Makalah Astro Fix.docx

BAB I PENDAHULUAN A. LATAR BELAKANG Bintang dapat didefinisikan sebagai suatu benda yang memenuhi dua keadaan, yaitu terikat oleh gravitasinya sendiri dan terjadi aliran energi di dalamnya. Pada tahun 1920-1940 merupakan periode emas dalam penelitian di lapangan melalui pengamatan secara langsung, kemudian setelah perkembangan secara teoritis orang dapat menjelaskan data-data pengamatan bintang. Sejak saat itulah keadaan bagian dalam bintang atau struktur dalam bintang dapat diketahui dan dijadikan landasan astrofisika modern, serta diperbaiki oleh adanya komputasi yang bisa menjelaskan model bintang lebih rinci. Hal ini merupakan perpaduan topik antara teori dan hasil pengamatan yang sangat erat untuk membangun model bintang. Pada awalnya studi tentang bintang-bintang sebatas bintang yang tampak karena bermula dari rasa ingin tahu. Pada prosesnya rasa ingin tahu akan bintang-bintang telah membuka dan menggiring manusia pada ilmu pengetahuan tentang alam semesta. Bintang merupakan obyek astronomi yang menarik karena selain menghasilkan cahaya sendiri yang membuatnya mudah terdeteksi, juga dikarenakan bintang memiliki jalur evolusi tersendiri yang membuat manusia bisa memperkirakan keadaan bintang, baik di masa depan maupun di masa lalu. Bintang dapat terbentuk oleh karena adanya kontraksi awan molekul (nebula). Pada prosesnya bintang-bintang terbentuk secara berkelompok. Kelompok-kelompok bintang ini disebut sebagai gugus (cluster) dan dibagi menjadi beberapa kelas bedasarkan jumlah anggota dan interaksi gravitasinya. Tentunya masih banyak lagi pengetahuan tentang bintang dan dalam makalah ini akan membahas bintang.

B. RUMUSAN MASALAH Rumusan masalah pada makalah ini : 1. Bagaimana proses terjadi Evolusi Bintang ? 2. Bagimanakah Rotasi Bintang di langit? 3. Bagaimana Tekanan Radiasi dari matahari? 4. Bagaimana Gerak Sejati Bintang di langit ? 5. Bagaimana penggolongan umum dari Bintang Ganda? 6. Bagaimana Spektrum Absorbsi pada Bintang? 7. Apa saja Klasifikasi Bintang?

1

C. TUJUAN DAN MANFAAT PENULISAN Tujuan dari makalah ini, yaitu: 1. Untuk mengetahui bagaimana proses terjadi Evolusi Bintang 2. Untuk mengetahui bagimanakah Rotasi Bintang di langit 3. Untuk mengetahui bagaimana Tekanan Radiasi dari matahari 4. Untuk mengetahui bagaimana Gerak Sejati Bintang di langit 5. Untuk mengetahui bagaimana penggolongan umum dari Bintang Ganda 6. Untuk mengetahui bagaimana Spektrum Absorbsi pada Bintang 7. Untuk mengetahui apa saja Klasifikasi Bintang

2

BAB II PEMBAHASAN A. EVOLUSI BINTANG Evolusi bintang adalah rangkaian perubahan radikal yang dialami bintang selama masa hidupnya (masa di mana ia memancarkan cahaya dan panas). Bergantung pada ukurannya, masa ini terentang dari ratusan ribu tahun untuk bintang super masif hingga ratusan miliar tahun untuk bintang-bintang katai coklat. Evolusi bintang tidak dipelajari dengan cara mengamati sebuah bintang dari lahir hingga kematiannya. Umur manusia terlalu singkat untuk melakukan hal tersebut. Evolusi bintang dipelajari melalui analisis hasil pengamatan ribuan bintang dengan usia yang berbeda-beda. Tugas astronom adalah memilah-milah dan mengurutkan mana bintang yang muda dan mana yang tua sesuai dengan karakteristik fisisnya. Bintang adalah benda angkasa berupa bola gas raksasa yang memancarkan energinya sendiri dari reaksi inti dalam bintang, baik berupa panas, cahaya maupun berbagai radiasi lainnya. Bintang-bintang lahir di nebula dari hasil pengerutan, kemudian terjadi fragmentasi sehingga membentuk kelompok-kelompok. Inilah yang disebut proto bintang. Bintang yang bermassa besar dan panas umumnya membentuk raksasa biru dan bintang yang relatif kecil membentuk katai kuning, seperti Matahari. Bintang-bintang besar dan panas memiliki inti konvektif dan lapisan selubung yang radiatif. Lain halnya pada bintang-bintang kecil seperti Matahari yang memiliki inti radiatif dan lapisan selubung konvektif. Bintang tersebut terus berevolusi seiring dengan waktu. Bintang bermassa besar jauh lebih terang dan lebih singkat umurnya daripada bintang bermassa sedang. Begitu pula nasib suatu bintang ditentukan oleh massanya. OBYEK LANGIT 1) Proto Bintang (Protostar)

