henrietta S$an ea5itt kemudian memulai sebuah proyek skala besar pengklasi&kasian spektrum bintang. Antara -/-- dan -//! )).))) bintang dida(tarkan ke dalam katalog Henry =raper #dinamai menurut sang penyandang dana dan perintis penelitian spektroskopi (otogra& Amerika! Henry =raper%. Para CgadisD Har5ard ini! khususnya 2annon dan
Maury! kemudian menyadari adanya sebuah keteraturan dalam semua garis4garis spektral #tidak hanya hidrogen% "ika penggolongan bintang4bintang tersebut diurutkan men"adi ,! B! A! ! 8! K! M. Kelas lainnya dihilangkan karena ditemukan bah$a beberapa di antaranya sebenarnya merupakan kelas yang sama. Pada mulanya urutan pola spektrum ini diduga karena perbedaan susunan kimia atmos(er bintang. etapi kemudian disadari bah$a urutan tersebut sebenarnya merupakan urutan temperatur permukaan bintang! setelah pada tahun -/+
abel - ' :angkuman klasi&kasi bintang yang saat ini umum digunakan.
Kelas , Bintang kelas , adalah bintang yang paling panas! temperatur permukaannya lebih dari +<.))) Kel5in. Bintang deret utama kelas , merupakan bintang yang nampak paling biru! $alaupun sebenarnya kebanyakan energinya dipancarkan pada pan"ang gelombang ungu dan ultraungu. =alam pola spektrumnya garis4garis serapan terkuat berasal dari atom Helium yang terionisasi - kali #He II% dan karbon yang terionisasi dua kali #2 III%. 8aris4garis serapan dari ion lain "uga terlihat! di antaranya yang berasal dari ion4ion oksigen! nitrogen! dan silikon. 8aris4garis Balmer Hidrogen #hidrogen netral% tidak tampak karena hampir seluruh atom hidrogen berada dalam keadaan terionisasi. Bintang deret utama kelas , sebenarnya adalah bintang paling "arang di antara bintang deret utama lainnya #perbandingannya kira4kira bintang kelas , di antara @+.))) bintang deret utama%. Namun karena paling terang! maka tidak terlalu sulit untuk menemukannya. Bintang kelas , bersinar dengan energi - "uta kali energi yang dihasilkan Matahari. Karena begitu masi(! bintang kelas , membakar bahan bakar hidrogennya dengan sangat cepat! sehingga merupakan "enis bintang yang pertama kali meninggalkan deret utama #lihat =iagram Hert sprung4 :ussell%. 2ontoh ' Feta Puppis
8ambar @. Spektrum dari bintang kelas ,
Kelas B Bintang kelas B adalah bintang yang cukup panas dengan temperatur permukaan antara --.))) hingga +<.))) Kel5in dan ber$arna putih4 biru. =alam pola spektrumnya garis4garis serapan terkuat berasal dari atom Helium yang netral. 8aris4garis Balmer untuk Hidrogen #hidrogen netral% nampak lebih kuat dibandingkan bintang kelas ,. Bintang kelas , dan B memiliki umur yang sangat pendek! sehingga tidak sempat bergerak "auh dari daerah dimana mereka dibentuk! dan karena itu cenderung berkumpul bersama dalam sebuah asosiasi ,B. =ari seluruh populasi bintang deret utama terdapat sekitar )!-@ bintang kelas B. 2ontoh ' :igel! Spica
8ambar . Spektrum dari bintang kelas B+II
Kelas A Bintang kelas A memiliki temperatur permukaan antara .<)) hingga --.))) Kel5in dan ber$arna putih. Karena tidak terlalu panas maka atom4atom hidrogen di dalam atmos(ernya berada dalam keadaan netral sehingga garis4 garis Balmer akan terlihat paling kuat pada kelas ini. Beberapa garis serapan logam terionisasi! seperti magnesium! silikon! besi dan kalsium yang terionisasi satu kali #Mg II! Si II! e II dan 2a II% "uga tampak dalam pola spektrumnya. Bintang kelas A kira4kira hanya ).0@ dari seluruh populasi bintang deret utama. 2ontoh ' Gega! Sirius
8ambar <.
