Bintang

4.1 EVOLUSI BINTANG 

Bintang adalah benda angkasa berupa bola gas raksasa yang memancarkan energinya sendiri dari reaksi inti dalam bintang, baik berupa panas, cahaya maupun berbagai radiasi lainnya. Bintang-bintang lahir di nebula dari hasil pengerutan, kemudian terjadi fragmentasi sehingga membentuk kelompok-kelompok. Inilah yang disebut proto bintang. Bintang yang bermassa besar dan panas umumnya membentuk raksasa biru dan bintang yang relatif kecil membentuk katai kuning, seperti Matahari. Bintangbintang besar dan panas memiliki inti konvektif dan lapisan selubung yang radiatif. Lain halnya pada bintang-bintang kecil seperti Matahari yang memiliki inti radiatif dan lapisan selubung konvektif. Bintang tersebut terus berevolusi seiring dengan waktu. Bintang bermassa besar jauh lebih terang dan lebih singkat umurnya daripada bintang bermassa sedang. Begitu pula nasib suatu bintang ditentukan oleh massanya. 

OBYEK LANGIT 

1. Proto bintang (Protostar) 

Ada banyak teori tentang pembentukan bintang, tetapi yang paling mantap adalah teori yang menyatakan bahwa bintang bermula dari molekulmolekul nebula dingin. Pancaran energi molekul ini mengakibatkan daerah nebula menjadi dingin, mengerut sehingga kerapatannya bertambah dan membentuk bola gas. Apabila bola gas ini sudah cukup rapat, maka akan terjadi tarikan gravitasi yang menyebabkan tekanan gravitasional yang membuat bola gas terus mengerut, sehingga terus menarik materi disekitarnya dan terus mengerut sampai terjadi perubahan energi potensial gravitasi menjadi energi radiasi. Massa minimal awan gas yang diperlukan untuk memulai pembentukan bintang disebut massa Jeans yang diberikan dalam fungsi: 

MJ dalam M , ρ = massa jenis awan (g/cm³  ), μ = massa molekul rata-rata, T = temperatur awan. 

Kerapatan awan yang cukup besar sehingga tidak bisa ditembus oleh gelombang elektromagnet menyebabkan energi terperangkap sehingga memanaskan bagian dalam bola gas dan menaikkan tekanannya. Sampai suatu saat terjadi kesetimbangan tekanan termal dan pengerutan gravitasi tercapai sehingga terjadi kesetimbangan hidrostatik. Pada mulanya keseimbangan hidrostatik hanya terjadi pada pusat bola gas dan membentuk bakal bintang, sedangkan bagian luarnya terus mengerut dan menyelubungi pusatnya. Energi yang dihasilkan dari pengerutan ini menyebankan bola gas ini menjadi bercahaya sehingga lahirlah bintang muda yang dinamakan proto bintang. Sebagian energinya digunakan untuk memanaskan bagian dalam bintang sehingga menaikkan suhu dan tekanannya untuk menahan pengerutan lebih jauh. 

Pada awal pengerutannya, perpindahan energi internal tidak secara radiasi, melainkan secara konveksi. Pada fase ini protobintang terus mengerut sampai akhirnya tekanan radiasi bintang cukup tinggi. Tekanan gas inilah yang menahan pengerutan sehingga terbentuklah bintang yang stabil. Energi ini juga memanasi bagian dalam bintang sehingga akhirnya suhu pusat bintang cukup Astronomi dan Astrofisika 176 tinggi untuk mendukung reksi fusi hidrogen yakni reaksi penggabungan hidrogen menjadi helium. Ada tiga kemungkinan siklus ini yakni: 

Energi hasil fusi ini memanasi bagian dalam bintang secepat energi dipancarkan keluar sehingga tekanan di pusat bintang menjadi tetap dan pengerutan berhenti. Bintang kini telah stabil dan ada di deret utama usia nol (zero-age main squence). 