Gambar 1 (Proto Bintang)

3

Teori tentang pembentukan bintang yang paling mantap adalah teori yang menyatakan bahwa bintang bermula dari molekul-molekul nebula dingin. Pancaran energi molekul ini mengakibatkan daerah nebula menjadi dingin, mengerut sehingga kerapatannya bertambah dan membentuk bola gas. Apabila bola gas ini sudah cukup rapat, maka akan terjadi tarikan gravitasi yang menyebabkan tekanan gravitasional yang membuat bola gas terus mengerut, sehingga terus menarik materi disekitarnya dan terus mengerut sampai terjadi perubahan energi potensial gravitasi menjadi energi radiasi. Massa minimal awan gas yang diperlukan untuk memulai pembentukan bintang disebut massa Jeans yang diberikan dalam fungsi:

M J  1,23 10

10

1 T       

3

2

(1.1)

M J dalam M,  = massa jenis awan (g/cm3),  = massa molekul ratarata, T = temperatur awan. Kerapatan awan yang cukup besar sehingga tidak bisa ditembus oleh gelombang elektromagnet menyebabkan energi terperangkap sehingga memanaskan bagian dalam bola gas dan menaikkan tekanannya. Sampai suatu saat terjadi kesetimbangan tekanan termal dan pengerutan gravitasi tercapai sehingga terjadi kesetimbangan hidrostatik. Pada mulanya keseimbangan hidrostatik hanya terjadi pada pusat bola gas dan membentuk bakal bintang, sedangkan bagian luarnya terus mengerut dan menyelubungi pusatnya. Energi yang dihasilkan dari pengerutan ini menyebankan bola gas ini menjadi bercahaya sehingga lahirlah bintang muda yang dinamakan proto bintang. Sebagian energinya digunakan untuk memanaskan bagian dalam bintang sehingga menaikkan suhu dan tekanannya untuk menahan pengerutan lebih jauh. Pada awal pengerutannya, perpindahan energi internal tidak secara radiasi, melainkan secara konveksi. Pada fase ini protobintang terus mengerut sampai akhirnya tekanan radiasi bintang cukup tinggi. Tekanan gas inilah yang menahan pengerutan sehingga terbentuklah bintang yang stabil. Energi ini juga memanasi bagian dalam bintang sehingga akhirnya suhu pusat bintang cukup tinggi untuk mendukung reksi fusi hidrogen yakni reaksi penggabungan hidrogen menjadi helium. Energi hasil fusi ini memanasi bagian dalam bintang secepat energi dipancarkan keluar sehingga tekanan di pusat bintang menjadi tetap dan pengerutan berhenti. Bintang kini telah stabil dan ada di deret utama usia nol (zero-age main squence).

4

2) Raksasa Merah (Red Giant)

Gambar 2 (Raksasa Merah)

Bila suatu bintang telah mulai menghabiskan bahan bakar hidrogennya sehingga bintang itu sendiri terdiri dari kebanyakan helium, maka fusi hidrogen tidak dapat berlangsung lagi. Akibatnya tekanan radiasi tak mampu lagi menahan keruntuhan gravitasi. Oleh karena itu pusat helium mulai runtuh sehingga terjadi lagi perubahan energi potensial gravitasi menjadi energi kinetik termal sehingga pusat bintang bertambah panas, kerapatan bintang meningkat dari sekitar 100 gr/cm3 menjadi 105 gr/cm3 dan suhu naik menjadi 108 K. Pada tingkat suhu ini mulai terjadi fusi helium menjadi unsur-unsur yang lebih berat seperti karbon, oksigen dan neon. Proses ini disebut pembakaran helium. Di samping itu, meningkatnya suhu pusat bintang akibat keruntuhan mengakibatkan tekanan radiasi dari pusat meningkat pula. Tekanan radiasi ini mendorong lapisan luar dan selubung bintang ke arah luar sehingga bintang menjadi mengembang dan jejarinya menjadi ratusan bahkan ribuan kali lebih besar. Menurut Hukum Stefan-Boltzmann, peningkatan luas menyebabkan energi pancaran per satuan luas semakin berkurang, sehingga suhu lapisan luar bintang menurun dan mengakibatkan warna bintang berubah menjadi merah sehingga disebut raksasa merah. Bintang pada tahapan raksasa merah akan terus membakar helium dan unsur lain yang lebih berat sampai terhenti pada pembentukan inti besi 56Fe sehingga pusat bintang menjadi semakin berat dan materi di sekitarnya mulai kehabisan hidrogen dan mengumpul di pusat bintang. Hal ini mengakibatkan pusat bintang makin kecil dan makin panas sampai suhunya cukup tinggi untuk memenuhi terjadinya reaksi triple alpha yang menghasilkan energi tambahan yang kemudian memanaskan seluruh helium di sana sehingga terjadi akselerasi pembakaran helium dan menghasilkan energi yang sangat besar dalam waktu singkat. Gejala seperti ini dinamakan helium flash. Akibat pelepasan energi ini pusat bintang mengerut dan suhu permukaannya meningkat. Inti besi yang paling berat dan stabil berkumpul di pusat dan bintang masih melakukan pembakaran oksigen dan karbon di pusatnya, dikelilingi lapisan dimana pembakaran helium masih terjadi, dan di

