Bintang variabel

Bintang variabel atau bintang peubah adalah bintang yang berubah-ubah cahayanya yang dilihat dari Bumi seiiringnya waktu. Variasi tersebut disebabkan karena adanya sesuatu yang menghalangi sebagian cahayanya. Secara umum bintang variabel dibagi ke dalam dua kategori besar berdasarkan penyebab variabilitasnya:

• variabel intrinsik, yaitu bintang variabel yang variabilitas cahayanya disebabkan proses fisis yang berlangsung di bagian dalam bintang. Termasuk dalam kategori ini adalah bintang berdenyut dan bintang variabel eruptif (nova dan supernova).
• variabel ekstrinsik, yaitu bintang variabel yang penyebab variabilitas cahayanya berasal dari luar bintang. Termasuk dalam kategori ini adalah bintang ganda gerhana.

Banyak, mungkin sebagian besar, bintang memiliki setidaknya beberapa variasi luminositas: output energi Matahari, misalnya bervariasi sekitar 0,1% selama siklus matahari 11 tahun.

Penemuan

Kalender Mesir kuno yang berisi hari-hari keberuntungan dan ketidakberuntungan yang disusun sekitar 3.200 tahun yang lalu, mungkin merupakan dokumen sejarah tertua yang masih tersimpan tentang penemuan bintang variabel, bintang ganda gerhana Algol.

Di kalangan astronom modern, bintang variabel pertama diidentifikasi pada tahun 1638, ketika Johannes Holwarda melihat bahwa Omicron Ceti (kemudian dinamai Mira) berdenyut dalam sebuah siklus yang memakan waktu 11 bulan; bintang ini sebelumnya telah dideskripsikan sebagai nova oleh David Fabricius pada tahun 1596. Penemuan ini, digabungkan dengan supernova yang diamati pada tahun 1572 dan 1604, membuktikan bahwa langit berbintang tidak selalu tetap seperti yang diajarkan oleh Aristoteles dan para fislsuf kuno lainnya. Dengan demikian, penemuan bintang variabel berkontribusi pada revolusi astronomi pada abad ke-16 dan awal abad ke-17.

Bintang variabel kedua yang dideskripsikan adalah variabel gerhana Algol, oleh Geminiano Montanari pada tahun 1669; John Goodricke memberikan penjelasan yang benar tentang variabilitasnya pada tahun 1784. Chi Cygni diidentifikasi pada tahun 1686 oleh G. Kirch, kemudian R Hydrae pada tahun 1704 oleh G. D. Maraldi. Pada tahun 1789, sepuluh bintang variabel telah diketahui. John Goodricke sendiri menemukan Delta Cephei dan Beta Lyrae. Sejak tahun 1850, jumlah bintang variabel yang diketahui meningkat sangat pesat, terutama setelah tahun 1890 ketika bintang-bintang variabel dapat diidentifikasi melalui fotografi.

Edisi terbaru dari Katalog Umum Bintang Variabel (2008) mendaftarkan lebih dari 46.000 bintang variabel di Bimasakti, serta 10.000 bintang variabel di galaksi-galaksi lain, dan lebih dari 10.000 bintang variabel yang "diduga".

Mendeteksi Variabilitas

Variabilitas yang paling umum adalah perubahan kecerlangan, namun ada juga jenis variabilitas lainnya, khususnya adalah perubahan spektrum. Dengan menggabungkan data kurva cahaya dan perubahan spektrum yang teramati, para astronom bisa menjelaskan mengapa sebuah bintang berubah-ubah.

Pengamatan Bintang Variabel

Bintang variabel umumnya dianalisis dengan menggunakan fotometri, spektrosfotometri, dan spektroskopi. Pengukuran perubahan kecerlangannya dapat diplot untuk menghasilkan kurva cahaya. Untuk bintang-bintang variabel biasa, periode variasi dan amplitudonya dapat ditentukan dengan baik; namun, untuk banyaknya bintang variabel, besaran-besaran ini dapat berubah secara perlahan dari waktu ke waktu, atau bahkan dari satu periode ke periode berikutnya. Kecerahan puncak pada kurva cahaya dikenal sebagai maxima, sedangkan palung dikenal sebagai minima.

Astronom amatir dapat dilakukan studi ilmiah yang berguna tentang bintang variabel dengan membandingkan bintang tersebut secara visual dengan bintang-bintang lain dalam bidang tersebut secara visual dengan bintang-bintang lain dalam bidang pandang teleskopik yang sama serta magnitudonya sudah diketahui dan konstan. Dengan memperkirakan magnitudo bintang variabel dan mencatat waktu pengamatan, sebuah kurva cahaya visual dapat dibuat. Asosiasi Pengamat Bintang Variabel Amerika mengumpulkan pengamatan semacam itu dari para partisipan di seluruh dunia dan membagikan data tersebut kepada komunitas ilmiah.

Interpretasi Pengamatan

Menggabungkan kurva cahaya dengan data spektrum sering kali memberikan petunjuk tentang perubahan yang terjadi pada bintang variabel. Sebagai contoh, bukti bahwa bintang berdenyut dapat dilihat dari pergeseran spektrumnya karena permukaannya secara periodik bergerak mendekat atau menjauh dari kita, dengan frekuensi yang sama dengan perubahan kecerlangannya.

Sekitar dua pertiga dari semua bintang variabel tampaknya berdenyut. Pada tahun 1930-an, astronom Arthur Stanley Eddington menunjukkan bahwa persamaan matematis yang menggambarkan bagian dalam bintang dapat menyebabkan bintang berdenyut. Jenis ketidakstabilan yang paling umum terkait dengan osilasi pada tingkat ionisasi pada lapisan konvektif luar bintang.

Ketika bintang berada dalam fase pembengkakan, lapisan terluarnya mengembang menyebabkannya mendingin. Karena temperatur yang menurun, tingkat ionisasi juga menurun. Hal ini membuat gas menjadi lebih transparan, dan dengan demikian memudahkan bintang untuk memancarkan energinya. Pada gilirannya, bintang akan mengerut. Ketika gas dimampatkan, gas akan dipanaskan dan tingkat ionisasinya akan kembali meningkat. Hal ini membuat gas menjadi lebih buram., dan radiasi untuk sementara terperangkap di dalam gas. Hal ini semakin memanaskan gas, membuatnya mengembang sekali lagi. Dengan demikian, siklus ekspansi dan kompresi (pembengkakan dan penyusutan) dipertahankan.