2. Raksasa merah (Red giant) 

Bila suatu bintang telah mulai menghabiskan bahan bakar hidrogennya sehingga bintang itu sendiri terdiri dari kebanyakan helium, maka fusi hidrogen tidak dapat berlangsung lagi. Akibatnya tekanan radiasi tak mampu lagi menahan keruntuhan gravitasi. Oleh karena itu pusat helium mulai runtuh sehingga terjadi lagi perubahan energi potensial gravitasi menjadi energi kinetik termal sehingga pusat bintang bertambah panas, kerapatan bintang meningkat dari sekitar 100 gr/cm³  menjadi 105 gr/cm³  dan suhu naik menjadi 108 K. Pada tingkat suhu ini mulai terjadi fusi helium menjadi unsur-unsur yang lebih berat seperti karbon, oksigen dan neon. Proses ini disebut pembakaran helium. 

Di samping itu, meningkatnya suhu pusat bintang akibat keruntuhan mengakibatkan tekanan radiasi dari pusat meningkat pula. Tekanan radiasi ini mendorong lapisan luar dan selubung bintang ke arah luar sehingga bintang menjadi mengembang dan jejarinya menjadi ratusan bahkan ribuan kali lebih besar. Menurut Hukum Stefan-Boltzmann, peningkatan luas menyebabkan energi pancaran per satuan luas semakin berkurang, sehingga suhu lapisan luar bintang menurun dan mengakibatkan warna bintang berubah menjadi merah sehingga disebut raksasa merah. Bintang pada tahapan raksasa merah akan terus membakar helium dan unsur lain yang lebih berat sampai terhenti pada pembentukan inti besi 56Fe sehingga pusat bintang menjadi semakin berat dan materi di sekitarnya mulai kehabisan hidrogen dan mengumpul di pusat bintang. Hal ini mengakibatkan pusat bintang makin kecil dan makin panas sampai suhunya cukup tinggi untuk memenuhi terjadinya reaksi triple alpha yang menghasilkan energi tambahan yang kemudian memanaskan seluruh helium di sana sehingga terjadi akselerasi pembakaran helium dan menghasilkan energi yang sangat besar dalam waktu singkat. Gejala seperti ini dinamakan helium flash. 

Akibat pelepasan energi ini pusat bintang mengerut dan suhu permukaannya meningkat. Inti besi yang paling berat dan stabil berkumpul di pusat dan bintang masih melakukan pembakaran oksigen dan karbon di pusatnya, dikelilingi lapisan dimana pembakaran helium masih terjadi, dan di lapisan lebih luar masih terjadi pembakaran hidrogen. Kini bintang telah mantap menjadi raksasa merah. 

3) Katai putih (White dwarf) 

Cepat atau lambat bintang akan kehabisan energi nuklirnya, kemudian bintang mengerut dan melepaskan energi potensialnya. Akhirnya bintang mengerut sampai mencapai kerapatan yang luar biasa dan menjadi bintang yang kecil dengan rapat massa mencapai 103 kg/cm3 dan suhu permukaannya mencapai 104 K. Bintang seperti ini dinamakan katai putih atau white dwarf. Dalam keadaan yang mampat ini, atom-atom sangat rapat yang satu dengan yang lain sehingga terjadi degenerasi energi elektron. Berdasarkan asas ekslusi Pauli, tidak ada elektron (fermion) dalam satu atom yang memiliki bilangan kuantum yang sama, sehingga terjadi penolakan akibat energi degenerasi elektron ini. Energi degenerasi ini menghasilkan gaya tolakan yang cenderung melawan tumpang tindih elektron tersebut. Adanya energi degenerasi elektron menahan keruntuhan gravitasi lebih jauh sehingga bintang mencapai kesetimbangan hidrostatis. Energi degenerasi ini dapat dinyatakan dengan fungsi energi Fermi, yaitu: 

Dengan me massa elektron, Ne/V rapat elektron, N jumlah nukleon (proton atau neutron) dan 

Distribusi energi elektron berkisar dari E = 0 hingga E = EF, sehingga total energi rata-rata elektron adalah:

Oleh karena itu, energi rata-rata elektron diberikan oleh:

Energi total dalam suatu bintang dapat kita nyatakan dalam fungsi berikut.

Suku pertama menyatakan energi elektron, suku kedua menyatakan energi potensial gravitasi, suku ketiga energi termal, dan suku keempat menyatakan total energi radiasi. Selain potensial gravitasi, semuanya memberikan tekanan ke arah luar. Dengan mengabaikan suku ketiga dan keempat (nilainya lebih kecil dibanding energi elektron dan potensial gravitasi) didapatkan jejari yang mantap untuk bintang katai putih ketika dE/dR = 0.  Dari persamaan di atas didapatkan dE/dR = 2, kemudian. 