5

lapisan lebih luar masih terjadi pembakaran hidrogen. Kini bintang telah mantap menjadi raksasa merah. 3) Bintang Katai Putih

Gambar 3 (Bintang Katai Putih)

Bintang katai putih merupakan bintang yang sudah tidak lagi bersinar dengan kata lain bintang yang sudah kehabisan bahan bakar. Cepat atau lambat bintang akan kehabisan energi nuklirnya. Kemudian bintang mengerut dan melepaskan energi potensialnya. Akhirnya bintang yang mengerut ini mencapai kerapatan yang luar biasa besarnya, dan menjadi bintang yang kecil dan mampat dengan kerapatan massa mencapai 103 kg/cm3 dan suhu permukaanya mencapai 104K. Bintang yang seperti ini dinamakan Katai Putih atau White Dwarf. Perumusan bintang katai putih menggunakan rumusan awal energi Fermi. Hasil akhir dari sebuah evolusi bintang adalah bergantung dari pada konfigurasi masa awalnya. Katai putih diduga sebagai tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah. Di alam semesta, jumlah bintang itu sangat banyak. Di galaksi Bimasakti saja ada milyaran bintang, dan di antara milyaran bintang itu sekitar 97% diantaranya akan mengakhiri hidup sebagai bintang katai putih. Dengan mempelajari pulsasi (perubahan cahaya yang dipancarkan) bintang dari contoh kelas yang baru akan menjadi jendela informasi penting mengenai titik akhir kehidupan sebagian besar bintang. Bintang katai putih sendiri bisa dikatakan merupakan sisa bintang serupa Matahari yang telah membakar habis semua bahan bakar nuklir di intinya. Bintang ini sangat rapat, dipepatkan sampai 1.5 kali Massa Matahari dengan volume seukuran Bumi. Sebelum penemuan ini, bintang katai putih diklasifikasikan dalam 2 tipe utama yakni, tipe yang memiliki lapisan terluar hidrogen (80%) dan tipe yang memiliki lapisan teruluar berupa helium (20%). Penemuan Bintang Katai Putih yang pertama, yaitu Sirius B, diamati pertama kali pada tahun 1915 oleh Adams. Beliau menemukan bahwa terdapat sebuah spektrum dari objek bintang mengorbit di seputaran Sirius,

6

dinamakan Sirius B karena merupakan bintang putih, tidak terlalu berbeda dengan spektrum dari Sirius. Massa dari sebuah bintang yang baru ditemukan dapat ditentukan dengan menggunakan hukum ketiga Kepler. 4) Bintang neutron dan Pulsar

Gambar 4 (Bintang Neutron dan Pulsar)

Bintang neutron bisa dibilang merupakan salah satu benda langit yang paling eksotis di alam semesta. Bagaimana tidak, bintang neutron memiliki gravitasi, medan magnet, massa jenis, dan suhu yang bisa dikatakan berlebihan bila dibandingkan dengan ukurannya. Ia tidak seperti bintang pada umumnya. Bintang neutron, dengan inti yang memiliki densitas tinggi, dinobatkan menjadi objek terpadat yang kita dapat amati (lubang hitam lebih padat, tapi tak bisa diamati). Semisal ada ilmuwan yang berhasil mengambil sebuah sampel dari material bintang neutron dalam ukuran sesendok teh saja, maka jika ditimbang bobotnya akan setara bobot kapal feri 500.000 ton. Asal Muasal Bintang Neutron diperkirakan terbentuk dari ledakan supernova yang merupakan akhir dari kehidupan sebuah bintang bermassa sedang, sekitar 8 sampai 20 kali massa Matahari kita. Setelah bahan bakar nuklir bintang tadi habis, ia akan meledak, dan kehilangan sebagian besar materialnya yang berhamburan di angkasa raya. Bintang bermassa sedang tadi runtuh oleh gravitasinya sendiri dan memadat menjadi objek kecil yang berdiameter kira-kira 22 kilometer. Walaupun mengecil, tetapi massanya besar, sekitar 1,5 kali massa Matahari kita. Objek inilah yang merupakan bintang neutron. Sementara itu, inti dari bintang neutron terutama terdiri dari besi kristal. Berikut anatominya:

7

Gambar 4.1 (Anatomi bintang neutron)

Bintang neutron mengeluarkan cahaya yang tidak terlalu terang membuat mereka hampir mustahil untuk dideteksi dan diamati secara langsung dengan mata telanjang. Beberapa bintang neutron ditemukan dengan denyutan sinyal radio yang dipancarkannya saja. Seperti "mercusuar kosmik", sinyal radio dipancarkan dari bintang neutron ke seluruh sudut alam semesta. Jika sinyal ini melintasi Bumi, bintang neutron dapat dengan mudah dideteksi oleh teleskop radio berbasis darat. Sejauh ini, bintang neutron terdekat dari Bumi yang pernah diketahui adalah PSR J0437-4715, berjarak sekitar 500 tahun cahaya dari Bumi. Bintang neutron diketahui dapat berputar pada porosnya (berotasi) sekitar 600 putaran per detik, sementara Bumi saja butuh 24 jam untuk sekali putaran. Dengan begitu, rotasi ini sangat cepat untuk objek padat bermassa besar seperti bintang neutron. Bahkan jika bintang neutron memiliki pendamping yang merupakan bintang biasa, bintang neutron dapat berotasi lebih dari sepuluh kali lebih cepat. Proses ini disebut akresi. Selama masa hidup satu miliar tahun bintang neutron, ia berevolusi dengan bintang pendampingnya, sampai akhirnya lapisan luar bintang normal tadi merasakan tarikan gravitasi bintang neutron. Gas dari bintang pendamping kemudian dihisap bintang neutron, lalu mengorbitnya. Proses ini memiliki beberapa efek samping yang luar biasa. Gas yang dihisap bintang neutron akan memanas hingga puluhan juta derajat Celcius sehingga bintang neutron akan mulai bersinar terang dan bisa terdeteksi melalui sinar-X, tidak lagi dengan gelombang radio. Untungnya, radiasi sinar-X tersebut mampu diblokir oleh atmosfer Bumi sehingga tidak membayakan bila mencapai Bumi. Gaya gravitasi di permukaan bintang neutron sangat besar, yakni sekitar 200 miliar kali lebih kuat dari gravitasi Bumi. Bersama-sama dengan medan magnetik sebesar 100 gigatesla yang muncul akibat rotasi bintang neutron.

8

Pulsar adalah bintang neutron yang berotasi lebih cepat dari bintang neutron biasa. Para astronom telah mengatalogkan sekitar 1.800 pulsar. Kebanyakan diataranya memancarkan denyut dalam gelobang radio, namun ada juga yang melepaskan energi dalam bentuk lain seperti cahaya kasatmata dan sinar-x. Sementara itu, pulsar milodetik adalah pulsar yang berputar sangat cepat, lebih cepat dari pulsar biasa bahkan bisa ratusan kali rotasi per detik. Saat ini diketahui ada hampir 3000 pulsar milidetik di seluruh alam semesta, dan sepertinya masih banyak lagi yang belum ditemukan.

5) Lubang Hitam

Gambar 5 (Lubang Hitam)

Pada mulanya, bintang terbentuk dengan kondisi dimana tingkat radiasi dan gravitasinya seimbang. Saat bintang kehabisan bahan bakar untuk melakukan fusi, tingkat radiasi keluar semakin melemah dibanding dengan gaya gravitasi ke dalam. Dari sana, bintang mengalami kolaps, dan kemudian mengalami sebuah ledakan supernova. Dalam ledakan ini, ada dua kemungkinan hasilnya. Salah satu diantaranya adalah lubang hitam. Lubang hitam terjadi apabila suatu bintang neutron yang bermassa lebih besar daripada 3 M maka tekanan degenerasi elektron dan neutron tak akan mampu menghentikan keruntuhan gravitasi bintang. Bintang akan menjadi semakin mampat, medan gravitasi di permukaannya semakin kuat. Dengan begitu kelengkungan ruang-waktu di sekitar bintang pun makin besar sehingga cahaya pun tak dapat lolos. Radius maksimal bintang agar dapat menjadi lubang hitam adalah: RS 

2GM c2

(1.2)

Jari-jari ini dinamakan jejari Schwarzchild, dan lingkarannya disebut horizon peristiwa atau horizon peristiwa. Perhatikan bahwa kecepatan lepas pada lubang hitam lebih besar atau sama dengan laju cahaya, sehingga cahaya pun tidak dapat lepas setelah memasuki horizon peristiwa. Jika sebuah benda bulat tidak berputar memiliki massa M danjari – jarinya lebih kecil dari Rs, maka tidak ada (tidak juga cahaya) yang dapat

