Diagram HERTZSPRUNG-RUSSELL dan Luminositas Bintang

DIAGRAM HERTZSPRUNG-RUSSELL DAN LUMINOSITAS BINTANG

A.    Diagram Hertzsprung-Russell

Pada awal abad 20, astronom sudah menyadari adanya keteraturan dalam klasifikasi Harvard sehingga bintang kelas O di satu ujung klasifikasi lebih terang secara intrinsik daripada bintang kelas lainnya hingga kelas M di ujung lainnya. Keteraturan ini mengarahkan astronom pada sebuah teori evolusi bintang (yang kini sudah tidak diakui lagi) yang menyatakan bahwa bintang memulai hidupnya sebagai bintang kelas O yang terang dan panas dan berakhir menjadi bintang kelas M yang dingin. Jika memang teori ini benar, maka pastilah ada keteraturan dalam hubungan antara luminositas/magnitudo mutlak dengan kelas spektrumnya.

Ejnar Hertzsprung kemudian menganalisis bintang-bintang yang kelas spektrum dan magnitudo mutlaknya sudah diketahui dengan pasti, dan meng-konfirmasi hasilnya pada 1905. Hertzsprung menyajikan hasilnya hanya dalam bentuk tabel. Pada 1913, Henry Norris Russel, secara terpisah tiba pada kesimpulan yang sama dan menyajikan hasilnya dalam bentuk diagram. Lebih dari 200 bintang diplot dalam “diagram Russell”, dan hasilnya kebanyakan bintang berada dalam sebuah pita yang terentang dari kiri atas ke kanan bawah diagram.

Astronom Denmark yang lain, Bengt Strömgren, kemudian menyarankan agar diagram tersebut dinamai berdasarkan dua nama penemunya di atas. Hingga kini nama Hertzsprung dan Russell selalu tergabung dalam penyebutannya.

Bentuk Diagram

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.

Berdasarkan rumus

E = hf = hc/A

Dimana

E = energi,

h = konstanta Planck,

f = frekuensi,

c = kecepatan cahaya dan A = panjang gelombang,

maka gelombang berenergi besar memiliki frekuensi yang besar, dan sebaliknya panjang gelombangnya kecil. Informasi semacam ini yang diturunkan dengan berbagai pendekatan fisika, sehingga dalam penerapannya di Astronomi, spektrum bintang itu sangat penting.

Pengelompokan bintang dengan kelas spektral seperti klasifikasi Morgan – Keenan (klasifikasi seperti ini tidak ada hubungannya dengan ukuran bintang. Jadi bintang kelas O belum tentu ukurannya sangat besar)

Dengan melakukan observasi spektroskopi yaitu pengamatan bintang khusus pada spektrumnya didapatkan panjang gelombang cahaya yang dipancarkan bintang. Dengan rumus yang tadi, bisa diketahui berapa energinya. Dengan menerapkan hukum Termodinamika bisa diketahui kaitan antara energi dengan temperatur. Klasifikasi MK ini diterapkan dalam diagram yang disebut Diagram Hertzprung-Russel.

Untuk mendapatkan diagram HR ini, biasanya dilakukan 2 jenis observasi, yaitu Spektroskopi dan Fotometri. Spektroskopi seperti yang sudah saya jelaskan pada tulisan sebelumnya, sedang Fotometri adalah pengamatan dengan berpatokan pada magnitudo (kecerlangan) bintang.

Berdasarkan pengamatan spektroskopi didapatkan kelas spektrum, dan dari pengamatan fotometri didapatkan kelas luminositas. Lalu, dengan mencocokkan posisi bintang dalam diagram terhadap kelas spektrum dan kelas luminositasnya tersebut, dikaji lebih lanjut tentang radius dan umur bintang.

