Halo sahabat Warstek, kali ini penulis bakal menjelaskan tentang klasifikasi bintang secara mendalam. Sebelumnya pernah di bahas juga diartikel sebelumnya yang berjudul Mengenal Bintang Lebih Jauh, namun kami akan menjelaskan secara rinci mengenai ini. Sebagaimana yang kita tahu bahwa bintang yang kita lihat dilangit memiliki warna yang berbeda-beda. Ada yang berwarna putih, orange, biru dan berbagai warna lainnya. Untuk itu kita perlu mengklasifikasi bintang-bintang tersebut agar memudahkan kita dalam mempelajari bintang tersebut.
Klasifikasi Bintang sendiri merupakan peng-klasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuatnya beberapa garis serapan pada pola spektrum, dan besarnya luminositas. Kuatnya garis serapan, khususnya pada garis-garis serapan atom hidrogen, dapat di peroleh dari analisis pola spektrum bintang yang di dapatkan dari pengamatan spektroskopi.
Bagaimana Sejarahnya?
Pada tahun 1814 silam, Fraunhofer mencatat dan memetakan sejumlah garis-garis gelap dalam spektrum Matahari jika cahayanya di lewatkan pada suatu prisma. Garis-garis ini pada akhirnya bakal disebut sebagai garis-garis Fraunhofer. Dia pun kemudian menemukan bahwa bintang-bintang tersebut memiliki spektrum yang mirip, namun dengan pola garis serapan yang berbeda daripada yang lainnya. Pada penemuan ini mengantarkannya pada pengklasifikasi bintang awal oleh sekelompok astronom Harvard. Yaitu dengan penggolongan menggunakan berbagai huruf mulai dari A, B, C, hingga P, di mana bintang kelas A memiliki garis serapan atom hidrogen paling kuat, B terkuat berikutnya dan seterusnya. Dasar dari Klasifikasi ini adalah kuatnya garis serapan atom hidrogen pada spektrum bintang.
Beberapa tahun kemudian tepatnya tahun 1867, Angelo Secchi, seorang astronom Yesuit, melakukan penyelidikan terhadap sekitar 4000 spektrum bintang hasil pengamatan yang di lakukannya menggunakan prisma objektif. Dia menggunakan matanya untuk memantau, hingga dia pun menggolongkan bintang-bintang tersebut ke dalam tiga kelas.
Yang pertama terdapat bintang dengan garis-garis serapan sangat kuat dari atom hidrogen, ini digolongkan sebagai tipe I yang berwarna putih. Kedua ada bintang dengan garis-garis serapan sangat kuat, asalnya dari ion logam di golongkan sebagai tipe II yang berwarna kuning. Terakhir terdapat bintang dengan pita-pita serapan lebar, ini di golongkan sebagai tipe III yang berwarna merah.
Setahun kemudian Secchi memasukkan beberapa bintang yang memiliki garis-garis serapan dengan pola yang terbilang cukup aneh. Memang ini jarang ada, ini tidak terlalu sama dengan pola tipe III tetapi mirip. Nah, dia menggolongkan bintang tersebut sebagai tipe IV.
Klasifikasi Bintang Sistem Drapper
Di tahun 1880-an, seorang astronom Edward C. Pickering mulai melakukan survei spektrum bintang di Harvard College Observatory, dengan menggunakan metode prisma objektif. Adapun hasil pertama dari pekerjaan tersebut adalah Katalog Draper Spektrum Stellar. Katalog ini di terbitkan pada tahun 1890 silam. Setelah itu, Williamina Fleming kemudian mengklasifikasikan sebagian besar spektrum pada katalog ini. Dia berhasil mengklasifikasikan lebih dari 10.000 bintang unggulan dan telah menemukan 10 nova dan 200 bintang variabel lebih.