Katai putih hampir tidak lagi mengandung hidrogen sehingga sebagian besar terdiri dari helium dan unsur berat. Kita ambil perkiraan dengan atom netral Ne = 1/2 (contoh: He 4 /2 memiliki 2 elektron dan 4 nukleon), maka: 

Sebagai contoh tinjau suatu bintang dengan massa sekitar massa matahari M= 10.2 30 kg . Mengingat massa nukleon 1,66.10 -27  kg, maka terdapat sekitar N =1,2.10 57 butir . Berdasarkan persamaan diatas kita dapatkan R = 9.10 6 meter. 

Jika massa sisa bintang lebih besar daripada batas nilai tertentu, maka energi elektron tidak akan sanggup melawan pengerutan gravitasinya lagi sehingga bintang tidak akan stabil. Batas massa ini ditemukan oleh Subrahmanyan Chandrasekhar, yaitu: 

Dengan μe adalah berat molekul rata-rata per elektron. Untuk campuran gas unsur berat yang terionisasi sempurna harga μe = 2, sehingga kita dapatkan massa maksimum katai putih: 

Makin besar massa bintang awal, makin kecil radiusnya setelah menjadi katai putih, sehingga makin kompak. Apabila massa bintang lebih besar dari 1,44 kali massa Matahari maka keruntuhan gravitasi menjadi semakin besar dan energi degenerasi tak mampu lagi menahan keruntuhan bintang, maka ukuran bintang menjadi semakin kecil lagi. Akibat terus menerus memancarkan energinya, katai putih akan berubah menjadi katai merah, dan akhirnya akan berhenti bersinar menjadi katai hitam. 

4) Bintang neutron dan Pulsar  

Lubang hitam dan bintang neutron sering disebut bintang kompak (compact) karena kepadatannya yang luar biasa akibat keruntuhannya. Pusat bintang yang runtuh mengalami pemampatan sehingga elektron di pusat bintang akan terimpitkan hingga makin dekat ke inti. Akhirnya banyak elektron ( e 0  -1 ) yang menembus inti dan menyatu dengan proton ( p 1  +1 ) membentuk neutron ( n 1 0 ). Dengan begitu terbentuklah gas yang kaya akan neutron yang hanya ada sedikit campuran proton, elektron dan inti berat. Pada keadaan sangat mampat ini neutron terdegenerasi yang memberikan tekanan balik untuk melawan pengerutan. Tekanan ini akan setimbang (mantap) jika jari-jarinya sekitar 10 kilometer saja, namun massanya menyerupai massa Matahari. Kerapatan bintang neutron setara dengan kerapatan inti atom, sehingga bintang neutron dapat dipandang sebagai nukleon raksasa yang terdiri atas neutron. Oleh sebab itu, bintang ini disebut bintang neutron.  

Pada bintang neutron, neutron yang semakin memampat akibat tekanan gravitasi akan mengalami degenerasi neutron, seperti halnya elektron. Dengan menggunakan persamaan energi Fermi didapatkan: 

Karena hampir seluruh bintang terdiri atas neutron, maka N  = Nn. Ingat bahwa mp = mn = 1 Sma.

Adapun pulsar adalah bintang neutron yang berputar sangat cepat akibat ukurannya yang kecil dan memancarkan gelombang radio kuat akibat intensitas medan magnetik bintang yang sangat kuat dan menjerat pertikel bermuatan yang dipancarkannya.

5) Lubang hitam 

Lubang hitam terjadi apabila suatu bintang neutron yang bermassa lebih besar daripada 3 M maka tekanan degenerasi elektron dan neutron tak akan mampu menghentikan keruntuhan gravitasi bintang. Bintang akan menjadi semakin mampat, medan gravitasi di permukaannya semakin kuat. Dengan begitu kelengkungan ruang-waktu di sekitar bintang pun makin besar sehingga cahaya pun tak dapat lolos. Radius maksimal bintang agar dapat menjadi lubang hitam adalah:

Jari-jari ini dinamakan jejari Schwarzchild, dan lingkarannya disebut horizon peristiwa atau event horizon. Perhatikan bahwa kecepatan lepas pada lubang hitam lebih besar atau sama dengan laju cahaya, sehingga cahaya pun tidak dapat lepas setelah memasuki event horizon.

