Klasifikasi Bintang & Bintang-Bintang Raksasa

Secara sepintas bintang-bintang di langit tampak sama warnanya, yaitu putih. Akan tetapi bila kita amati lebih teliti lewat teleskop, ternyata bintang-bintang itu memiliki warna, ada yang merah, biru, kuning dan sebagainya. Warna bintang menunjukkan temperatur bintang yang bersangkutan. Semakin biru warna suatu bintang, semakin panas bintang tersebut. Matahari kita merupakan bintang berwarna kuning yang temperaturnya sekitar 6000 ^oK.

Informasi yang  kita peroleh tentang suatu bintang akan lebih lengkap kalau kita memiliki prisma yang dipasangkan pada teleskop sehingga cahaya bintang yang datang bisa terurai. Dari sini kita bisa memperoleh gambaran yang lebih lengkap tentang bintang itu, misalnya mengenai komposisi kimia, rotasi dan pergerakannya. Spektrum suatu bintang sangat penting dan digunakan sebagai salah satu cara untuk mengklasifikasikan bintang

Klasifikasi Harvard (kelas spektrum)

Berdasarkan spektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutan suhu, warna dan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan oleh Observatorium Universitas Harvard dan Annie Jump Cannon pada tahun 1920an dan dikenal sebagai sistem klasifikasi Harvard. 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 bilangan (0 hingga 9) yang mengikuti huruf. Sudah menjadi kebiasaan untuk menyebut bintang-bintang di awal urutan sebagai bintang tipe awal dan yang di akhir urutan sebagai bintang tipe akhir. Jadi, bintang A0 bertipe lebih awal daripada F5, dan K0 lebih awal daripada K5.

Berikut ini adalah daftar kelas bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin (dengan massa, radius dan luminositas dalam satuan Matahari)

______________________________________________________________________________________________________

Diagram Hertzsprung-Russell

Diagram Hertzsprung-Russell atau diagram H-R (seringkali disebut juga sebagai diagram warna-magnitudo) adalah diagram hubungan antara magnitudo mutlak/luminositas dan kelas spektrum bintang/indeks warna. Diagram ini dikembangkan secara terpisah oleh astronom Denmark, Eijnar Hertzsprung pada tahun 1911 dan astronom Amerika Serikat, Henry Norris Russell pada tahun 1913. Diagram ini sangat penting artinya dalam astrofisika terutama dalam bidang evolusi bintang.

Diagram Hertzsprung-Russell hasil plot dari 22 000 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).

______________________________________________________________________________________________________


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).

Kelas O

Spektrum dari bintang kelas O5V

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

Kelas B

Spektrum dari bintang kelas B2II

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

Spektrum dari bintang kelas A2I

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

Spektrum dari bintang kelas F2III

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

Spektrum dari bintang kelas G5III

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

Spektrum dari bintang kelas K4III

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

Spektrum dari bintang kelas M0III

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 Raksasa (hypergiants) (penambahan  yang dilakukan belakangan)

• I Super Raksasa (supergiants)

           * Ia Super Raksasa terang
           * Iab kelas antara Super Raksasa terang dan                     yang kurang terang
           * Ib Super Raksasa 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)

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.

Bintang Maha Raksasa, Super Raksasa dan Raksasa

Perbandingan ukuran bintang-bintang dan planet

Bintang Maha Raksasa (hypergiant) adalah bintang paling masif dan paling cemerlang yang dikenal. Bintang maha raksasa memiliki massa sekitar 100-150 massa matahari, mendekati batas Eddington, batas atas teoritis massa bintang, setelah bintang mulai melemparkan sejumlah besar materi akibat radiasi yang besar. Bintang maha raksasa mungkin ribuan hingga 40 juta kali lebih cemerlang dari Matahari.

