Bintang: Perbedaan antara revisi

7.323 bita ditambahkan ,  8 tahun yang lalu
 
== Radiasi ==
[[Tenaga]]Energi yang dihasilkan oleh bintang, sebagai hasil samping dari reaksi [[fusi nuklearnuklir]], dipancarkanmemancar ke [[luarruang angkasa]] sebagaidalam bentuk [[radiasi elektromagnetik]] dan [[radiasi partikel]]. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang dimanifestasikanterwujud sebagaidalam bentuk [[angin bintang]] (yang berwujud sebagai pancaran tetap partikel-partikel bermuatan [[listrik]] seperti [[proton]] bebas, [[partikel alpha]] dan [[partikel beta]] yang berasal dari bagian terluar bintang) dan pancaran tetap [[neutrino]] yang berasal dari inti bintang. <ref>
{{cite news
| last=Koppes | first=Steve
| title=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
| publisher=The University of Chicago News Office
| date=June 20, 2003 | url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
| accessdate=2012-06-15 }}
</ref> yang mengalirkan [[proton]] bebas, [[partikel alfa]] bermuatan listrik, dan [[partikel beta]] dari lapisan luar bintang. Terdapat juga aliran tetap [[neutrino]] yang berasal dari inti bintang, walaupun neutrino-neutrino ini hampir tidak bermassa.
 
Bintang bersinar sangat terang akibat produksi energi pada intinya, yang menggabungkan dua atau lebih [[inti atom]] dan membentuk inti atom tunggal unsur yang lebih berat serta melepaskan [[foton]] [[sinar gama]] dalam prosesnya. Begitu energi ini mencapai lapisan luar bintang, energi ini diubah ke dalam bentuk lain [[energi elektromagnetik]] yang berfrekuensi lebih rendah, misalnya [[cahaya tampak]].
Hampir semua [[informasi]] yang kita miliki mengenai bintang yang lebih jauh dari [[Matahari]] diturunkan dari pengamatan radiasi elektromagnetiknya, yang terentang dari [[panjang gelombang]] [[radio]] hingga [[sinar gamma]]. Namun tidak semua rentang panjang gelombang tersebut dapat diterima oleh [[teleskop]] landas [[Bumi]]. Hanya [[gelombang]] radio dan gelombang [[cahaya]] yang dapat diteruskan oleh [[atmosfer]] Bumi dan menciptakan ‘[[jendela radio]]’ dan ‘[[jendela optik]]’. Teleskop-teleskop luar angkasa telah diluncurkan untuk mengamati bintang-bintang pada panjang gelombang lain.
 
[[Warna]] bintang, yang ditentukan oleh [[frekuensi]] cahaya tampaknya yang paling kuat, tergantung pada suhu lapisan luar bintang, termasuk [[fotosfer]]nya.<ref>
Banyaknya radiasi elektromagnetik yang dipancarkan oleh bintang dipengaruhi terutama oleh luas permukaan, [[suhu]] dan komposisi [[kimia]] dari bagian luar ([[fotosfer]]) bintang tersebut. Pada akhirnya kita dapat menduga kondisi di bagian dalam bintang, karena apa yang terjadi di permukaan pastilah sangat dipengaruhi oleh bagian yang lebih dalam.
{{cite web | url =http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | title = The Colour of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 }}
</ref> Selain cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk-bentuk lain radiasi elektromagnetik yang tidak [[mata manusia|kasat mata]]. Sebenarnya radiasi elektromagnetik bintang meliputi keseluruhan [[spektrum elektromagnetik]], dari yang [[panjang gelombang]]nya terpanjang yaitu [[gelombang radio]], ke [[inframerah]], cahaya tampak, [[ultraungu]], hingga [[sinar X]] dan [[sinar gama]] yang panjang gelombangnya paling pendek. Jika dilihat dari jumlah keseluruhan energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang, tidak semua komponen radiasi elektromagnetik bintang memiliki jumlah yang signifikan, namun seluruh frekuensi tersebut memberikan kita wawasan tentang fisik bintang.
 
Dengan menelaahmenggunakan [[Spektroskopi astronomi|spektrum bintang]], astronom dapat menentukan temperatursuhu permukaan, [[gravitasi permukaan]], [[metalisitas]], dan [[kecepatan]] [[rotasi]] dari sebuah bintang. Jika jarak bisasebuah bintang ditentukandiketahui, misalmisalnya dengan metodemengukur [[paralaks]]paralaksnya, maka luminositas bintangluminositasnya dapat diturunkandihitung. Massa, [[radius]]jari-jari, gravitasi permukaan, dan periode rotasi kemudian dapat diperkirakan daridengan pemodelan.berdasarkan Massamodel bintang. dapat juga diukur secara langsung untuk(Massa bintang-bintang yangdalam berada[[sistem dalambiner (astronomi)|sistem [[bintang gandabiner]] ataudapat melaluidihitung metodedengan [[mikrolensing]].mengukur Padajarak akhirnyadan astronomkecepatan dapatorbitnya. memperkirakanEfek umur[[lensa-mikro sebuahgravitasi]] bintangdipergunakan dariuntuk parameter-parametermengukur dimassa bintang atastunggal.<ref>
{{cite news
 