9

lepas dari permukaan benda, dan benda berfungsi sebagai sebuah black hole. Pada kasus ini, setiap benda lain dengan jarak Rs dari pusat black hole akan terjebak oleh gaya tarik gravitasi dari black hole dan tidak dapat lepas darinya. Intinya, kita tidak akan bisa kembali lagi. Setiap bintang mempunyai sebuah lingkaran misterius dalam diri bintang itu. Contohnya matahari. Schwarzchild menghitung bahwa jari – jari lingkaran misterius adalah sekitar 3 kilometer. Ini artinya, jika kita mampu memdatkan atau mengkompres matahari, kita menjadi sebuah bola bintang kecil dengan jari – jari kurang dari 3 kilometer. Maka itu, matahari kita dapat menjadi black hole, menghisap semua benda yang berada di dekatnya. Dari persamaan 1.2 Anda dapat mengetahui bahwa Bumi dapat berubah menjadi lubang hitam seandainya ada yang bisa memadatkannya sampai sebesar kelereng.

Gambar di atas adalah Ilustrasi suatu blackhole titik yang melengkungkan ruang. Cahaya yang mendekatinya akan dibelokkan, dan jika cahaya itu melewati horizon peristiwa (lingkaran putus-putus), cahaya itu akan ditarik sehingga tidak dapat lolos.

B. ROTASI BINTANG Apabila bintang berotasi, garis spektrumnya menunjukan pelebaran Doppler, perhatikan gambar berikut :

Gambar 6 (Anatomi bintang neutron)

10

Jika kita menggunakan salah satu spektrum (misal di sebelah kanan) dan menghitung pergeseran panjang gelombangnya, maka kecepatan radialnya  c adalah vr  0 Kecepatan linier bintang dapat dicari dengan hubungan vr 

D dan t

K t  . Jadi kecepatan rotasi di ekuator bintang tersebut dinyatakan 2t 2t   oleh v  c (1.3) 2 0 v

dimana v = kecepatan rotasi  = pelebaran Doppler 0 = panjang gelombang garis spektrum laboratorium (garis pembanding) c = kecepatan cahaya 3 108 m/s periode rotasi bintang ini dapat dihitung dari persamaan P

2R v

(1.4)

dengan R adalah jari-jari bintang. Rotasi bintang menyebabkan pergersan Doppler pada spektrum. Laju rotasi bintang dapat ditentukan lewat spektroskopi, atau dapat diukur dengan lebih tepat lagi dengan mengamati laju rotasi bintik bintang. Bintang-bintang muda dapat memiliki laju rotasi yang tinggi, hingga di atas 100 km/s diukur pada ekuatornya. Bintang kelas B Achernar, misalnya, memiliki laju rotasi sekitar 225 km/s atau lebih pada ekuatornya, menyebabkan daerah ekuatornya menonjol keluar sehingga bintang ini memiliki diameter ekuator yang lebih dari 1,5 kali jarak antar kutubnya. Laju rotasi ini hanya sedikit di bawah laju rotasi kritis sebesar 300 km/s yang akan menyebabkan sebuah bintang hancur. Sebaliknya, matahari hanya berputar sekali selama 25–35 hari, dengan laju rotasi ekuator 1,99 km/s. C. TEKANAN RADIASI (SOLAR WIND) Matahari merupakan sebuah bintang yang memancarkan radiasinya ke segala arah dengan kecepatan cahaya. Radiasi ini memberikan tekanan pada benda-benda angkasa maupun satelit di Bumi, meskipun pengaruhnya terhadap benda besar seperti planet dapat diabaikan. Besarnya fluks yang

11

diterima oleh suatu partikel bergantung dari luminositas Matahari L  3,8 1026 W dan diberikan dengan persamaan L (R 2 ) 2 4r

Foton-foton yang dipancarkan membawa momentum dan memberikan gaya searah dengan arah radiasi. Gaya dari tekanan radiasi ini, FRP, dapat dinyatakan dengan

FRP 

L R 2 4r 2 c

(1.5) Karena gaya gravitasi yang didapatkan partikel akibat pengaruh Matahari, FG, jika rapat massa partikel adalah  yaitu

4  GM   R 3   3  FG  2 r Pada keadaan setimbang, FG = FRP

4  GM   R 3   2 3   L R r2 4r 2 c Maka gaya gravitasi Matahari dan gaya dari tekanan radiasi akan setimbang jika radius linear partikel, R sebesar R

L 3 GM c 16

(1.6)

D. GERAK SEJATI BINTANG Bila diamati, bintang selalu bergerak di langit malam, baik itu tiap jam maupun tiap hari akibat pergerakan Bumi relatif terhadap bintang (rotasi dan revolusi Bumi). Walaupun begitu, bintang benar-benar bergerak, sebagian besar karena mengitari pusat galaksi, namun pergerakannya itu sangat kecil sehingga hanya dapat dilihat dalam pengamatan berabad-abad. Gerak semacam inilah yang disebut geral sejati bintang. Gerak sejati biasanya diberi symbol dengan µ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun.