| Secchi | Drapper | Keterangan |
| I | A, B, C, D | Di dominasi oleh garis Hidrogen |
| II | E, F, G, H, I, J, K, L | |
| III | M | |
| IV | N | Tidak muncul di katalog |
| V | O | Ini termasuk spektrum Wolf–Rayet dengan garis terang |
| V | P | Nebula planet |
| Q | Spektrum lainnya |
Perlu di ketahui juga bahwa katalog ini menggunakan skema di mana kelas Secchi yang sebelumnya pernah di gunakan. Yaitu dari I sampai V yang kemudian di bagi lagi menjadi kelas yang lebih spesifik lagi. Lebih tepatnya ini akan di berikan huruf mulai dari A sampai P. Selain itu, ada huruf Q yang digunakan untuk bintang yang tidak cocok dengan kelas lain.
Untuk lebih jelas lagi, di samping ini merupakan tabel klasifikasinya :
Klasifikasi Bintang Harvart Lama
Adapun pada tahun 1897, astronom lain di Harvard yaitu Antonia Maury, menempatkan subtipe Orion dari kelas Secchi I di depan sisa kelas I Secchi. Ini pun menjadikan tipe B modern di tempatkan di depan tipe A modern. Dia pun menjadi yang pertama melakukan hal tersebut. Walaupun dia tidak menggunakan tipe spektral berhuruf, tetapi dia menggunakan serangkaian dua puluh dua tipe yang di beri nomor dari I–XXII. Beginilah tabel sistem Harvard tahun 1895 :
| Grup | Ringkasan |
| I -V | Ini termasuk ke dalam bintang ‘Jenis Orion’ yang menunjukkan peningkatan kekuatan dalam garis penyerapan hidrogen dari grup I ke grup V. |
| VI | Grup ini bertindak sebagai perantara antara ‘tipe Orion’ dengan kelompok Secchi tipe I. |
| VII – XI | Grup ini merupakan bintang tipe 1 Secchi, dengan penurunan kekuatan pada garis serapan hidrogen dari kelompok VII−XI. |
| XII – XVI | Berbeda dengan yang di atas, ini termasuk bintang Secchi tipe 2 dengan penurunan garis penyerapan hidrogen dan peningkatan garis logam yang 1 tipe dengan matahari. |
| XVII – XX | Ada juga grup ini yang termasuk bintang Secchi tipe 3 dengan garis spektral yang terkesan meningkat. |
| XXI | Termasuk ke dalam klasifikasi Secchi tipe 4 bintang |
| XXII | Termasuk bintang Wolf–Rayet |
| (a) | Average Width |
| (b) | Hazy |
| (c) | Sharp |
Sebenarnya tabel di atas tidak memperhitungkan kembali variasi tambahan dalam spektrum. Untuk itu, di tambahlah tiga divisi atau grup baru yang dibuat untuk menentukan perbedaan mereka lebih lanjut. Untuk huruf kecil di tambahkan untuk membedakan tampilan garis relatif dalam spektrum. Nah garis tersebut di definisikan sebagai tabel di samping :
Sistem Harvard Saat Ini
Asisten-asisten Pickering yaitu Williamina Fleming, Annie Jump Cannon, Antonia Maury, dan Henrietta Swan Leavitt, yang memulai sebuah proyek berskala besar untuk pengklasifikasian spektrum bintang. Nah, tahun 1911 dan 1949, sebanyak 400.000 bintang telah didaftarkan ke dalam katalog Henry Draper. Perlu diketahui bahwa nama ini di namakan menurut sang penyandang dana dan perintis penelitian spektroskopi fotografi Amerika yaitu Henry Draper.
Pada tahun 1924, Cannon memperluas katalog menjadi sembilan volume dan lebih dari seperempat juta bintang. Dengan mengembangkan Skema Klasifikasi Harvard yang telah digunakan sebelumnya di seluruh dunia pada tahun 1922. Mereka berdua, sebut saja Cannon dan Maury, yang kemudian menyadari adanya sebuah keteraturan dalam semua garis-garis spektral, yaitu tidak hanya hidrogen, jika penggolongan bintang-bintang tersebut diurutkan menjadi O, B, A, F, G, K, M. Cannon pun menyertakan huruf P sebagai nebula planet dan Q untuk beberapa hal yang terbilang aneh. Biasanya untuk mengingat spektrum ini di gunakan kalimat “Oh Be A Fine Girl Kiss Me” atau dengan kalimat yang lain.
