Klasifikasi bintang: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Tidak ada ringkasan suntingan |
JThorneBOT (bicara | kontrib) clean up, removed: {{Link FA|hu}}, {{Link FA|sk}} |
||
Baris 1:
Dalam [[astronomi]], '''klasifikasi bintang''' adalah peng-klasifikasian [[bintang|bintang-bintang]] 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 memberikan informasi mengenai temperatur permukaan. Informasi luminositas dapat diperoleh dari pengamatan [[fotometri]].
== Sejarah awal ==
Baris 15:
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) :
| author=Charity, Mitchell
| title=What color are the stars?
Baris 124:
=== Kelas K ===
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]]
Baris 131:
=== Kelas M ===
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]]
Baris 141:
'''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 :
Baris 169:
[[Kategori:Bintang berdasarkan kelas luminositas| ]]
{{Link GA|fa}}
[[ro:Clasificarea stelelor#Clasificarea după spectrul stelar]]
| |||