Klasifikasi bintang: Perbedaan revisi

10 bita dihapus ,  7 bulan yang lalu
k
Perubahan kosmetik tanda baca
k (Bot: Merapikan pranala interwiki lama)
k (Perubahan kosmetik tanda baca)
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 : [[Bintang#Evolusi|evolusi bintang]]).
 
Berikut ini adalah daftar kelas bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin (dengan [[massa]], [[radius]] dan [[luminositas]] dalam satuan Matahari) :<ref name="Charity">{{ cite web
| author=Charity, Mitchell
| title=What color are the stars?
Bintang kelas '''O''' adalah bintang yang paling panas, temperatur permukaannya lebih dari 25.000 [[Kelvin]]. Bintang [[deret utama]] kelas O merupakan bintang yang tampak 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]]
 
[[Berkas:O5v-spectre.png|pus|bingkai|[[Spektrum elektromagnetik|Spektrum]] dari bintang kelas O5V]]
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) tampak lebih kuat dibandingkan bintang kelas O. Bintang kelas O dan B memiliki umur yang sangat pendek, sehingga tidak sempat bergerak jauh dari daerah di mana 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]]
 
[[Berkas:B2ii-spectra.png|pus|bingkai|[[Spektrum elektromagnetik|Spektrum]] dari bintang kelas B2II]]
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]]
 
[[Berkas:A2i-spectrum.star.png|pus|bingkai|[[Spektrum elektromagnetik|Spektrum]] dari bintang kelas A2I]]
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]]
 
[[Berkas:F2iii-spectrum.star.png|pus|bingkai|[[Spektrum elektromagnetik|Spektrum]] dari bintang kelas F2III]]
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|Alpha Centauri A]]
 
[[Berkas:G5iii-spectrum.star.png|pus|bingkai|[[Spektrum elektromagnetik|Spektrum]] dari bintang kelas G5III]]
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|Alpha Centauri B]], [[Arcturus]], [[Aldebaran]]
 
[[Berkas:K4iii-spectre.png|pus|bingkai|[[Spektrum elektromagnetik|Spektrum]] dari bintang kelas K4III]]
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]]
 
[[Berkas:M0iii-spectre.png|pus|bingkai|[[Spektrum elektromagnetik|Spektrum]] dari bintang kelas M0III]]
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'')
268.871

suntingan