Perlu diketahui bahwa ada kelas lainnya yang dihilangkan karena beberapa diantaranya merupakan kelas yang sama. 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.
Di bawah ini merupakan Klasifikasi Harvard atau Klasifikasi bintang berdasarkan Spektrum :
| Kelas | Temperatur | Warna | 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 |
Berikut ini penjelasan masing-masing cirinya :
Kelas O
Kelas O merupakan bintang yang paling panas dengan temperatur hingga diatas 25.000 K. Bintang deret utama kelas O merupakan bintang yang tampak paling biru, walaupun sebenarnya kebanyakan energinya dipancarkan pada panjang gelombang ungu dan ultraungu. Karena bintang ini terlalu terang maka tidak terlalu sulit untuk menemukannya. Bintang kelas O bersinar dengan energi sekitar 1 juta kali energi yang dihasilkan oleh Matahari. Di karenakan bintang tersebut begitu masif, bintang kelas O membakar bahan bakar hidrogennya dengan sangat cepat. Hal ini menyebabkan jenis bintang ini menjadi yang pertama kali meninggalkan deret utama. Contohnya Zeta Puppis
Kelas B
Bintang kelas B merupakan bintang yang terbilang cukup panas dengan temperatur permukaan antara 11.000 hingga 25.000 K dengan warna putih-biru. Dalam pola spektrumnya garis-garis serapan terkuat berasal dari atom Helium yang netral. Garis-garis Balmer untuk Hidrogen (hidrogen netral) memang tampak lebih kuat dibandingkan kelas O. Bintang kelas O dan B sama-sama memiliki umur yang sangat pendek, sehingga tidak sempat bergerak jauh dari daerah di mana mereka di bentuk. Mereka pun berkumpul bersama dalam sebuah asosiasi OB. Dari seluruh populasi bintang deret utama, Bintang kelas B hanya terdiri dari 0,13 % saja. Contohnya Rigel, Spica
Kelas A
Untuk kelas A sendiri itu memiliki temperatur permukaan berkisar antara 7.500 hingga 11.000 Kelvin dengan warna putih. Di karenakan 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. Contohnya Vega dan Sirius.
Kelas F
Kalau kelas F memang memiliki temperatur permukaan 6000 hingga 7500 Kelvin, yang berwarna putih-kuning. Spektrumnya sendiri memiliki pola garis-garis Balmer yang kadarnya sih lebih lemah daripada bintang kelas A. Beberapa garis serapan logam yang telah terionisasi, seperti Fe II dan Ca II serta logam netral seperti besi netral (Fe I) yang mulai tampak. Bintang kelas F kira-kira sebanyak 3,1% dari seluruh populasi bintang deret utama. Contohnya adalah Procyon.
Kelas G
Di antara kelas-kelas lain, kelas G inilah yang paling sering di pelajari. Salah satu alasannya yaitu karena Matahari merupakan bintang kelas ini. Bintang kelas G sendiri memiliki temperatur permukaan antara 5000 hingga 6000 K yang berwarna kuning. Untuk garis-garis Balmer pada bintang kelas ini terbilang lebih lemah daripada bintang kelas F. Di sisi lain, garis-garis ion logam dan logam netral itu semakin menguat. Untuk profil spektrum paling terkenal dari kelas ini adalah profil garis-garis Fraunhofer. Adapun jumlah bintang kelas G yaitu sekitar 8% dari seluruh populasi bintang deret utama. Selain Matahari ada Capella dan Alpha Centauri A sebagai contoh bintang kelas ini.