12

Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu: 1. Kecepatan radial : kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat (sejajar garis pandang). Kecepatan ini biasanya cukup besar, sehingga terjadi peristiwa pergeseran panjang gelombang. Kecepatan radial bintang dapat diukur dengan metode Efek Doppler.



0



c  vr 1 c  vr

atau dengan pendekatan untuk vr<


0

c

Kebanyakan gerak bintang-bintang yang dapat diaamati geraknya memiliki kelajuan yang jauh di bawah kelajuan cahaya, sehinggi kita gunakan saja persamaan yang kedua. Penting untuk mengetahui kecepatan bintang dan galaksi umumnya dinyatakan dalam km/s. 2. Kecepatan tangensial : kecepatan bintang bergerak di bola langit (pada bidang pandang). Misalkan pada suatu tahun, bintang tersebut berada pada α,δ sekian, namun pada tahun berikutnya posisinya berubah. Perubahan koordinat dalam tiap tahun ini disebut proper motion (μ) yang merupakan kecepatan sudut bintang (perubahan sudut per perubahan waktu). Kecepatan liniernya dinyatakan dalam satuan kilometer per detik. Kecepatan linier inilah yang dikatakan kecepatan tangensial, yang dapat dicari dengan menggunakan rumus keliling lingkaran. Misal perubahan posisi bintang dari x ke x’, yaitu sebesar μ (detik busur) setiap tahunnya.Perhatikan gambar gerak tangensial bintang :

kita juga memiliki hubungan d = 1/p untuk d dalam parsec dan p dalam detik busur Keliling = 360 º = 1296000”

13

Keliling = 2πd = 2π/p x  x'  s 

 1296000

 keliling

dan mengingat definisi kecepatan sudut, v = ω d, maka:

v

v





2 par sec/ tahun 1296000 p 

2 (3.086 1013 )km  1296000 p (365,25  24  60  60) s 

v

4.74 km / s p

3. Kecepatan Total Di atas kita telah membahas kecepatan bintang dalam arah radial dan tangensial, sekarang kita akan mencari kecepatan total bintang, v. Karena arah sumbu radial dan tangensial tegak lurus, maka dengan mudah kita dapat menyelesaikannya menggunakan dalil Pythagoras atau trigonometri. Ingatlah sudut yang dibentuk antara sumbu radial dan vektor kecepatan bintang disebut sudut β.

Gambar 7 (diagram kecepatan total)

Gambar : diagram kecepatan total

14

E. BINTANG GANDA Tidak semua bintang merupakan bintang tunggal yang berdiri sendiri atau hanya dengan planet-planetnya. Bintang ganda ini saling berinteraksi, jika massa bintang satu jauh lebih besar dari bintang pasangannya, maka bintang pasangannya akan berevolusi mengitari bintang besar itu. Namun jika massa kedua bintang hampir sama, maka bintang itu akan saling mengitari. Biasanya, bintang yang lebih massif disebut bintang primer dan bintang yang kurang massif disebut bintang sekunder. Bintang primer maupun sekunder sama-sama mengorbit pusat massa gabungannya, dan sudut inklinasinya terus berubah secara teratur. Penggolongan umum: 1. Bintang ganda visual, yaitu bintang ganda yang terlihat terpisah oleh mata bugil atau teleskop lemah karena radius orbit gabungannya cukup besar.

Gambar 8 (Bintang Ganda Visual)

Bintang ganda visual dengan jarak pisah cukup jauh adalah Nu Draconis alias Kuma. Kuma adalah dua bintang yang masing-masing bermagnitudo 4.9 yang terpisahkan pada jarak 63 detik busur (lebih dari satu menit busur). Dengan jarak sudut sebesar ini mata manusia yang normal sudah dapat memisahkan kedua bintang. Jika tertarik untuk mengamatinya silahkan mengarahkan padangan anda ke arah rasi Draconis. Draconis berada di langit belahan utara dan selama bulan April akan transit menjelang subuh.  Bintang ganda astrometri, yaitu bintang ganda yang salah satu pasangannya terlampau lemah untuk dilihat. 3. Bintang ganda spektroskopi, yaitu bintang ganda dengan jarak yang sangat berdekatan, sehingga tak dapat dipisahkan oleh teleskop kuat sekalipun.

15



Spektroskopi bergaris tunggal, jika hanya salah satu bintang yang terlihat spektrumnya.



