Spektrum Elektromagnetik Materi Astronomi OSN SMP Bidang Studi IPS - Direktorat Jenderal Pendidikan Dasar dan Menengah 1 Pendahuluan

banyak dari cahaya bintang. Jika cahaya bintang dipisahkan ke dalam panjang gelombangnya, spektrum yang tampak memasok banyak kunci informasi tentang bintang tersebut. Spektrum mempunyai tiga tipe dasar, yaitu spektrum kontinu continuous yang mengandung semua daerah panjang gelombang, spektrum bergaris emisiterang yaitu spektrum kontinu yang diseling garis emisiterang, dan spektrum absorpsi yaitu spektrum kontinu yang diseling garis absorpsigelap. Spektrum bintang umumnya didominasi oleh pola garis gelap yang muncul pada pita spektrum kontinu. Cahaya dari permukaan bintang, disebut fotosfer, disebar ke dalam spektrum warna kontinu. Karena cahaya melewati atmosfer luar bintang, beberapa warna dari panjang gelombang tertentu diserap, dan menghasilkan garis absorpsi yang gelap. Garis absorpsi ini mengidentifikasi elemen kimia yang membentuk atmosfer bintang. Matahari kita adalah bintang pertama yang spektrum absorpsinya dianalisa. Dalam tahun 1814, fisikawan dari Bavaria, Joseph von Fraunhofer 1787 – 1826 merekam garis gelap yang paling kuat, yang sekarang disebut garis Fraunhofer. Sejak saat itu astronom telah mengkatalogkan ribuan garis gelap dalam spektrum Matahari. Dengan membandingkan garis-garis ini dengan garis spektrum yang dihasilkan elemen kimia yang berbeda di Bumi, mereka telah menemukan lebih dari 70 elemen kimia yang berbeda di Matahari. VIII.3. Kelas Spektrum Jika kita membandingkan spektrum bintang seperti Polaris atau Vega dengan spektrum Matahari kita akan melihat bahwa beberapa ada yang mirip sementara yang lainnya kelihatannya sangat berbeda. Spektrum absorpsi digunakan untuk mengklasifikasi bintang- bintang ke dalam tujuh kelas spektrum utama, yang disebut sebagai kelas spektrum. Garis- garis hidrogen lebih kuat dalam beberapa spektrum bintang daripada dalam spektrum Matahari. Awalnya astronom keliru menyimpulkan bahwa bintang-bintang ini mengandung lebih banyak hidrogen daripada bintang-bintang lain. Mereka mengklasifikasi bintang bedasar kuat garis hidrogen dalam spektrum mereka dalam urutan alfabetis, dari yang paling kuat disebut kelas A ke yang paling lemah kelas O. Astronom berkebangsaan Amerika Serikat, Annie J. Cannon 1863 – 1941, yang memeriksa dan mengklasifikasi spektrum 225.300 bintang memodifikasi sistem klasifikasi ini menjadi ke dalam bentuk sekarang yaitu O B A F G K M. Sekarang kita mengetahui bahwa semua bintang yang tampak memiliki komposisi yang secara garis besar sama. Semua terbentuk sebagian besar oleh hidrogen dan helium. Astronom berkebangsaan Amerika Serikat, Cecilia Payne-Gaposhkin 1900 – 1979 menunjukkan bahwa perbedaan dalam pola garis gelap dari bintang-bintang adalah dikarenakan terutama oleh perbedaan yang besar dalam temperatur permukaan bintang. Sekarang deret dari kelas spektrum yang diidentifikasi dengan ketujuh huruf itu dikenal sebagai deret temperatur. Bintang O adalah paling panas, dengan temperatur yang secara kontinu menurun sampai ke yang paling dingin, bintang M. Masing-masing kelas spektrum dibagi-bagi lagi ke dalam 10 subkelas dengan diberi angka 0 sampai 9, juga dengan urutan temperatur yang menurun. VIII.4. Diagram Hertzsprung-Russel Hubungan dasar antara luminositas dan temperatur bintang ditemukan pada awal abad 20 oleh dua astronom yang bekerja secara sendiri-sendiri, yaitu Henry N. Russel 1877 – 1957 dari Amerika Serikat, dan Ejnar Hertzsprung 1893 – 1967 dari Denmark. Diagram Hertzsprung – Russell H –R adalah plot antara luminositas vs temperatur. Tiap titik pada diagram H – R mewakili sebuah bintang yang temperaturnya kelas spektrum dibaca pada sumbu horizontal dan luminositasnya magnitudo mutlak dibaca pada sumbu tegaknya. Gambar VIII.4 menunjukkan Diagram H –R . Gambar VIII.4 Diagram H – R Beberapa ribu bintang dipilih secara acak dan diplot pada Diagram H –R, ternyata mereka menempati daerah-daerah tertentu. Pola ini menunjukkan terdapat hubungan antara luminositas bintang dan temperaturnya. Kalau tidak, titik-titik itu akan tersebar secara acak pada diagram itu. Kira-kira 90 bintang-bintang terletak sepanjang pita yang disebut deret utama main sequence yang mulai dari kiri atas raksasa biru yang sangat panas dan luminous menyilang diagram dalam arah kanan bawah katai merah, yang dingin dan redup. Katai merah adalah tipe yang paling umum dari bintang-bintang dekat. Bagian besar dari 10 bintang jatuh pada daerah kanan atas raksasa atau maharaksasa yang terang dan dingin atau pada sebelah kiri bawah katai putih yang luminositasnya rendah tapi temperaturnya tinggi.

