By Eko Hadi G - Fri Sep 23, 2:13 am
Kemerlip
cahaya bintang dilangit sangat berwarna-warni. Ada yang berwarna biru terang,
kuning kekuningan dan ada pula yang berwarna orange. Apa kah ada kaitannya
semua warna ini dengan “pribadi” dari si bintang-bintang yang ada di langit
ini? Perbedaan warna ini ternyata digunakan oleh para astronom untuk mengetahui
temperatur permukaan, garis hidrogen pada spektrum bintang dan
luminositas(jumlah energi yang dipancarkan sebuah bintang ke segala arah per
satuan waktu) dari si bintang itu sendiri. Oleh karenanya dari macam-macam
warna bintang yang dapat dilihat itu dibuatlah sebuah klasifikasi bintang.
Pada tahun
1814, Joseph von fraunhofer seorang fisikawan asal jerman mencatat dan
memetakan sejumlah garis-garis gelap dalam sebuah spektrum Matahari jika
cahayanya dilewatkan pada suatu prisma. Dari hasil pemetaan yang dihasilkan,
Garis-garis gelap ini kemudian disebut sebagai garis-garis Fraunhofer.
Disisi lain 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.
53 tahun
setelah penemuan garis fraunhofer, seorang astronom Yesuit yaitu Angelo Secchi,
melakukan penyelidikan terhadap sekitar 4000 spektrum bintang dari hasil
pengamatan yang dilakukannya dengan 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.
Dari hasil
klasifikasi bintang yang dilakukan oleh Secchi, Edward Charles Pickering
ditahun 1886 memulai penyelidikan spektrum bintang secara fotografi bertempat diobservatorium
Harvard. Dengan menggunakan prisma obyektif 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.
Asisten-asisten
Pickering(Williamina Fleming, Annie Jump Cannon, Antonia Maury, dan Henrietta
Swan Leavitt), memulai sebuah proyek skala besar pengklasifikasian spektrum
bintang. Antara ditahun 1911 dan 1949, 400.000 bintang telah 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. Namun 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 klasifikasi bintang yang dikenal dengan klasifikasi Hardvard atau
klasifikasi bintang berdasarkan spektrum. Kelas bintang ini dimulai dari yang
paling panas hingga yang paling dingin (dengan massa, radius dan luminositas
dalam satuan Matahari)
Tabel
Klasifikasi Bintang berdasarkan spektrum
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. Contoh : Zeta Puppis
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. 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
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
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
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
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 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
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
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
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
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
Sumber :
http://id.wikipedia.org/wiki/Klasifikasi_bintang
http://www.kafeastronomi.com/klasifikasi-bintang-harvard.html