Karena hypergiants sangat besar, inti mereka sangat panas dan bertekanan, menyebabkan fusi nuklir berlangsung cepat, merubah hidrogen menjadi helium, kemudian menjadi karbon, neon, oksigen, dan akhirnya silikon. Seiring silikon bergabung menjadi besi, sebuah proses yang hanya berlangsung beberapa minggu, bintang tidak dapat mengekstrak energi lagi dari fusi nuklir (fusi besi membutuhkan suhu yang lebih besar) dan supernova terjadi saat inti bintang runtuh dan kemudian "memantul kembali "keluar. Bintang hypergiant yang meledak disebut "Hypernova."

Bintang hypergiant memiliki radius antara sekitar 1000 hingga 1700 kali radius Matahari. VY Canis Majoris, bintang maha raksasa (hypergiant) merah, memiliki radius (jari-jari) 1,420 kali radius matahari. Seperti bintang deret utama, hypergiants juga terdiri dari beberapa spektral: ada hypergiants biru, hypergiants kuning, dan hypergiants merah.

Perbandingan ukuran dari hypergiant biru, hypergiant kuning, super-raksasa merah, dan hypergiant merah dengan tata surya.

Bintang hypergiant berumur pendek, hanya beberapa juta tahun sebelum mereka ber hypernova. Akibatnya, mereka relatif jarang dan teori tentang hypergiants dibatasi oleh data yang langka. Di antara kelas hypergiants yang paling langka adalah hypergiants kuning, dimana hanya ada sekitar tujuh buah di galaksi kita.



Bintang Maha Raksasa Merah
Contoh: NML Cygni
NML Cygni atau V1489 Cygni adalah bintang maha raksasa (hypergiant) merah dan bintang terbesar yang diketahui saat ini dikenal, memiliki jari-jari sekitar 1.650 kali jari-jari Matahari atau 7.67 AU. Ini adalah salah satu bintang super-raksasa yang luminositasnya sangat ekstrim. Jaraknya dari bumi diperkirakan sekitar 1,6 kpc, atau sekitar 5.300 tahun cahaya. Bintang ini dikelilingi debu disekitarnya. dan debu itu menunjukkan nebula asimetris berbentuk kacang yang bertepatan dengan distribusi uap maser H2O.

Luminositas bolometric (L_bol) untuk bintang ini hampir 3 × 10⁵ L_☉. Magnitud bolometric nya (M_bol) adalah sekitar -9,0. Membuatnya menjadi salah satu bintang hypergiant dingin yang paling terang.



Bintang Maha Raksasa Biru
Contoh: R136a1
Ditemukan pada awal Juli 2010, R136a1 adalah bintang paling masif dan sekaligus memiliki luminositas tertinggi yang diketahui. Massa bintang saat ini hampir 265 kali massa matahari. Tapi ketika lahir (sekitar satu juta tahun yang lalu), bintang ini memiliki massa 320 kali massa Matahari. Namun, bintang yang sangat masif akan dengan cepat kehilangan massa dengan mengubahnya menjadi energi. R136a1 telah kehilangan 20 persen massanya selama ini. Sebagai perbandingan, matahari telah 'terbakar' selama sekitar 4,57 miliar tahun, dan telah hanya mengubah 0,03 persen massanya menjadi energi.

Kiri ke kanan: katai merah, Matahari, katai biru, dan R136a1. R136a1 bukan bintang terbesar dalam hal ukuran, Bintang terbesar dalam ukuran adalah NML Cygni.

______________________________________________________________________________________________________


Bintang Super Raksasa (Supergiant) dapat memiliki massa 10-70 massa matahari dan kecerahan dari 30.000 hingga ratusan ribu kali luminositas matahari.

Mereka sangat bervariasi dalam jari-jari, biasanya 30-500, atau bahkan lebih dari 1.000 kali jari-jari matahari.

Karena massa nya yang ekstrim, mereka memiliki rentang hidup singkat hanya 10 sampai 50 juta tahun dan hanya terlihat dalam struktur kosmik muda seperti cluster terbuka, lengan galaksi spiral, dan galaksi tidak teratur.

Mereka kurang melimpah di tonjolan galaksi spiral, dan tidak teramati di galaksi elips, atau gugus bola, yang semuanya diyakini terdiri dari bintang-bintang tua.