Dari persamaan  tersebut Anda dapat mengetahui bahwa Bumi dapat berubah menjadi lubang hitam seandainya ada yang bisa memadatkannya sampai sebesar kelereng. 

4.2  ROTASI  BINTANG 

  Kalau bintang berotasi, garis spektrumnya menunjukkan pelebaran Doppler. Perhatikan gambar berikut: 

Gambar 4.2.1 Rotasi bintang menyebabkan pergeseran Doppler pada spektrum.

Jika kita menggunakan salah satu spektrum (misal di sebelah kanan) dan menghitung pergeseran panjang gelombangnya, maka kecepatan radialnya adalah 

periode rotasi bintang ini dapat dihitung dari persamaan 

dengan R adalah jari-jari bintang 

4. 3 TEKANAN RADIASI (SOLAR WIND) 

Matahari merupakan sebuah bintang yang memancarkan radiasinya ke segala arah dengan kecepatan cahaya. Radiasi ini memberikan tekanan pada benda-benda angkasa maupun satelit di Bumi, meskipun pengaruhnya terhadap benda besar seperti planet dapat diabaikan. Besarnya fluks yang diterima oleh suatu partikel bergantung dari luminositas Matahari Lo = 3,8 x 10 26 W dan diberkan dengan persamaan.

Foton-foton yang dipancarkan membawa momentum dan memberikan gaya searah dengan arah radiasi. Gaya dari tekanan radiasi ini, FRP, dapat dinyatakan dengan 

Karena gaya gravitasi yang didapatkan partikel akibat pengaruh Matahari, FG, jika rapat massa partikel adalah  P yaitu 

Maka gaya gravitasi Matahari dan gaya dari tekanan radiasi akan setimbang jika radius linear partikel, R sebesar 

4.4. GERAK SEJATI BINTANG 

  Bila diamati, bintang selalu bergerak di langit malam, baik itu tiap jam maupun tiap hari akibat pergerakan Bumi relatif terhadap bintang (rotasi dan revolusi Bumi). Walaupun begitu, bintang benar-benar bergerak, sebagian besar karena mengitari pusat galaksi, namun pergerakannya itu sangat kecil sehingga hanya dapat dilihat dalam pengamatan berabad-abad. Gerak semacam inilah yang disebut geral sejati bintang. 

  Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu: 

1. Kecepatan radial : kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat (sejajar garis pandang). 

2. Kecepatan tangensial : kecepatan bintang bergerak di bola langit (pada bidang pandang).

Sedangkan kecepatan total adalah kecepatan gerak sejati bintang yang sebenarnya (semua komponen).

KECEPATAN RADIAL 

Kecepatan radial, seperti telah dijelaskan sebelumnya, adalah kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat. Kecepatan ini biasanya cukup besar, sehingga terjadi peristiwa pergeseran panjang gelombang. Kecepatan radial bintang dapat diukur dengan metode Efek Doppler. 

KECEPATAN TANGENSIAL 

  Kecepatan tangensial adalah kecepatan gerak bintang pada bola langit. Misalkan pada suatu tahun, bintang tersebut berada pada  , sekian, namun pada tahun berikutnya posisinya berubah. Perubahan koordinat dalam tiap tahun ini disebut proper motion (μ) yang merupakan kecepatan sudut bintang (perubahan sudut per perubahan waktu). Kecepatan liniernya dinyatakan dalam satuan kilometer per detik. Kecepatan linier inilah yang dikatakan kecepatan tangensial, yang dapat dicari dengan menggunakan rumus keliling lingkaran. Misal perubahan posisi bintang dari x ke x’, yaitu sebesar μ  (detik busur) setiap tahunnya

Kecepatan tangensial dihitung dari gerak diri bintang (proper motion) yang diberi symbol  μ ( harap dibedakan dengan  μ = G(M+m) dalam mekanika), yang merupakan kecepatan sudut bintang Gerak diri ini sendiri dibedakan menjadi dua berdasarkan arahnya yaitu komponen asensiorekta  dan komponen deklinasi.