Diagram Hertzsprung-Russell mempunyai beberapa bentuk dan tata namanya tidaklah terdefinisi secara ketat. Diagram aslinya mencantumkan kelas spektrum dari bintang pada sumbu horisontal dan magnitudo mutlak pada sumbu vertikal. Kuantitas pertama (kelas spektrum) sangat sulit untuk dinyatakan karena nilainya bukanlah kuantitas angka dan di versi diagram modern sering diganti dengan indeks warna B-V dari sebuah bintang. Diagram seperti ini kadang disebut diagram warna-magnitudo.

Dalam pengamatan gugus bintang dimana bintang-bintangnya memiliki jarak yang hampir sama, diagram warna-magnitudonya sering dipakai dengan sumbu vertikalnya menunjukkan magnitudo bintang yang tampak

Diagram bentuk lainnya menggunakan suhu permukaan efektif dari sebuah bintang pada satu sumbunya dan luminositas dari bintang itu pada sumbu lainnya. Bentuk inilah yang dipakai astronom teoretis dalam menghitung model komputer yang menggambarkan evolusi sebuah bintang. Diagram tipe ini mungkin lebih tepat disebut diagram temperatur-luminositas, tetapi istilah ini hampir tidak pernah dipakai, dan nama "Diagram Hertzsprung-Russell" lah yang digunakan. Salah satu keanehan dari diagram H-R bentuk ini adalah suhu mulai ditulis dari nilai tinggi ke nilai rendah (kiri ke kanan pada sumbu horizontal), yang dimaksudkan untuk membantu kemudahan perbandingan dengan diagram H-R normal yang dipakai dari pengamatan.

Meskipun kedua tipe diagram ini mirip, para astronom membuat perbedaan yang tajam di antara keduanya. Hal ini karena sulitnya mengubah dari bentuk yang satu ke bentuk yang lainnya, dan semuanya tergantung dari model atmosfer-bintang yang digunakan dan parameter-parameternya (seperti komposisi dan tekanan, selain dari suhu dan luminositas). Juga, seseorang perlu mengetahui jarak dari obyek yang diamati dan derajat serapan materi antar bintangnya.

                                       

Diagram Hertzsprung-Russell hasil plot dari 22000 bintang yang datanya berasal dari katalog Hipparcos dan 1000 dari katalog Gliese.

Tampak bahwa bintang-bintang cenderung berkelompok di bagian tertentu diagram. Yang paling dominan adalah kelompok yang membentuk diagonal diagram dari kiri atas (panas dan cemerlang) hingga kanan bawah (dingin dan kurang cemerlang) yang disebut deret utama. Matahari terletak di deret utama dengan luminositas 1 (magnitudo sekitar 5), dan temperatur permukaan sekitar 5400K (kelas spektrum G2). Berdasar konsensus, sumbu x dari kiri ke kanan menyatakan suhu tinggi ke suhu rendah (tetapi 'warna' dari kecil ke besar).

Diagram H-R digunakan untuk menunjukkan jenis-jenis bintang yang berbeda dan juga untuk mencocokkan prediksi model teoritis evolusi bintang dengan pengamatan. Pengelompokan bintang pada jalur yang berbeda (lihat gambar) menunjukkan adanya perbedaan tahap evolusi bintang.

Kebanyakan bintang mendiami suatu jalur dari kiri atas ke kanan bawah yang disebut sebagai deret utama. Ini dapat diinterpretasikan bahwa bagi kebanyakan bintang, makin tinggi suhu permukaannya makin terang cahayanya. Bintang pada kelompok ini adalah bintang yang sedang melangsungkan pembakaran hidrogen di intinya. Hampir 90% usia bintang dihabiskan pada tahap deret utama ini yang menjadi penyebab tingginya populasi. Bintang deret utama disebut juga sebagai bintang katai.