Kelas K
Lanjut ke kelas K, kelas ini sendiri memiliki warna jingga dengan temperatur yang sedikit lebih dingin daripada bintang kelas G seperti Matahari, lebih tepatnya berkisar antara 3500 hingga 5000 Kelvin. Salah satu contohnya adalah bintang Alpha Centauri B. Beberapa bintang kelas K itu memiliki ukuran yang terbilang raksasa bahkan maharaksasa, misalnya Arcturus. Bintang kelas K memiliki garis-garis Balmer yang terbilang sangatlah lemah. Garis-garis logam netral tampak lebih kuat daripada bintang kelas G. Garis-garis molekul Titanium Oksida (TiO) pun mulai tampak. Jumlah bintangnya pun sekitar 13% dari seluruh populasi bintang deret utama.
Kelas M
Yang terakhir terdapat bintang kelas M dimana bintang tersebut memiliki populasi paling banyak jika di bandingkan dengan yang lain. Bintang ini berwarna merah dengan temperatur permukaan lebih rendah daripada 3500 Kelvin. Perlu di ketahui juga bahwa semua katai merah adalah bintang kelas ini. Adapun salah satu contoh bintang deret utama kelas M adalah bintang Proxima Centauri. Selain itu, kebanyakan bintang yang ada dalam fase raksasa dan maharaksasa, seperti Antares dan Betelgeuse termasuk ke dalam kelas ini. Garis-garis serapan di dalam spektrum bintang kelas M ini berasal dari logam netral. Sedangkan garis-garis Balmer pada kelas ini hampir tidak tampak sama sekali. Untuk garis-garis molekul Titanium Oksida (TiO) justru sangat jelas terlihat daripada jenis lainnya.
Klasifikasi Yerkes atau Luminositas
Berbeda dengan jenis Spektrum, Klasifikasi Yerkes atau disebut juga sebagai klasifikasi MKK berasal dari inisial para pengembangnya pada tahun 1943. Mereka adalah William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan dan Edith Kellman yang semuanya berasal dari Observatorium Yerkes. Klasifikasi ini memiliki dasar utama pada ketajaman garis-garis spektrum yang sensitif pada gravitasi permukaan bintang. Gravitasi permukaannya pun berhubungan dengan luminositas yang merupakan fungsi dari radius bintang.
Klasifikasi Yerkes atau kelas luminositas membagi bintang-bintang ke dalam kelas berikut:
- 0 Hyper Raksasa (hypergiant) (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)
Penutup
Klasifikasi bintang terdiri dari 2 yaitu kelas Spektrum atau Hardvard dan sistem Luminositas atau Yerkes. Ada juga nih Sistem bintang bernama Alpha Centauri yang memiliki kelas Spektrum yang berbeda-beda. Yaitu : Alpha Centauri A dengan kelas G, Alpha Centauri B dengan kelas K dan Proxima Centauri dengan kelas M. Mungkin segitu saja yang dapat penulis sampaikan, mohon maaf bila ada kesalahan dalam penulisan. Terima kasih dan semoga bermanfaat.
- https://id.wikipedia.org/wiki/Klasifikasi_bintang Terakhir akses : 30 Januari 2022
- https://medium.com/himastron-itb/klasifikasi-bintang-dan-peran-para-astronom-perempuan-9c1a9330f484 Terakhir akses : 30 Januari 2022
- https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classificationTerakhir akses : 30 Januari 2022
- https://kafeastronomi.com/klasifikasi-bintang-harvard.html Terakhir akses : 30 Januari 2022
- https://id.wikipedia.org/wiki/Klasifikasi_bintang Terakhir akses : 30 Januari 2022
- https://warstek.com/mengenal-bintang-lebih-jauh/ Terakhir akses : 30 Januari 2022
- https://adoc.pub/klasifikasi-spektrum-bintang.html Terakhir akses : 30 Januari 2022
- https://warstek.com/diagram-hertzsprung-russell
Mahasiswa STT Terpadu Nurul Fikri yang menyukai IT, Web Desain, Sains, dan Astronomi.