Dalam
astronomi,
klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian
bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa
garis serapan pada pola
spektrum, dan besarnya
luminositas. Kuat garis serapan, khususnya garis-garis serapan
atom hidrogen, diperoleh dari analisis pola spektrum bintang yang didapatkan dari pengamatan
spektroskopi. Garis-garis serapan tertentu hanya dapat diamati pada satu rentang
temperatur tertentu karena hanya pada rentang temperatur tersebut terdapat
populasi
signifikan dari tingkat energi atom yang terkait. Pemeriksaan kuat
garis-garis serapan ini pada akhirnya dapat memberikan informasi
mengenai temperatur permukaan. Informasi luminositas dapat diperoleh
dari pengamatan
fotometri.
Fraunhofer pada
1814, mencatat dan memetakan sejumlah garis-garis gelap dalam spektrum
Matahari jika
cahayanya dilewatkan pada suatu
prisma. Garis-garis ini kemudian disebut sebagai
garis-garis Fraunhofer.
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.
Pada
1867,
Angelo Secchi, seorang
astronom Yesuit,
melakukan penyelidikan terhadap sekitar 4000 spektrum bintang hasil
pengamatan yang dilakukannya 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.
Pemakaian
fotografi dalam astronomi membuka kesempatan lebih luas dalam mempelajari spektrum bintang. Pada tahun
1886,
Edward Charles Pickering memulai penyelidikan spektrum bintang secara fotografi dengan prisma obyektif di
Observatorium Harvard,
Amerika Serikat. Berdasarkan pekerjaan awal Secchi, 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.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum)
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. 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. Tetapi kemudian disadari bahwa urutan tersebut sebenarnya
merupakan urutan temperatur permukaan bintang, setelah pada tahun
1925,
Cecilia Payne-Gaposchkin berhasil membuktikan hubungan tersebut.
Bintang-bintang kelas O, B, dan A seringkali disebut sebagai kelas
awal, sementara K dan M disebut sebagai kelas akhir. Sebutan ini muncul
di awal-awal abad 20, karena A dan B terletak di awal urutan
alfabet,
sementara K dan M di akhir, tetapi kemudian berkembang teori bahwa
bintang mengawali hidup mereka sebagai bintang “kelas awal” yang sangat
panas dan secara gradual mendingin menjadi bintang “kelas akhir”. Teori
ini sama sekali salah (lihat :
evolusi bintang).
Berikut ini adalah daftar kelas bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin (dengan
massa,
radius dan
luminositas dalam satuan Matahari) :
[1]
| Kelas |
Temperatur |
Warna Bintang |
Massa |
Radius |
Luminositas |
Garis-garis Hidrogen |
| O |
30,000 - 60,000 K |
Biru |
60 |
15 |
1,400,000 |
Lemah |
| B |
10,000 - 30,000 K |
Biru-putih |
18 |
7 |
20,000 |
Menengah |
| A |
7,500 - 10,000 K |
Putih |
3.2 |
2.5 |
80 |
Kuat |
| F |
6,000 - 7,500 K |
Kuning-putih |
1.7 |
1.3 |
6 |
Menengah |
| G |
5,000 - 6,000 K |
Kuning |
1.1 |
1.1 |
1.2 |
Lemah |
| K |
3,500 - 5,000 K |
Jingga |
0.8 |
0.9 |
0.4 |
Sangat lemah |
| M |
2,000 - 3,500 K |
Merah |
0.3 |
0.4 |
0.04 |
Hampir tidak terlihat |
Di bawah ini disajikan ciri-ciri dari tiap kelas. Harap diingat bahwa
ciri-ciri ini terutama mendasarkan diri pada penampakan garis-garis
serapan pola spektrumnya (bukan pada warna atau temperatur-efektifnya).
Akan sangat membantu jika dapat memahami
diagram Hertzsprung-Russel atau diagram HR terlebih dahulu.
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 ter
ionisasi 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
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
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
Kelas G
Bintang kelas
G mungkin 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
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
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
Klasifikasi Yerkes (kelas luminositas)
Klasifikasi Yerkes, disebut juga sebagai klasifikasi
MKK dari inisial para pengembangnya pada tahun
1943, yaitu
William Wilson Morgan,
Phillip C. Keenan dan
Edith Kellman dari
Observatorium Yerkes.
Klasifikasi ini mendasarkan diri pada ketajaman garis-
garis spektrum yang sensitif pada
gravitasi permukaan bintang. Gravitasi permukaan berhubungan dengan
luminositas yang merupakan fungsi dari
radius bintang.
Klasifikasi Yerkes atau kelas luminositas membagi bintang-bintang ke dalam kelas berikut :
- 0 maha maha raksasa (hypergiants) (penambahan yang dilakukan belakangan)
- I maharaksasa (supergiants)
- Ia maharaksasa terang
- Iab kelas antara maharaksasa terang dan yang kurang terang
- Ib maharaksasa kurang terang
- II raksasa terang (bright giants)
- III raksasa (giants)
- IV sub-raksasa (subgiants)
- V deret utama atau katai (main sequence atau dwarf)
- VI sub-katai (subdwarfs)
- VII katai putih (white dwarfs)
Penyebutan kelas sebuah bintang
Klasifikasi Yerkes yang menyatakan luminositas dan radius sebuah
bintang, melengkapi klasifikasi Harvard yang menyatakan temperatur
permukaan. Kelas sebuah bintang biasanya dinyatakan dalam dua
klasifikasi ini. Dengan demikian kelas sebuah bintang menjadi 'dua
dimensi' yang memberikan gambaran letaknya di dalam diagram HR dan
selanjutnya dapat memberikan gambaran tahap evolusi bintang tersebut.
Sebagai contoh, Matahari adalah bintang dengan kelas
G2V, yang
berarti merupakan bintang dengan temperatur permukaan sekitar 6000
Kelvin dan merupakan bintang katai yang sedang melakukan pembangkitan
energi dari pembakaran hidrogen. Sebagai contoh lainnya, Betelgeuse
merupakan bintang dengan kelas
M2Iab, yang berarti bintang yang yang sudah ber-evolusi dari bintang katai menjadi maharaksasa di pojok kanan atas diagram HR.
SOURCE:
http://id.wikipedia.org/wiki/Klasifikasi_bintang