| title=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
=== Fluks pancaran ===
| publisher=Hubble News Desk | date=July 15, 2004 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
Kuantitas yang pertama kali langsung dapat ditentukan dari pengamatan sebuah bintang adalah [[fluks]] pancarannya, yaitu jumlah [[cahaya]] atau [[tenaga]] yang diterima permukaan kolektor ([[mata]] atau [[teleskop]]) per [[satuan]] luas per satuan [[waktu]]. Biasanya dinyatakan dalam satuan [[watt]] per cm<sup>2</sup> ([[SI (satuan ukur)|satuan internasional]]) atau [[erg]] per [[detik]] per cm<sup>2</sup> ([[satuan]] cgs).
| accessdate=2006-05-24 }}
</ref>) Dengan menggunakan parameter-parameter ini, astronom juga dapat memperkirakan umur sebuah bintang.<ref>
{{cite journal
| last1=Garnett | first1=D. R. | last2=Kobulnicky | first2=H. A.
| title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
| journal=The Astrophysical Journal | year=2000
| volume=532
| issue= 2 | pages=1192–1196
| doi = 10.1086/308617
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv = astro-ph/9912031 }}
</ref>
 
=== Luminositas ===
Di dalam astronomi, [[luminositasLuminositas]] bintang adalah jumlah [[cahaya]] ataudan bentuk [[energi radiasi]] lainnya yang dipancarkan oleh sebuah bintang ke segala arah per satuan waktu. BiasanyaLuminositas satuanbintang luminositas dinyatakandiukur dalam wattsatuan ([[SIdaya]] (satuan ukur)|satuan internasional[[watt]]),. ergLuminositas perbintang detikditentukan (satuanoleh cgs)ukuran jari-jari ataudan luminositassuhu Mataharipermukaannya. Dengan menganggap bahwa sebuah bintang adalah sebuah [[benda hitam]] sempurna, maka luminositasnya adalah,:
: <math>L = 4 \pi R^2 \sigma T_{e}^4 </math>
dimana ''L'' adalah luminositas, ''σ'' adalah [[tetapan Stefan-Boltzmann]], ''R'' adalah [[jari-jari]] bintang dan ''T''<sub>''e''</sub> adalah [[temperatur efektif]] bintang.
: <math>E = \frac {L} {4 \pi d^2} </math>
dengan ''E'' adalah fluks pancaran, ''L'' adalah luminositas dan ''d'' adalah jarak bintang ke pengamat.
 
Namun banyak bintang yang memancarkan cahaya dengan [[fluks]] (jumlah energi yang dipancarkan per satuan luas) yang tidak seragam di seluruh permukaannya. Bintang [[Vega]] yang berputar sangat cepat, misalnya, memiliki fluks energi yang lebih tinggi pada kutub-kutubnya dibandingkan dengan ekuatornya.<ref>
{{cite news
| author=Staff | date=January 10, 2006
| title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
| publisher=National Optical Astronomy Observatory
| url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
| accessdate=2007-11-18
}}
</ref>
Noda-noda di permukaan bintang yang memiliki suhu dan luminositas yang lebih rendah dari rata-rata disebut dengan [[bintik bintang]]. Bintang katai yang kecil, seperti matahari kita, umumnya memiliki permukaan yang cukup mulus dengan hanya sedikit bintik bintang. Bintang-bintang raksasa yang lebih besar memiliki bintik bintang yang lebih besar dan lebih kelihatan,
<ref name="Michelson Starspots">
{{cite journal | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ }}
</ref> dan bintang-bintang ini juga menunjukkan [[penggelapan pinggiran]] yang lebih kuat. Penggelapan pinggiran adalah penurunan tingkat kecerahan cahaya pada cakram bintang mendekati daerah pinggirannya.<ref>
{{cite journal | last1=Manduca | first1=A. | last2=Bell | first2=R. A. |last3=Gustafsson | first3=B. |title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 |bibcode=1977A&A....61..809M }}
</ref> [[Bintang suar|Bintang-bintang suar]] katai merah seperti [[UV Ceti]] dapat memiliki bintik bintang yang menonjol di permukaannya.<ref>
{{cite journal | last1=Chugainov | first1=P. F. | title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars |journal=Information Bulletin on Variable Stars | year=1971 | volume=520 | pages=1–3 | bibcode=1971IBVS..520....1C }}
</ref>
 