Bintang Sirius
Kelas Bintang kelas memiliki temperatur permukaan 0))) hingga <)) Kel5in! ber$arna putih4kuning. Spektrumnya memiliki pola garis4 garis Balmer yang lebih lemah daripada bintang kelas A. Beberapa garis serapan logam terionisasi! seperti e II dan 2a II dan logam netral seperti besi netral #e I% mulai tampak. Bintang kelas kira4kira @!- dari seluruh populasi bintang deret utama. 2ontoh ' 2anopus! Procyon
8ambar 0. Spektrum dari bintang kelas +III
Kelas 8 Bintang kelas 8 barangkali adalah yang paling banyak dipela"ari karena Matahari adalah bintang kelas ini. Bintang kelas 8 memiliki
temperatur permukaan antara <))) hingga 0))) Kel5in dan ber$arna kuning. 8aris4garis Balmer pada bintang kelas ini lebih lemah daripada bintang kelas ! tetapi garis4garis ion logam dan logam netral semakin menguat. Pro&l spektrum paling terkenal dari kelas ini adalah pro&l garis4 garis raunho(er. Bintang kelas 8 adalah sekitar * dari seluruh populasi bintang deret utama. 2ontoh ' Matahari! 2apella! Alpha 2entauri A
8ambar . Spektrum dari bintang kelas 8
Kelas K Bintang kelas K ber$arna "ingga memiliki temperatur sedikit lebih dingin daripada bintang sekelas Matahari! yaitu antara @<)) hingga <))) Kel5in. Alpha 2entauri B adalah bintang deret utama kelas ini. Beberapa bintang kelas K adalah raksasa dan maharaksasa! seperti misalnya Arcturus. Bintang kelas K memiliki garis4garis Balmer yang sangat lemah. 8aris4garis logam
netral tampak lebih kuat daripada bintang kelas 8. 8aris4garis molekul itanium ,ksida #i,% mulai tampak. Bintang kelas K adalah sekitar -@ dari seluruh populasi bintang deret utama. 2ontoh ' Alpha 2entauri B! Arcturus! Aldebaran
8ambar *. Spektrum dari bintang kelas KIII Kelas M Bintang kelas M adalah bintang dengan populasi paling banyak. Bintang ini ber$arna merah dengan temperatur permukaan lebih rendah daripada @<)) Kel5in. Semua katai merah adalah bintang kelas ini. Pro1ima 2entauri adalah salah satu contoh bintang deret utama kelas M. Kebanyakan bintang yang berada dalam (ase raksasa dan maharaksasa! seperti Antares dan Betelgeuse merupakan kelas ini. 8aris4garis serapan di dalam spektrum bintang kelas M terutama berasal dari logam netral. 8aris4garis Balmer hampir tidak tampak. 8aris4garis molekul itanium ,ksida #i,% sangat "elas terlihat. Bintang kelas M adalah sekitar * dari seluruh populasi bintang deret utama. 2ontoh ' Pro1ima 2entauri! Antares! Betelgeuse
8ambar /. Spektrum dari bintang kelas M)III
8ambar -). Spektrum dari bintang kelas M0G Semakin tinggi garis 5ertikalnya berarti luminositasnya kian besar dan ternyata ukuran bintang "uga semakin besar. Sedangkan pada garis horiontal! semakin ke kiri ke arah ,! maka temperatur permukaan makin tinggi. ernyata sebagian besar bintang menempati daerah pada posisi diagonal dari kiri atas ke kanan ba$ah yang dinamakan sebagai deret utama. Hal ini dikarenakan ketika reaksi termonuklir ter"adi saat itulah proto bintang # tahap praderet4 utama% berubah men"adi bintang #tahap deret utama umur nol% dan akan mengalami masa paling stabil dalam hidupnya. Klasi&kasi spektrum bintang ,! B! A! ! 8! K! M masih dibagi lagi dalam subkelas! yaitu #-% B)! B-! B+! B@! . . . . . . . . .! B/J #+% A)! A-! A+! A@! . . . . . . . . .! A/J #@% )! -! +! @! . . . . . . . . . .! /. Semakin besar angka yang menyatakan menun"ukkan suhu bintang semakin rendah pula.
Pengunaan subkelas ini dimaksudkan agar pengklasi&kasian spektrum bintang men"adi lebih spesi&k sehingga lebih "elas dan tepat.
