makalah ilmu pengetahuan bumi dan antari

BAB I PENDAHULUAN A. Latar Belakang

Bintang adalah benda langit luar angkasa yang memiliki ukuran besar dan memancarkan cahaya sebagai sumber cahaya. Bintang yang terdekat dengan bumi adalah matahari. Bila pada malam hari kita hendak mengamati bintang maka kita akan melihat bintang dengan variasi ukuran yang berbeda-beda. Perbedaan variasi ukuran itu bisa terjadi karena pengaruh jarak bintang terhadap pengamat.

Bintang-bintang lahir di nebula dari hasil pengerutan, kemudian terjadi fragmentasi sehingga membentuk kelompok-kelompok. Inilah yang disebut proto bintang. Bintang yang bermassa besar dan panas umumnya membentuk raksasa biru dan bintang yang relatif kecil membentuk katai kuning, seperti Matahari. Bintang-bintang besar dan panas memiliki inti konvektif dan lapisan selubung yang radiatif. Lain halnya pada bintang-bintang kecil seperti Matahari yang memiliki inti radiatif dan lapisan selubung konvektif. Bintang tersebut terus berevolusi seiring dengan waktu. Bintang bermassa besar jauh lebih terang dan lebih singkat umurnya daripada bintang bermassa sedang. Begitu pula nasib suatu bintang ditentukan oleh massanya.

B. Rumusan Masalah

1. Apa yang dimaksud dengan bintang ? 2. Apa yang dimaksud dengan jarak bintang ?

3. Apa yang dimaksud dengan evolusi bintang dalam sistem tata surya? 4. Apa yang dimaksud dengan magnitudo bintang ?

5. Apa yang dimaksud dengan spektrum bintang ?

C. Tujuan Penulisan

1. Mengetahui pengertian bintang. 2. Mengetahui jarak bintang.

3. Mengetahui evolusi bintang dalam sistem tata surya. 4. Mengetahui magnitudo suatu bintang.

BAB II PEMBAHASAN 2.1 Pengertian Bintang.

Pengertian bintang dalam organisasi.org

Bintang adalah benda langit luar angkasa yang memiliki ukuran besar dan memancarkan cahaya sebagai sumber cahaya. Bintang yang terdekat dengan bumi adalah matahari. Matahari dikelilingi oleh planet-planet anggota tata surya seperti pelanet bumi, merkurius, venus, mars, jupiter, saturnus, uranus, neptunus dan jupiter.

Pengertian bintang dalam www.indomp3z.us

Bintang adalah adalah benda angkasa yang mempunyai cahaya sendiri dan terdiri atas gas pijar. Matahari merupakan salah satu bintang biasa berukuran sedang dari kira-kira 1020 bintang yang ada di jagad raya. Matahari adalah bintang yang paling dekat dengan bumi (jaraknya 150 juta km). Bintang kedua yang terdeka dari bumi adalah Alpha Centa (jaraknya 48.000 miliar km). Berdasarkan pengertian di atas maka dapat disimpulkan bahwa bintang merupakan seluruh benda angkasa yang dapat memancarkan cahayanya sendiri yang berasal dari reaksi-reaksi kimia, sehingga menimbulkan variasi warna yang berbeda-beda. Karena cahaya yang ditimbulkan atau dihasilkan oleh suatu bintang semuanya berasal dari sebuah reaksi kimia (reaksi fusi), sehingga menghasilkan spektrum-spektrum tampak berupa cahaya yang bervariasi warnanya. Variasi warna yang ditimbulkan oleh suatu bintang semuanya tergantung dari atom-atom yang ada di bintang tersebut, dimana reaksi dari atom yang berbeda akan menghasilkan unsur yang berbeda yang memiliki sifat yang berbeda pula.(Wahyu Wardani.2009).