Bab IX Evolusi Bintang

IX.1. Siklus Hidup Bintang Tidak ada bintang yang bersinar selamanya. Evolusi bintang stellar evolution merujuk kepada perubahan yang terjadi dalam bintang dengan makin bertambahnya umur bintang – siklus hidup bintang. Perubahan ini tidak bisa diamati langsung, karena ia berlangsung jutaan atau milyaran tahun. Astronom membangun teori evolusi bintang yang konsisten dengan hukum- hukum fisika. Kemudian mereka mengecek teori mereka dengan mengamati bintang sesungguhnya yang bersinar di langit. Dalam mengecek teori terhadap pengamatan, astronom menggunakan Diagram H –R. Prediksi teoritis dibuat dengan melihat perubahan dalam luminositas dan temperatur bintang mulai dari mereka lahir sampai kematiannya. Perubahan ini diplot pada Diagram H –R, dengan membentuk jejak evolusi teoritis. Diagram H–R kemudian dibandingkan dengan Diagram H –R untuk kumpulan bintang sesungguhnya.

IX.2. Tempat Lahir Bintang

Bintang terbentuk dari materi yang ada di ruang antar bintang. Awan antar bintang yang sangat besar yang terdiri dari gas dan debu adalah tempat kelahiran bintang. Lihatlah sebagai contoh, Nebula Orion Gambar IX.2.1, yang konstelasinya di sini dikenal sebagai Bintang Waluku atau Wuluku karena tiga bintang yang kelihatan segaris mirip dengan alat bajak petani. Melalui teleskop kita akan melihatnya berpijar dengan warna merah sedikit kebiruan. Bintang panas yang baru terbentuk membuat gas sekitarnya berpijar. Gambar IX.2.1 Nebula Orion Protobintang protostars adalah bintang yang berada pada fasa evolusi paling awal. Kita bisa menganggap protobintang sebagai bintang yang sedang lahir. Protobintang terbentuk secara ke etula pada awa gas teruta a hidroge da de u ya g ergolak turbulent dengan kerapatan tinggi yang ada di ruang antar bintang. Mungkin gelombang kejut dari bintang meledak supernova memicu prosesnya. Protobintang diikat bersama oleh gaya gravitasi. Awalnya, gaya gravitasi menarik materi ke dalam ke arah pusat gumpalan awan yang rapat, yang menyebabkannya berkontraksi dan menjadi lebih rapat lagi. Materi terus berakresi pada protobintang karena kontraksi. Kontraksi gravitasi awan dan protobintang menyebabkan temperatur dan tekanan di dalam meningkat secara tajam. Panas mengalir dari pusat protobintang yang panas ke permukaan yang lebih dingin. Protobintang ini meradiasikan energi ke ruang antar bintang. Ia bersinar pada panjang gelombang inframerah. Dalam awan yang berotasi, piringan debu dan gas bisa mengelilingi protobintang. Piringan ini juga meradiasikan kembali energi dalam inframerah. Ada kemungkinan partikel dalam piringan berakresi membentuk planet. Ketika temperatur dalam pusat protobintang mencapai 10 juta K, reaksi fusi nuklir mulai. Reaksi nuklir ini membebaskan energi yang sangat besar. Energi