8ambar --. Spektrum bintang dari berbagai kelas spectrum Pengamatan spektrum bintang4bintang lain ternyata menun"ukkan perilaku yang sama' bintang "uga merupakan sebuah benda hitam dan memancarkan radiasi elektromagnetik. Namun! temperatur permukaan bintang berbeda4beda. Ada yang lebih panas dari matahari! ada pula yang lebih dingin dari matahari. ?alaupun demikian! semua bintang yang kita amati berlaku seperti sebuah benda hitam. =ari pengamatan spektrum matahari dan bintang4bintang lain inilah kita dapat menyimpulkan bah$a bintang4 bintang yang kita amati di langit malam itu sebenarnya adalah matahari4matahari lain yang letaknya teramat sangat "auh sehingga sinarnya demikian redup bila dibandingkan dengan matahari yang lebih dekat. Karena sekarang kita sudah tahu bah$a bintang adalah ob"ek yang sama dengan matahari kita! maka bintang4 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
9ntuk memahami si(at pancaran suatu benda kita hipotesakan suatu pemancar sempurna yang disebut benda hitam #black body % Pada keadaan kesetimbangan termal! temperatur benda hanya ditentukan oleh "umlah 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 Ma1 Planck #-*<* -/%! suatu benda hitam yang temperaturnya akan memancarkan energi berpan"ang gelombang antara dan ;d dengan intensitas spesi&k sebesar .........................
#-4-%
Persamaan #-4-% disebut "uga sebagai Fungsi Planck B #T % L Intensitas spesifk #I% L 3umlah energi yang mengalir pada arah tegak lurus permukaan per cm+ per detik! per steradian h L etapan Planck L 0!0+< 1 -)4+ erg det k L etapan Boltmann L -!@*) 1 -)4-0 erg> oK c L Kecepatan cahaya L +!//* 1 -)-) cm>det T L emperatur dalam dera"at Kel5in #oK%
Apabila dinyatakan dalam (rekuensi (ungsi Planck men"adi ' .........................
#-4+%
=istribusi energi menurut pan"ang gelombang #Spektrum Benda Hitam% Intensitas spesi&k benda hitam sebagai (ungsi pan"ang gelombang Pan"ang gelombang maksimum # maks% pancaran benda hitam dapat ditentukan dengan menggunakan Hukum Wien yaitu ................................... maks
#-4@%
dinyatakan dalam cm dan dalam dera"at
Kel5in Hukum ?ien ini menyatakan bah$a makin tinggi temperatur suatu benda hitam! makin pendek pan"ang gelombangnya Hal ini dapat digunakan untuk menerangkan ge"ala bah$a bintang yang temperaturnya tinggi akan tampak ber$arna biru! sedangkan yang temperatur4nya rendah tampak ber$arna merah. Misal untuk suhu sebesar *))) K! maka besar pan"ang gelombangnya adalah' L @!0+ 1-)4< cm. Contoh : =ari puncak
hasil pengamatan diperoleh bah$a spektrum bintang A dan bintang B
masing4masing berada pada pan"ang gelombang )!@< m dan )!<0 m. entukanlah bintang mana yang lebih panas dan seberapa besar perbedaan temperaturnya 3a$ab ' L )!@< m
L )!<0 m
444444444
3adi bintang A mempunyai lebih pendek daripada bintang B. Menurut hukum ?ien! bintang A lebih panas daripada bintang B 9ntuk bintang A ' 9ntuk bintang B ' 3adi temperatur bintang A lebih panas -!0 kali daripada temperatur bintang B 2ara lain ' 9ntuk bintang A' 9ntuk bintang B' Maka ' Energi total yang dipancarkan benda hitam dapat ditentukan dengan mengintegrasikan persamaan #I4-% Persamaan ini merupakan Boltmann! di mana
Hukum
Ste(an4
dan merupakan konstanta Ste!an"Bolt#mann
,leh karena itu semua hukum4hukum yang berlaku pada benda hitam! berlaku "uga 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 .
Gambar 1. Spektrum
Gambar 2. Cara kerja spektrograf
Salah satu landasan spektroskopi adalah Hukum Kirchoff (1!"#$ 1. %ila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, benda tadi akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang &. 'as bertekanan rendah bila dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada arna, 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.
*. %ila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dileatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah#, gas tersebut tersebut akan menyerap cahaya tersebut pada arna atau panjang gelombang tertentu. +kibatnya akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dileatkan diselang)seling garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorpsi.
Gambar 3 !. "erbe#aan spektrum kontinu$ absorpsi #an emisi
%eret
&almer
lmuan Siss yang bernama %almer merumuskan suatu persamaan deret untuk memprediksi panjang gelombang dari garis serapan yang dihasilkan gas hidrogen. &almer. -ersamaan terebut dikenal dengan #eret dengan serapan 0 $ tetapan 'y#berg ( 12"34#
$ $
panjang
gelombang (cm#
Gambar ( ) Spektrum emisi hi#rogen yang menampilkan ! garis spektrum pertama #alam #eret &almer
*eori Kuantum "lanck
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. -lanck mengatakan baha energi dari tiap foton +o , h. f , hc-- h $ tetapan -lanck (h 3,3* 5 126)*7 f $ frekuensi dari c kecepatan cahaya ( *.126! panjang gelombang
"embentukan
spektrum
8.s# foton km/s# foton
&intang
-ola spektrum bintang umumnya berbeda)beda, pada tahun 13* seorang astronom bernama +ngelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 7 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. 9iss +. 9aury dari 0ar:ard Obser:atory menemukan baha klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak berbeda banyak. ;lasifikasi yang dibuat oleh 9iss 9aury selanjutnya diperbaiki kembali oleh 9iss +nnie 8.