Rumus yang digunakan untuk mencari komponen-komponen tersebut adalah: 

KECEPATAN TOTAL

Komponen gerak bintang 

gambar 4.4.1 Komponen gerak bintang pada langit

gambar 4.4.2 Diagram balok gerak bintang

JARAK TERDEKAT BINTANG 

  Telah kita ketahui bahwa bintang bergerak di langit. Tentunya pergerakan ini membuat perubahan jarak antara bintang dengan Bumi. Dengan perumusan di atas, dapat kita cari kapan suatu bintang bintang mencapai jarak terdekatnya drngan Bumi.

gambar 4.4.3 Jarak terdekat bintang yang bergerak.

Bintang bergerak di angkasa dengan vektor kecepatan v (arah sudut β dari garis pandang). Titik terdekat bintang berada di X‘, yaitu saat sudut PX‘X sebesar 90° (mengapa?). Perhatikan bahwa jarak s (XX‘) = vt . 

1. Jarak terdekat (d’) Jarak terdekat dapat dicari dengan rumus trigonometri sederhana. Titik terdekat (X‘) 

2. Waktu untuk jarak terdekat (t) 

dengan t dimasa datang untuk pergeseran biru dan dimasa lalu untuk pergeseran merah.

3. Paralaks saat jarak terdekat (p’)

4. Perbandingan magnitudo saat jarak terdekat (m-m’) Karena bintangnya sama, maka luminositasnya juga sama. Perbandingan energi radiasinya adalah: 

4.5. BINTANG GANDA 

  Tidak semua bintang merupakan bintang tunggal yang berdiri sendiri atau hanya dengan planet-planetnya. Ada juga bintang yang berpasangan, yaitu bintang ganda, bintang bertiga, bintang berempat dan seterusnya. Pada materi ini hanya akan dijabarkan tentang bintang ganda. Bintang ganda ini saling berinteraksi, jika massa bintang satu jauh lebih besar dari bintang pasangannya, maka bintang pasangannya akan berevolusi mengitari bintang besar itu. Namun jika massa kedua bintang hampir sama, maka bintang itu akan saling mengitari. Biasanya, bintang yang lebih massif disebut bintang primer dan bintang yang kurang massif disebut bintang sekunder. Bintang primer maupun sekunder sama-sama mengorbit pusat massa gabungannya, dan sudut inklinasinya terus berubah secara teratur. 

Penggolongan umum: 

1. Bintang ganda visual, yaitu bintang ganda yang terlihat terpisah oleh mata bugil atau teleskop lemah karena radius orbit gabungannya cukup besar. 

2. Bintang ganda astrometri, yaitu bintang ganda yang salah satu pasangannya terlampau lemah untuk dilihat. 

3. Bintang ganda spektroskopi, yaitu bintang ganda dengan jarak yang sangat berdekatan, sehingga tak dapat dipisahkan oleh teleskop kuat sekalipun.

• Spektroskopi bergaris tunggal, jika hanya salah satu bintang yang terlihat spektrumnya.  

• Spektroskopi bergaris ganda, jika kedua bintang terlihat spektrumnya.  

• Bintang ganda gerhana, jika jaraknya begitu dekat dan inklinasinya sekitar 90°, sehingga dapat saling menutupi satu sama lain (terokultasi). 

Adapun penggolongan bintang ganda berdasarkan bintang penyusunnya antara lain sebagai berikut: 

1. Cataclismyc Variable, yaitu pasangan bintang deret utama dan katai putih. Bintang primer adalah bintang yang berusia lanjut. 

2. High Massive X-Ray Binary, yaitu pasangan bintang raksasa dan bintang kompak (bintang neutron atau blackhole). Pada bintang ini terjadi transport materi dari bintang raksasa ke bintang kompaknya dan menghasilkan radiasi sinar-X yang besar. 

3. Algol Binary Star, yaitu system bintang ganda yang terdiri dari bintang raksasa dan bintang katai.

gambar 4.5.1 Diagram orbit bintang ganda.

1) Hubungan antara massa bintang dan sumbu semi-mayornya 

Makin massif suatu bintang, semakin kecil radius orbitnya.

2) Sudut sumbu semi mayor 

Adalah radius sudut orbit suatu sistem bintang ganda jika dilihat dari Bumi. 