Spektroskopi bergaris ganda, jika kedua bintang terlihat spektrumnya.



Bintang ganda gerhana, jika jaraknya begitu dekat dan inklinasinya sekitar 90°, sehingga dapat saling menutupi satu sama lain (terokultasi).

Adapun penggolongan bintang ganda berdasarkan bintang penyusunnya antara lain sebagai berikut: 1. Cataclismyc Variable, yaitu pasangan bintang deret utama dan katai putih. Bintang primer adalah bintang yang berusia lanjut. 2. High Massive X-Ray Binary, yaitu pasangan bintang raksasa dan bintang kompak (bintang neutron atau blackhole). Pada bintang ini terjadi transport materi dari bintang raksasa ke bintang kompaknya dan menghasilkan radiasi sinar-X yang besar. 3. Algol Binary Star, yaitu system bintang ganda yang terdiri dari bintang raksasa dan bintang katai.

F. SPEKTRUM ADSORBSI PADA BINTANG Berdasarkan hukum Kirchoff, jika suatu zat padat, cair atau gas yang panas dan bertekanan tinggi akan menghasilkan spektrum kontinu, dan jika cahayanya dilewatkan pada gas yang bertekanan rendah akan menghasilkan spektrum adsorbsi. Pada bintang seperti Matahari, lapisan atmosfer yang lebih renggang (bertekanan rendah) akan membentuk garis-garis serapan pada spektrum pancaran Matahari. Garis-garis serapan akibat atmosfer Matahari ini (meskipun ada juga akibat adsorbsi atmosfer Bumi) dinamakan garis Fraunhover, sesuai dengan nama penemunya. Garis serapan ini berguna unutk menentukan komposisi atmosfer Matahari. Beberapa garis Fraunhofer beserta elemen yang diindikasinnya dapat dilihat pada tabel Tabel 1 (Garis-garis Franhoufer kuat)

16

Garis Fraunhover

λ (Å)

unsur

7594

Oksigen dari atmosfer Bumi

B

6867

Oksigen dari atmosfer Bumi

C

6563

Hidrogen (Hα)

D1

5896

Natrium

D2

5890

Natrium

E

5270

Besi

F

4861

Hidrogen (Hβ)

G

4340

Hidrogen (Hγ)

H

3968

Kalsium

K

3933

Kalsium

A

G. KLASIFIKASI BINTANG Dalam astronomi, klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian bintangbintang 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 memeberikan informasi mengenai temperaut permukaan. 1. Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) 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. Berikut ini adalah daftar kelas bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin (dengan massa, radius dan luminositas dalam satuan Matahari).

17

Tabel 2 Daftar Kelas Bintang

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).

2. Klasifikasi Yerkes (kelas luminositas)

Kelas luminositas adalah penggolongan bintang berdasarkan luminositas atau dayanya. Bintang yang kelas spektrumnya sama dapat mempunyai kelas luminositas yang berbeda. Pada tahun 1913 Adams dan Kohlschutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menunjukkan luminositas bintang. Ada garis kuat pada bintang raksasa dan garis lemah pada bintang katai. Berdasarkan kenyataan ini pada tahun 1943 Morgan, Keenan dan beberapa rekannya di Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas yaitu: 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)

18



VI sub-katai (subdwarfs)



VII katai putih (white dwarfs)

Penggolongan ini disebut penggolongan Morgan-Keenan atau penggolongan MK. Selain kelas di atas ada bintang subkatai (subdwarf) ditulis ‘Sd‘, yaitu bintang yang terletak sedikit di bawah deret utama dalam diagram HR. Bintang katai putih ditulis sebagai kelas ‘D‘ (white dwarf). Bintang deret utama seringkali juga disebut bintang katai. Harap dibedakan antara bintang katai dan bintang katai putih. Contoh kelas spektrum dan kelas luminositas suatu bintang misalkan bintang kelas G2 V. Bintang ini adalah bintang deret utama yang kelas spektrumnya G2. Matahari adalah bintang kelas G2 V. Contoh lain misalnya Deneb dengan kelas A2 Ia, Betelgeuse dengan kelas M2 I, dan Arcturus kelasnya K1 III.

Diagram Hertzsprung-Russel (Diagram Hr) Diagram HR merupakan diagram yang menggambarkan kelas bintang dimana kelas spektrum (temperatur efektif) pada absis dan kelas luminositas (energi) pada ordinatnya. Makin panas suatu bintang, makin ke kiri letaknya, dan makin dingin suatu bintang makin ke kanan letaknya. Makin besar luminositas suatu bintang (magnitido absolutnya kecil) makin di atas letaknya dan makin kecil luminositas bintang (M-nya besar) makin di bawah letaknya dalam diagram.