Saat ini, bintang-bintang terbesar yang diketahui dalam hal ukuran fisiknya, bukan massa atau luminositas nya, adalah supergiants VV Cephei, V354 Cephei, KW Sagitarii, KY Cygni, dan Garnet Star.



Bintang Super Raksasa Biru
Super Raksasa Biru adalah bintang super-raksasa (kelas I) dari tipe spektral O dan B. Mereka sangat panas dan cerah, dengan suhu permukaan antara 20.000 - 50.000 derajat Celcius.

Perbandingan Rigel dan Matahari kita

Contoh yang terkenal adalah Rigel tipe spektral B, bintang paling terang di konstelasi Orion.

Ia memiliki massa sekitar 20 kali massa Matahari dan luminositasnya 117000 kali matahari. Meskipun mereka langka dan hidup mereka singkat, bintang super-raksasa biru ini lebih terlihat dan mudah ditemukan diantara bintang-bintang yang terlihat dengan mata telanjang, kecerahan mengalahkan kelangkaan mereka.

Super raksasa biru mewakili fase pembakaran yang melambat dalam kematian sebuah bintang masif. Karena reaksi nuklir inti menjadi sedikit lebih lambat, bintang berkontraksi, menyebabkan jumlah energi yang sama datang dari daerah yang jauh lebih kecil (fotosfer) maka permukaan bintang menjadi jauh lebih panas.

Bintang Super Raksasa Merah

Bintang Super Raksasa Merah (Red Super Giant) adalah bintang super-raksasa dari tipe spektral K atau M dan luminositas kelas I. Mereka adalah bintang terbesar di alam semesta dalam hal volume, meskipun mereka bukan yang paling besar. Betelgeuse dan Antares adalah contoh paling terkenal dari bintang super raksasa merah.

Perbandingan ukuran antara bintang raksasa merah (Antares) dan Matahari. 
Garis melingkar putus-putus menunjukkan ukuran orbit Mars. 
Sebuah bintang raksasa merah kecil (Arcturus) juga ditampilkan.

Bintang dengan massa lebih dari sekitar 10 kali massa matahari, setelah habis membakar hidrogen, mereka menjadi super-raksasa merah selama fase pembakaran helium mereka.

Bintang-bintang ini memiliki temperatur permukaan yang relatif sangat dingin (3500-4500 K), dan jari-jari yang sangat besar.

Keempat supergiants merah terbesar yang dikenal di Galaxy adalah Mu Cephei, KW Sagitarii, V354 Cephei, dan KY Cygni, yang semuanya memiliki jari-jari sekitar 1500 kali dari jari-jari matahari (sekitar 7 unit astronomi, atau 7 kali jarak Bumi-matahari).

Jari-jari bintang raksasa merah pada umumnya adalah antara 200 hingga 800 kali matahari, yang masih cukup untuk menelan jarak bumi-matahari.








Bintang Raksasa Merah
Raksasa merah adalah bintang raksasa terang dengan massa yang ringan atau sedang (sekitar 0.5-10 massa matahari) yang berada pada fase akhir evolusi bintang. Atmosfer luarnya menggembung dan lemah, sehingga jari-jarinya menjadi sangat besar dan suhu permukaannya rendah, sekitar 5.000 K atau lebih rendah. Kenampakan raksasa merah bermacam-macam, dari jingga kekuningan hingga merah. Bintang raksasa merah biasanya diklasifikasikan dalam kelas K, M, S, atau C. Matahari juga akan menjadi bintang raksasa merah dalam waktu sekitar 5 miliar tahun.

Raksasa merah yang paling umum ada adalah bintang cabang raksasa merah yang lapisan luarnya masih memfusikan hidrogen dengan helium, sementara intinya terdiri dari helium yang tidak aktif. Bentuk raksasa merah yang lain adalah bintang cabang raksasa asimptotik yang menghasilkan karbon dari helium melalui proses alfa-tiga.

Raksasa merah yang sering terlihat di langit malam contohnya adalah Aldebaran (Alpha Tauri), Arcturus (Alpha Bootis), dan Gamma Crucis (Gacrux).






Source: Wikipedia