3) Massa total bintang ganda 

Dengan rumus Hukum Keppler III 

4) Hubungan luminositas dan massa 

Hubungan luminositas dan massa dapat dinyatakan sebagai berikut 

5) Hubungan kecepatan orbit dan sumbu semi-mayor 

Pada sistem bintang ganda, periode kedua bintang relatif terhadap pusat massa gabungannya adalah sama, Pp = Ps  . Ini menyebabkan vektor penghubung antara kedua bintang selalu melewati pusat massa gabungannya. Untuk lebih jelas, perhatikan gambar 4.5.3 berikut: 

 gambar 4.5.3 Orientasi orbit.

Dengan menggunakan Hukum Keppler III, yaitu 

dengan a adalah sumbu semi-mayor gabungan, a = ap + as dan  μ  = G (mp + ms). untuk bintang primer berlaku :

sehingga didapatkan persamaan :

CONTOH: 

1. Diketahui sistem bintang ganda dengan inklinasi orbit 90° dengan magnitudo semu bintang 1 adalah 7,8 dan magnitudo semu bintang 2 adalah 7,1. Jika jari-jari bintang 2 delapan kali jari-jari bintang 1, tentukanlah magnitudo total bintang ganda tersebut pada: a. saat kedua bintang tidak saling menutupi 

b. saat bintang primer menutupi total bintang sekunder

c. saat bintang sekunder menutupi bintang primer (seluruh permukaannya di depan bintang primer) 

Penyelesaian:  

Diketahui : 

• m2  =  7,1   

•  m1  =  7,8    

• r2     =  8 r1 

Bintang 2 merupakan bintang primer karena lebih terang daripada bintang pasangannya. Perbandingan energinya adalah :

a.   magnitudo saat bintang tidak saling menutupi berarti energi totalnya sama dengan  jumlah energi kedua bintang. 

b.  magnitudo total saat bintang primer menutupi total bintang sekunder jelas bahwa bintang sekunder tak akan nampak (bintang primer lebih besar daripada bintang sekunder), dengan demikian magnitudo totalnya sama dengan magnitudo bintang primer. 

m tot = 7,1

c.  magnitudo saat bintang sekunder menutupi bintang primer (seluruh permukaannya di depan bintang primer) berarti energi totalnya adalah energi bintang sekunder ditambah energi bintang primer yang tidak tertutupi bintang sekunder. Luas permukaan bintang primer yang tidak tertutupi adalah:

2. Diketahui sebuah bintang dekat yang berjarak 3 pc mengalami pergeseran biru pada spektrumnya memiliki kecepatan gerak sejati total sebesar 74 km/s. Sudut antara vektor kecepatan tangensial dan kecepatan radialnya (β) = 30°. Hitunglah :

a) waktu yang diperlukan bintang untuk berada pada jarak terdekat. 

b) jarak terdekat bintang tersebut dari Bumi 

c) perbandingan magnitudo pada saat jarak terdekat, jika magnitudonya saat ini = 1.

3. Diketahui Bintang ganda α Centaury memiliki periode orbit 79,92 tahun. Sudut sumbu semi-mayor gabungannya 66 ,"17 dan paralaksnya 74 ,"0 . Jika perbandingan sumbu semi mayor antara α Centaury A dan α Centaury B = 1,22,  tentukanlah massa masingmasing bintang tersebut dan magnitudo mutlak bolometrik gabungannya!

gambar 4.5.4 Pembentukan garis serapan pada spektrum bintang yang beratmosfer (b).

4.6. SPEKTRUM ADSORBSI PADA BINTANG 

  Berdasarkan hukum Kirchoff, jika suatu zat padat, cair atau gas yang panas dan bertekanan tinggi akan menghasilkan spektrum kontinu, dan jika cahayanya dilewatkan pada gas yang  bertekanan rendah akan menghasilkan spektrum adsorbsi. Pada bintang seperti Matahari, lapisan atmosfer yang lebih renggang (bertekanan rendah) akan membentuk garis-garis serapan pada spektrum pancaran Matahari. Garis-garis serapan akibat atmosfer Matahari ini (meskipun ada juga akibat adsorbsi atmosfer Bumi) dinamakan garis Fraunhover, sesuai dengan nama penemunya. Garis serapan ini berguna unutk menentukan komposisi atmosfer Matahari. Beberapa garis Fraunhofer beserta elemen yang diindikasinnya dapat dilihat pada tabel. 