=== Magnitudo ===
{{Main|Magnitudo semu|Magnitudo mutlak}}
Secara tradisi kecerahan bintang dinyatakan dalam satuan magnitudo. Kecerahan bintang yang kita amati, baik menggunakan mata bugil maupun teleskop, dinyatakan oleh [[magnitudo tampak]] ('''''m''''') atau magnitudo semu. Secara tradisi magnitudo semu bintang yang dapat dilihat oleh mata bugil dibagi dari 1 hingga 6, di mana satu ialah bintang paling cerah, dan 6 sebagai bintang paling redup. Terdapat juga kecerahan yang diukur secara mutlak, yang menyatakan kecerahan bintang sebenarnya. Kecerahan ini dikenal sebagai [[magnitudo mutlak]] ('''''M'''''), dan terentang antara +26.0 sampai -26.5. Magnitudo adalah besaran lain dalam menyatakan fluks pancaran, yang terhubungkan melalui persamaan,
[[Kecerahan|Terangnya]] cahaya yang tampak dari sebuah bintang disebut dengan istilah magnitudo semu, yaitu terangnya sebuah bintang yang merupakan fungsi dari luminositas bintang, jarak dari bumi dan perubahan cahayanya saat melintasi atmosfer bumi. Magnitudo mutlak atau magnitudo intrinsik adalah magnitudo semu sebuah bintang jika jarak antara bumi dengan bintang tersebut adalah 10&nbsp;parsec (32,6&nbsp;tahun cahaya), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya.
: <math>m = -2,5 \log(E) + konstanta \,\!</math>
 
dimana ''m'' adalah magnitudo semu dan ''E'' adalah fluks pancaran.
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo:''
!Magnitudo<br />semu
!Jumlah&nbsp;<br />bintang<ref>
{{cite web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archiveurl =http://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archivedate = 2008-02-06 | title = Magnitude | publisher = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accessdate = 2006-08-23 }}
</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1.602
|- style="text-align: center;"
||6
||4.800
|- style="text-align: center;"
||7
||14.000
|}
 
Baik skala magnitudo semu maupun magnitudo mutlak adalah [[satuan logaritmis]] di mana selisih satu magnitudo sama dengan perbedaan kecerahan sekitar 2,5&nbsp;kali<ref name="luminosity">
{{cite web |url =http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13}}
</ref> (akar pangkat 5 dari 100, atau mendekati 2,512). Hal ini berarti bintang dengan nilai magnitudo +1 kira-kira 2,5 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +2, dan kira-kira 100 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +6. Bintang teredup yang dapat dilihat mata telanjang dalam kondisi pengamatan yang baik adalah bintang dengan nilai magnitudo kira-kira +6.
 
Dalam skala magnitudo semu maupun magnitudo tampak, semakin kecil nilai magnitudonya, maka semakin terang pula bintang tersebut; semakin besar nilai magnitudonya, semakin redup. Bintang-bintang paling terang pada kedua skala tersebut memiliki nilai magnitudo yang negatif. Perbedaan terang cahaya (Δ''L'') antara dua bintang dihitung dengan mengurangkan nilai magnitudo bintang yang lebih terang (''m''<sub>b</sub>) dari nilai magnitudo bintang yang lebih redup (''m''<sub>f</sub>), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512. Dapat juga ditulis dengan persamaan berikut:
:<math>\Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>
Walau keduanya bergantung pada luminositas dan jarak bintang dari bumi, magnitudo mutlak sebuah bintang (''M'') tidaklah sama dengan magnitudo semunya (''m'').<ref name="luminosity" /> Sebagai contoh, bintang Sirius yang terang memiliki nilai magnitudo semu −1,44, memiliki nilai magnitudo mutlak +1,41.
 
Matahari memiliki nilai magnitudo semu −26,7, namun magnitudo mutlaknya hanyalah +4,83. Sirius, bintang paling cemerlang di langit malam, kira-kira 23 kali lebih terang dari matahari, sedang [[Canopus]], bintang paling cemerlang kedua di langit malam dengan magnitudo mutlak −5,53, kira-kira 14.000 kali lebih terang daripada matahari. Walaupun Canopus jauh lebih terang daripada Sirius, namun Sirius tampak lebih cemerlang daripada Canopus. Hal ini disebabkan jarak Sirius yang hanya 8,6 tahun cahaya dari bumi, sementara Canopus jauh lebih jauh dengan jarak 310 tahun cahaya.
 
Berdasarkan data tahun 2006, bintang dengan magnitudo absolut paling tinggi yang diketahui adalah [[LBV 1806-20]], dengan nilai magnitudo −14,2. Bintang ini paling tidak 5.000.000 kali lebih terang dari matahari.<ref>
{{cite web
| last1=Hoover | first1=Aaron | date =January 15, 2004
| url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
| archiveurl=http://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
| archivedate=2007-08-07
| title=Star may be biggest, brightest yet observed
| publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 }}
</ref> Sedang bintang-bintang dengan luminositas paling rendah yang diketahui saat ini terdapat di gugus [[NGC 6397]]. Bintang katai merah paling redup dalam gugus tersebut memiliki nilai magnitudo 26, sementara ditemukan juga bintang katai putih dengan nilai magnitudo 28. Bintang-bintang redup ini sangatlah samar sehingga cahayanya sama dengan cahaya lilin ulang tahun di bulan jika dilihat dari bumi.<ref>
{{cite web
| date=August 17, 2006 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
| title=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
| publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 }}
</ref>
 
== Satuan pengukuran ==
752

suntingan