Kelompok yang tampak terlihat jelas berikutnya adalah kelompok yang disebut sebagai cabang raksasa, tempat bagi bintang-bintang yang sedang melangsungkan pembakaran hidrogen di kulit yang mengelilingi inti helium yang belum terbakar. Ciri lainnya yang dapat dilihat dengan jelas adalah adanya gap antara deret utama dan cabang raksasa. Gap ini disebut sebagai gap Hertzsprung dan menunjukkan evolusi yang berlangsung cepat pada saat pembakaran hidrogen di kulit yang mengelilingi inti dimulai.

B.     LUMINOSITAS DAN KECERLANGAN BINTANG

Radiasi

Tenaga yang dihasilkan oleh bintang, sebagai hasil samping dari reaksi fusi nuklear, dipancarkan ke luar angkasa sebagai radiasi elektromagnetik dan radiasi partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang dimanifestasikan sebagai angin bintang (yang berwujud sebagai pancaran tetap partikel-partikel bermuatan listrik seperti proton bebas, partikel alpha dan partikel beta yang berasal dari bagian terluar bintang) dan pancaran tetap neutrino yang berasal dari inti bintang.

Hampir semua informasi yang kita miliki mengenai bintang yang lebih jauh dari Matahari diturunkan dari pengamatan radiasi elektromagnetiknya, yang terentang dari panjang gelombang radio hingga sinar gamma. Namun tidak semua rentang panjang gelombang tersebut dapat diterima oleh teleskop landas Bumi. Hanya gelombang radio dan gelombang cahaya yang dapat diteruskan oleh atmosfer Bumi dan menciptakan ‘jendela radio’ dan ‘jendela optik’. Teleskop-teleskop luar angkasa telah diluncurkan untuk mengamati bintang-bintang pada panjang gelombang lain.

Banyaknya radiasi elektromagnetik yang dipancarkan oleh bintang dipengaruhi terutama oleh luas permukaan, suhu dan komposisi kimia dari bagian luar (fotosfer) bintang tersebut. Pada akhirnya kita dapat menduga kondisi di bagian dalam bintang, karena apa yang terjadi di permukaan pastilah sangat dipengaruhi oleh bagian yang lebih dalam. Dengan menelaah spektrum bintang, astronom dapat menentukan temperatur permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi dari sebuah bintang. Jika jarak bisa ditentukan, misal dengan metode paralaks, maka luminositas bintang dapat diturunkan. Massa, radius, gravitasi permukaan, dan periode rotasi kemudian dapat diperkirakan dari pemodelan. Massa bintang dapat juga diukur secara langsung untuk bintang-bintang yang berada dalam sistem bintang ganda atau melalui metode mikrolensing. Pada akhirnya astronom dapat memperkirakan umur sebuah bintang dari parameter-parameter di atas.

Cepheid adalah bintang variable dengan luminositas dan kecerlangan tinggi dan berdenyut dalam arah radial secara teratur. Luminositas Cepheid sangat tinggi sehingga dapat diamati pada galaksi-galaksi  yang jauh dan variabilitasnya sangat tinggi sehingga ia mudah dikenali.

Matahari adalah bintang yang terdekat dari Bumi dan yang paling sering diteliti. Walau tidak sampai tingkat bintang variabel, Matahari mengalami sedikit perubahan cahaya melalui aktivitas yang dikenal sebagai siklus bintik Matahari-fluktuasi pada angka bintik-bintik Matahari selama sebelas tahun. Bintik Matahari ialah daerah dengan suhu yang lebih rendah dan aktivitas magnetis yang hebat.

Luminositas Matahari terus bertambah kuat secara tetap sepanjang hidupnya, dan sejak pertama kali menjadi bintang deret utama sudah bertambah sebanyak 40%. Matahari juga telah tercatat melakukan perubahan periodik dalam luminositas, sesuatu yang bisa menyebabkan akibat-akibat yang signifikan atas kehidupan di atas Bumi. Misalnya periode minimum Maunder, yang sampai menyebabkan fenomena zaman es kecil pada Abad Pertengahan.  