Tabel 4.6.1 Garis-garis Franhoufer kuat. 

4.7. KLASIFIKASI BINTANG 

SPEKTRUM GELOMBANG ELEKTROMAGNET 

Spektrum gelombang elektromagnet, atau biasa disebut spektrum cahaya umumnya dapat dibagi sebagai berikut: 

Untuk lebih jelas, perhatikan gambar berikut: 

Gambar 4.7.1 Spekrum gelombang elektromagnetik

KELAS SPEKTRUM BINTANG 

Klasifikasi bintang berdasarkan kelas spektrumnya didasarkan pada temperatur bintang. Perbedaan temperatur menyebabkan perbedaan tingkat energi pada atomatom 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 

• Temperatur : 7 500 – 11 000 K 

• Ciri 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 F 

• Warna : putih 

• Temperatur : 6 000 – 7 500 K 

• Ciri 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 Procyon

5. Kelas Spektrum G 

• Warna : putih kekuningan 

• Temperatur : 5 000 – 6 000 K 

• Ciri 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 K 

• Warna : jingga 

• Temperatur : 3 500 – 5 000 K 

• Ciri utama : Garis logam netral tampak mendominasi. Garis hidrogen lemah sekali. Pita molekul Titanium Oksida (TiO) mulai tampak. 

• Contoh : Arcturus dan Aldebaran 

7.  Kelas Spektrum M 

• Warna : merah 

• Temperatur : 2 500 – 3 000 K 

• Ciri utama : Pita molekul TiO terlihat sangat mendominasi, garis logam netral juga tampak dengan jelas. 

• Contoh : Betelgeuse dan Antares

KELAS LUMINOSITAS 

  Kelas luminositas adalah penggolongan bintang berdasarkan luminositas atau dayanya. Bintang yang kelas spektrumnya sama dapat mempunyai kelas luminositas yang berbeda. Pada tahun  1913 Adams dan Kohlschutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk  menunjukkan luminositas bintang. Ada garis kuat pada bintang raksasa dan garis lemah pada bintang katai. Berdasarkan kenyataan ini pada tahun 1943 Morgan, Keenan dan beberapa rekannya di Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas yaitu: 

kelas  Ia :  maharaksasa yang sangat terang 

kelas  Ib :  maharaksasa yang kurang terang 

kelas  II :  raksasa yang terang 

kelas III :  raksasa 

kelas IV :  subraksasa 

kelas  V :  deret utama 

Penggolongan ini disebut penggolongan Morgan-Keenan atau penggolongan MK. 

Selain kelas di atas ada bintang subkatai (subdwarf) ditulis ‘Sd‘, yaitu bintang yang terletak sedikit di bawah deret utama dalam diagram HR. Bintang katai putih ditulis sebagai kelas ‘D‘ (white dwarf). Bintang deret utama seringkali juga disebut bintang katai. Harap dibedakan antara bintang katai dan bintang katai putih.

Contoh kelas spektrum dan kelas luminositas suatu bintang misalkan bintang kelas G2 V. Bintang ini adalah bintang deret utama yang kelas spektrumnya G2. Matahari adalah bintang kelas G2 V. Contoh lain misalnya Deneb dengan  kelas A2 Ia, Betelgeuse dengan kelas M2 I, dan Arcturus kelasnya K1 III. 

DIAGRAM HERTZSPRUNG – RUSSEL  (DIAGRAM HR) 

Diagram HR merupakan diagram yang menggambarkan kelas bintang dimana kelas spektrum (temperatur efektif) pada absis dan kelas luminositas (energi) pada ordinatnya. Makin panas suatu bintang, makin ke kiri letaknya, dan makin dingin suatu bintang makin ke kanan letaknya. Makin besar luminositas suatu bintang (magnitido absolutnya kecil) makin di atas letaknya dan makin kecil luminositas bintang (M-nya besar) makin di bawah letaknya dalam diagram.

