web stats

Selasa, 23 April 2013

Klasifikasi bintang (Harvard)

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
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
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 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
http://www.kafeastronomi.com/wp-content/uploads/2011/09/Spektrum-dari-bintang-kelas-K4III-300x41.png
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
http://www.kafeastronomi.com/wp-content/uploads/2011/09/Spektrum-dari-bintang-kelas-M0III-300x41.png
Spektrum dari bintang kelas M0III
Sumber : http://id.wikipedia.org/wiki/Klasifikasi_bintang
http://www.kafeastronomi.com/klasifikasi-bintang-harvard.html

BULAN SINODIS DAN SIDERIS

 
Bulan mengelilingi bumi dalam satu periode putaran (360 °) memerlukan waktu 27,3 hari bumi tepatnya 27,321661 hari atau 27 hari 7 jam 43 menit 11.51 detik. Jika pada suatu waktu bulan berada pada titik yang searah dengan bintang tetap tertentu di langit, maka setelah  27 hari 7 jam 43 menit 11.51 detik ia akan kembali berada di tempat semula. Jangka waktu ini disebut waktu peredaran sideris bulan.
Ketika bulan beredar menempuh lingkaran orbitnya, bumi dan bulan juga bersama-sama mengelilingi matahari. Akibatnya setelah 27, 3 hari itu meskipun  bulan sudah sempurna mengelilingi bumi (360°), namun pada waktu itu belum masuk pada bulan baru. Bulan baru itu terjadi bila bulan terletak kembali searah dengan matahari (konjungsi) atau dengan istilah lain: bumi bulan dan matahari terletak pada suatu garis  lurus.
Perhitungan kalender bulan seperti kalender Hijriyah tidaklah terlalu sederhana, perhitungannya tidaklah didasarkan pada peredarannya itu sendiri, tetapi kepada perubahan bentuknya. Sementara perubahan bentuk bulan sendiri ditentukan oleh posisi matahari.
Lihat ilustrasi berikut :
Gambar 2. Ilustrasi Peredaran Sideris dan Sinodis Bulan. Setelah 27, 32 hari bulan sempurna mengelilingi bumi 360°, bulan baru (new moon) belum bisa terjadi. Masih perlu diperlukan 2.21 hari lagi (27° derajat) pergeseran bulan agar terjadi konjungsi yang menandai akan masuknya bulan baru. Lihat gambar di atas: Posisi B1 dan B3 adalah periode sinodis bulan, sedangkan B1 ke B2 adalah periode sideris

Untuk menyelesaikan satu putaran penuh, misalnya dari satu purnama ke purnama berikutnya waktu 27,321661 hari belumlah cukup. Bulan masih harus menempuh 27° lagi, karena perubahan bentuk bulan terjadi akibat pantulan sinar matahari berdasarkan penglihatan dari bumi. Dengan kata lain untuk mencapai satu keliling penuh menurut perubahan bentuknya bulan harus menempuh jarak 387°, jarak itu ditempuh bulan dalam waktu 29, 530579 hari atau 29 hari 12 jam 44 menit 2.03 detik. Selanjutnya untuk lebih jelas anda dapat melihat animasi peredaran sideris dan sinodis bulan berikut:
Karena panjang hari sesuai dengan pusingan bumi pada porosnya dalam satu putaran penuh adalah 24, maka untuk mencapai waktu rata-rata 29, 530579 hari, ditetapkan panjang bulan pada bulan-bulan Hijriyah adalah silih berganti antara 29 dan 30 hari. Dengan panjang rata-rata 29.5 hari itu ternyata masih ada selisih 0.030579 hari (0 jam 44 menit 2.03 detik), maka untuk menutupi kekurangan itu diadakan penambahan satu hari pada bulan terakhir yaitu Dzulhijjah setiap 11 tahun sekali dalam putaran tiap 30 tahun. Dengan penambahan ini berarti rata-rata bulan panjangnya menjadi 29,5305 hari. Suatu angka yang cukup tepat meskipun masih terdapat kekurangan sekitar delapan detik tidaklah berpengaruh, oleh karena itu dapat di abaikan.
http://aliboron.wordpress.com/2011/02/06/tentang-bulan-sideris-dan-sinodis/