Adapun bintang yang luminositasnya besar namun karena jejarinya besar,sehingga temperatur efektifnya kecil sesuai dengan hubungan Tef  4

L e 4R 2

Akibatnya bintang dengan luminositas sama namun memiliki radius yang berbeda akan memiliki temperatur efektif yang berbeda. Hubungan ini dapat dilihat sebagai fungsi garis y = x terhadap radius bintang. Makin ke kanan-atas makin besar jari-jarinya, begitu juga makin ke kiri-bawah makin kecil jari-jarinya. Itu sebabnya bintang katai putih dengan luminositas yang kecil namun karena jejarinya juga sangat kecil, sehingga suhu bintang katai putih cukup tinggi untuk berpendar putih (±6 200 K).

19

Gambar 9 (Diagram Hr)

Mengingat persamaan luminositas

R2 

L 4 e 4Teff

Hubungan radius dalam diagram HR dapat dicari dengan persamaan L r 2 T Dengan R,L, dan Tef masing-masing dinyatakan dalam R , L , Teff Magnitudo bintang dapat dicari dengan menggunakan standar magnitudo matahari M  4,74  2,75 log L Dengan L dalam satuan L .

20

BAB III PENUTUP Bintang adalah benda angkasa berupa bola gas raksasa yang memancarkan energinya sendiri dari reaksi inti dalam bintang, baik berupa panas, cahaya maupun berbagai radiasi lainnya. Bintang tidak berbeda jauh dengan manusia atau makhluk hidup yang ada di Bumi. Bintang dilahirkan, berkembang, dan pada akhirnya padam, tidak bersinar lagi. Bedanya, tentu saja bintang tidak berkembang biak. Nah, proses evolusi bintang ini, bila dibandingkan dengan usia manusia atau bahkan usia seluruh peradaban manusia, tentunya memakan waktu yang sangat lama hingga milyaran tahun. Contohnya Matahari dalam tata surya kita, yang tidak tampak berubah sejak zaman nenek moyang hingga saat ini. Bintang lahir dari sekumpulan awan gas dan debu yang kita sebut nebula. Ukuran awan ini sangat besar (diameternya mencapai puluhan SA) tetapi kerapatannya sangat rendah. Awal dari pembentukan bintang dimulai ketika ada gangguan gravitasi (misalnya, ada bintang meledak/supernova), maka partikel-partikel dalam nebula tersebut akan bergerak merapat dan memulai interaksi gravitasi di antara mereka setelah sebelumnya tetap dalam keadaan setimbang. Akibatnya, partikel saling bertumbukan dan temperatur naik. Tidak semua bintang mengakhiri hidupnya dengan meledak menjadi Supernova, yaitu hanya terjadi pada bintang yang massanya 8 kali massa matahari atau lebih massif dari Matahari. Nah, supernova akan terjadi ketika bintang tersebut tidak lagi memiliki cukup bahan bakar untuk proses fusi di inti bintang. Menciptakan tekanan keluar sehingga memicu terjadinya dorongan gravitasi kedalam massa bintang yang besar.

21

Daftar Pustaka

-

Egon, Bang. 2016. Bintang dan Dinamikanya. Tersedia di: https://www.academia.edu/35593848/MAKALAH_IPBA_-_BINTANG_DA N_DINAMIKANYA. (di akses 7 maret 2019)

- Gautama, Sunkar Eka. 2010. Astronomi dan Astrofisika. Makassar : Kepustakaan Populer Gramedia. -

Muharram, Riza Miftah. 2018. Mengenal Bintang Neutron pada https://www.infoastronomy.org/2016/10/mengenal-bintang-neutron.html (di akses 4 maret 2019)

-

Muharram, Riza Miftah. 2018. Mengenal Pulsar Milidetik pada https://www.infoastronomy.org/2016/10/mengenal-bintang-neutron.html (di akses 4 maret 2019)

-

Puspita, Vicka. 2016. Ilmu pengetahuan Bumu dan Antariksa di http://belajarbintangangkasa.blogspot.com/2016/12/gerak-bintang.htm (di akses 4 maret 2019)

- Sutantyo, Winardi. 1984. Astrofisika - Mengenal Bintang. Bandung : ITB - Wikipedia. 2018. Klasifikasi Bintang. https://id.wikipedia.org/wiki/Klasifikasi_bintang.

22

(di akses 7 maret 2019)

MAKALAH ASTROFISIKA BINTANG

DISUSUN OLEH:

NAMA

: ALIA RIZKI FATIAH

NIM

: 06111181722001

DOSEN PENGAMPU

: Sudirman, S.Pd., M.Si

PROGRAM STUDI PENDIDIKAN FISIKA JURUSAN PENDIDIKAN MIPA FAKULTAS KEGURUAN DAN ILMU PENDIDIKAN UNIVERSITAS SRIWIJAYA

23

24