Adapun bintang yang luminositasnya besar namun karena jejarinya besar, sehingga temperatur efektifnya kecil sesuai dengan hubungan 

Akibatnya bintang dengan luminositas sama namun memiliki radius yang berbeda akan memiliki temperatur efektif yang berbeda. Hubungan ini dapat dilihat sebagai fungsi garis y = x terhadap radius bintang. Makin ke kanan-atas makin besar jarijarinya, begitu juga makin ke kiri-bawah makin kecil jari-jarinya. Itu sebabnya bintang katai putih dengan luminositas yang kecil namun karena jejarinya juga sangat kecil, sehingga suhu bintang katai putih cukup tinggi untuk berpendar putih (±6 200 K). 

Diagram HR 

Gambar 4.7.2 Diagram Hertzprung – Russel. 

Mengingat persamaan luminositas 

hubungan radius dalam diagram HR dapat dicari dengan persamaan:

Magnitudo mutlak bintang dapat dicari dengan menggunakan standar magnitudo Matahari: 

M = 4,74 - 2,5 log L

Dengan L dalam satuan Lo.

4.8. KURVA CAHAYA 

KURVA KECEPATAN RADIAL 

Telah kita ketahui kecepatan radial bintang (komponen kecepatan searah dengan garis pandang) dapat ditentukan dari pergeseran Doppler-nya.  Akibat gerak mengorbitnya, Vr selalu berubah terhadap waktu. Kurva yang menunjukkan perubahan kecepatan radial  terhadap waktu disebut kurva kecepatan radial. Bentuk kurva kecepatan radial tergantung pada eksentrisitas orbit e dan bujur periastron.  Gambar di bawah ini menunjukkan bentuk kurva kecepatan radial untuk orbit dengan berbagai harga . Di sini digambarkan orbit salah satu komponen terhadap titik pusat massanya (G) dan kurva kecepatan radial komponen tersebut. Bila orbit bintang ganda berbentuk berupa lingkaran sempurna, kurva kecepatan radialnya berbentuk sinusoidal seperti pada gambar. Di titik  a dan c kecepatan radial nol, sedangkan di titik b mencapai harga terbesar positif (bintang menjauh) serta  di titik d  kecepatan radial mencapai harga terbesar negatif (bintang mendekat). 

Gambar 4.8.1 Orbit dan kurva kecepatan radial komponen bintang ganda. 

KURVA CAHAYA 

Kurva cahaya adalah grafik yang menggambarkan perubahan kecemerlangan (magnitudo) suatu sistem bintang ganda. Perubahan kecemerlangan total ini adalah karena kedua bintang saling menutupi dalam proses revolusinya mengelilingi pusat massa. Untuk memudahkan dalam analisis kurva cahaya ,  pada sistem bintang ganda ini dianggap hanya bintang sekunderlah yang bergerak mengelilingi bintang primer (kecepatan dan jarak bintang sekunder adalah kecepatan dan jarak relatif bintang sekunder terhadap bintang primer). Didalam buku ini, hanya akan dibahas kurva cahaya sederhana. Selain itu buku ini mengambil ketentuan titik a merupakan titik sumbu terdekat orbit dengan pengamat, dan grafik dari kurva cahaya selalu dimulai dari titik a, kenudian b, c, dan d berlawanan jarum jam. Namun ada pula sumber lain yang menggunakan ketentuan yang berbeda. Oleh karena itu, diharapkan pembaca memahami betul titik-titik mana yang dimaksud dalam penjelasan, bukannya menghafalkan nama titiknya. 

Pada umumnya bintang primer lebih besar, lebih masif, lebih terang dan lebih renggang daripada bintang pasangannya. Jika bintang yang lebih terang tertutupi, pengurangan magnitudonya lebih besar daripada jika bintang redup yang tertutupi. Namun perlu diingat juga bahwa bintang yang kecil tak dapat menutupi seluruh bagian bintang yang besar, sehingga pengurangan kecerlangan tidak terlalu besar. 

ANALISIS KURVA CAHAYA DAN LAJU ORBIT. 

Telah dijelaskan di atas, bahwa biasanya untuk mempermudah perhitungan, bintang sekunder sajalah yang bergerak mengelilingi bintang primer. Sehingga jika diketahui kelajuan masing-masing bintang, maka kelajuan relatif bintang sekunder terhadap bintang primer yang digunakan

Kecepatan gerhana (V) yang merupakan kecepatan radial  ini didapat dari periode orbit (P) dan sumbu semi mayor gabungan (a) yang diperoleh dari pengamatan periode gerhana dan radius sudut dengan rumus