Ciri-ciri yang akan dimiliki oleh suatu bintang secara garis besar ditentukan oleh massa awalnya: semakin besar massanya, maka semakin tinggi pula luminositasnya, dan semakin cepat pula ia akan menghabiskan bahan bakar hidrogen pada inti. Lambat laun, bahan bakar hidrogen ini akan diubah menjadi helium, dan bintang yang bersangkutan akan mulai berevolusi. Untuk melakukan fusi helium, diperlukan suhu inti yang lebih tinggi, oleh sebab itu intinya akan semakin padat dan ukuran bintang pun berlipat ganda — bintang ini telah menjadi sebuah raksasa merah.

Fluks pancaran

Kuantitas yang pertama kali langsung dapat ditentukan dari pengamatan sebuah bintang adalah fluks pancarannya, yaitu jumlah cahaya atau tenaga yang diterima permukaan kolektor (mata atau teleskop) per satuan luas per satuan waktu. Biasanya dinyatakan dalam satuan watt per cm² (satuan internasional) atau erg per detik per cm² (satuan cgs).

Luminositas

Di dalam astronomi, luminositas adalah jumlah cahaya atau energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang ke segala arah per satuan waktu. Biasanya satuan luminositas dinyatakan dalam watt (satuan internasional), erg per detik (satuan cgs) atau luminositas Matahari. Dengan menganggap bahwa bintang adalah sebuah benda hitam sempurna, maka luminositasnya adalah,

dimana L adalah luminositas, σ adalah tetapan Stefan-Boltzmann, R adalah jari-jari bintang dan T_e adalah temperatur efektif bintang.

Jika jarak bintang dapat diketahui, misalnya dengan menggunakan metode paralaks, luminositas sebuah bintang dapat ditentukan melalui hubungan

dengan E adalah fluks pancaran, L adalah luminositas dan d adalah jarak bintang ke pengamat.

Kecerlangan Bintang

Para Astronom sering menyatakan kecerahan bintang dalam satuan magnitudo. Kecerahan bintang yang kita amati, baik menggunakan mata bugil maupun teleskop, dinyatakan oleh magnitudo tampak (m) atau magnitudo semu. Hipparcus membagi bintang menurut terangnya (pada abad 2 SM) dalam 6 kelompok.  Bintang yang paling terang digolongkan dalam magnitudo ke satu, dan seterusnya sampai yang paling redup bahkan hampir tak terlihat mata digolongkan magnitude eenam. 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.

Satuan pengukuran

Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalam satuan SI, tetapi satuan cgs kadang-kadang digunakan (misalnya luminositas dinyatakan dalam satuan erg per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi daripada sebuah konvensi. Seringkali pula massa, luminositas dan jari-jari bintang dinyatakan dalam satuan Matahari, mengingat Matahari adalah bintang yang paling banyak dipelajari dan diketahui parameter-parameter fisisnya. Untuk Matahari, parameter-parameter berikut diketahui:

massa matahari: 1.9891 x 1030 kg
luminositas Matahari: 3.827 1026 watt
radius Matahari: 6.960 x 108 m	m

Skala panjang seperti setengah sumbu besar dari sebuah orbit sistem bintang ganda seringkali dinyatakan dalam satuan astronomi (AU = astronomical unit), yaitu jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari.

DAFTAR PUSTAKA

Bayong, Tj. HK., 2009. Ilmu Bumi dan Antariksa. Bandung : Rosda Karya.

Carroll, Bradley W. (1996). Introduction to Modern Astrophysics. Reading: Addison-Wesley Publishing Company, Inc.. ISBN 0-201-54730-9.

Laksmana,Tri. Bintang Variabel Cepheid Sebagai Indikator Utama Dalam Tangga Jarak Kosmik Dan Perannya Dalam Penentuan Konstanta Hubble (Makalah AS-4110 Gravitasi &Kosmologi II). Bandung: ITB

Yosaphat Sumardi,dkk. 2003. Ilmu Pengetahuan Bumi dan Antariksa. Yogyakarta: Universitas Terbuka