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 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.

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.

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.

 

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.

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 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 Hertzsprung-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 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

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

·         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 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

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.

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)

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_l (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 (l_maks)  pancaran benda hitam dapat ditentukan dengan 
menggunakan Hukum Wien yaitu

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

l_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 mm dan 0,56 mm. Tentukanlah bintang mana yang lebih 
panas dan seberapa besar perbedaan temperaturnya

Jawab :

                             = 0,35 mm ,       = 0,56 mm

                             ---------

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 :

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.