=abel 1 $ angkuman klasifikasi bintang yang saat ini umum digunakan (sering digunakan ungkapan $ /h &e 0 ine Girl or Guy$ K iss 4e# untuk mengingat urutan klasifikasi kelas spektrum bintang. (klik gambar untuk tampilan lebih jelas>#.
Subkelas
spektrum
;lasifikasi spektrum bintang O, %, +, ?, ', ;, 9 masih dibagi lagi dalam subkelas, yaitu %2, %1, %&, %*, . . . . . . . . ., %" +2, +1, +&, +*, . . . . . . . . ., +" ?2, ?1, ?&, ?*, . . . . . . . . . ., ?" Semakin besar angka yang menyatakan menunjukkan suhu bintang semakin ren#ah pula. -engunaan 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 5. Spektrum bintang #ari berbagai kelas spektrum
46K
Kelas
Kelas
Luminositas
&intang
&intang #alam kelas spektrum tertentu ternyata #apat mempunyai luminositas yang berbe#a. -ada tahun 1"1* +dam dan ;ohlscutter di Obser:atorium 9ount @ilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menentukan luminositas bintang. %erdasarkan kenyataan ini pada tahun 1"7* 9organ dan ;eenan dari Obser:atorium Aerkes membagi bintang dalam kelas luminositas, yaitu $ Kelas 1a
Maharaksasa yang sangat terang
Kelas 1b
Maharaksasa yang kurang terang
Kelas II
Raksasa yang terang
Kelas III
Raksasa
Kelas IV
Subraksasa
Kelas V
Bintang deret utama
*abel 2. Kelas Luminositas 4organ Keenan
;elas Buminositas %intang dari 9organ);eenan (9;# digambarkan dalam diagram 0ertzprung)ussell (diagram 0) # di baah ini.
Gambar 7. Kelas Luminositas #alam #iagram H6'
;lasifikasi spektrum bintang sekarang ini merupakan penggabungan dari kelas spektrum dan kelas luminositas. Contoh ) '& C $ %intang deret utama kelas spektrum ) '& a $ %intang maharaksasa yang sangat terang kelas spektrum ) %! $ %intang raksasa kelas spektrum ) %! C $ %intang subraksasa kelas spektrum
Gerak
) '& '& %! %!
&intang
%intang tidak diam, tapi bergerak di ruang angkasa. -ergerakan bintang ini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihat bintang seolah)olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang Baju perubahan sudut letak suatu bintang disebut gerak sejati ( proper motion#. 'erak sejati bisanya diberi simbol dengan μ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun. %intang yang gerak sejatinya terbesar adalah bintang &arnar# dengan μ 12,&! per tahun (dalam aktu 12 tahun bintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama#.
Gambar 8. Kecepatan bintang
0ubungan antara kecepatan tangensial (Ct# dan gerak sejati (E#$
Vt = 4,74 μ d dengan Ct E laju d
kecepatan gerak diri jarak
tangensial bintang (dalam / proper motion (dalam F/ bintang (dalam
$ km/s# tahun # parsec#
atau persamaan diatas dapat diubah ke dalam bentuk $
Vt = 4,74 μ/p dengan
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 bintang
-ersamaan)persamaan yang dapat digunakan untuk memperoleh nilai gerak sejati bintang$
:; cos < , : sin = :< , : cos = dengan EG komponen pada arah EH komponen pada arah EG dan EH dapat diukur ))I E dan J dapat ditentukan.
G H
$ (asensiorekta# (deklinasi#
Selain gerak sejati, informasi tentang gerak bintang diperoleh dari pengukuran kecepatan radial, yaitu komponen kecepatan bintang yang searah #engan garis pan#ang. ;ecepatan radial bintang dapat diukur dari efek %opplernya pada garis spektrum dengan menggunakan rumus (untuk Cr mendekati c#$
8ika Cr jauh lebih kecil dibandingkan kecepatan cahaya (c#, maka$
>-o , ?r-c dengan $