2.2 Jarak Bintang 2.2.1 Parallax

dekat maka lampu akan terlihat lebih terang sedangkan bila kita melihat lampu pada jarak lebih jauh maka lampu akan terihat lebih redup. Cara yang dapat kita gunakan untuk menentukan jarak suatu bintang adalah dengan mengukur paralaks bintang tersebut, yaitu perubahan arah penampakan bintang dari satu sisi terhadap sisi orbit yang lain. Paralaks (pengamatan) dapat memiliki ralat yang besar namun ini adalah salah satu jalan yang mungkin dapat dilakukan untuk menentukan jarak bintang. Semakin dekat jarak kutub bintang dengan kutub utara atau selatan, maka presisi menurun dan akurasinya meningkat dan sebaliknya semakin jauh jarak kutub bintang dengan dengan kutub utara atau selatan, maka presisi meningkat dan akurasinya menurun.(Yoel Prawiro,dll.2010)

G Gambar 2.1 Persepsi parallax

Dengan sudut 45 derajat, panjang OP adalah sama dengan panjang OC. Kita dapat mengasumsikan bahwa segitiga pada gambar 2.1 merupakan segitiga kongruen antara segitiga ABC dan segitiga POC. Jika OC adalah jarak bintang, jika OP dari bumi, maka dengan prinsip segitiga memiliki sudut 1800_{, kita akan} dapati bahwa sudut P harus 450 _{sehingga dengan bergitu kita peroleh bahwa} panjang OC = OP.

Bila kita perhatikan gambar 2.2, maka kita dapat melihat bintang seakan-akan mengalami perubahan kedudukan di langit dari sisi antar orbit yang satu sisi dan orbit yang lainnya. Inilah yang disebut paralaks bintang.

Setengah sumbu panjang orbit paralaks bintang dinamakan paralaks heliosentrik yaitu  sudut. Maka kita dapat menurunkan perhitungan paralaksnya sebagai berikut:

sin=MB

BS = a d

jadisin=a

d

Maka ¿a/d 2.2.2 Parsec

Sebagai sudut dan jarak berbanding terbalik, adalah mungkin untuk menentukan satuan jarak sedemikian rupa sehingga sebuah bintang yang terletak pada jarak ini akan memiliki paralaks dari 1 arcsec. Jika kita mengasumsikan bahwa sebagai p. p adalah paralaks dan a benilai 1 maka besarnya menjadi

d=1/p atau p=1/d

dimana p adalah paralaks bintang dalam detik busur dan d dalam parsec. 1 parsec jarak dari matahari kesuatu tempat yang mempunyai paralax 1 detik busur.

P = 1 arcsecond d = 1 parc second = 1 pc p=1/10 arc sec d 10 pc

Dari hasil pengamatan ternyata paralaks bintang lebih kecil dari satu detik busur(1”), dan yang terbesar paralaksnya adalah 0,76 detik busur (0”,76). Maka jika 1 paralaks = 1” maka d=1 pc(parsec). Karena satuan jarak bintang pada umumnya digunakan adalah tahun cahaya (TC) maka kita dapat mengkonversika satuan parsec ke dalam satuan TC dengan cara:

10 _{=60” =3600 arcsecond}

π radian=1800 sehingga 1 radian =180/3,14 =57,295780

1 rad=57,295780 _{sehingga 1 rad=57,29578*3600=206264,8 detik busur} Jika dibulatkan 1 rad=206265 detik busur

d=1

patau p= 1

d jika d=1pc maka

1pc=

1 1

206265SA=206265SA

Jadi d=1

p(pc)

Sesuai dengan perhitungan 1tahun cahaya =9.46 x 1015 _dimasukkan besarnya jarak 1 tahun cahaya maka kita dapay mengkonvesikan 1 TC dalam SA menjadi

1TC= 9,46x10

15_m

1,49598x1011m/SA=63236,1395SA

Sehingga 1pc=

206265SA 63236,1395SA

TC

=3,26TC

Contoh

Diketahui bintang sirius paralaksnya 0”,38 maka berpakah jaraknya dalam TC (tahun cahaya)?

Penyelesaian Dik : p= o”,38 Dit : d=...?

Jawab: d=1/p d=1/0.38pc d=2,6 pc d=8,5 TC

(Riswanto &Nyoto Suseno.2015)

2.3 Evolusi Bintang

PROTO BINTANG

KATAI KUNING (<1,44 M) RAKSASA BIRU

(>1,44 M)

KATAI PUTIH (<0,5 M)

RAKSASA MERAH

HELIUM FLASH (PLANETARY NEBULAE)

KATAI COKELAT

(BINTANG GAGAL) (<0,08 Mo)

KATAI PUTIH MAHARAKSASA BIRU

MAHARAKSASA MERAH

KATAI HITAM NOVA

(TAMBAHAN MASSA >1,44M)

SUPERNOVA I

(1,44 – 6 M)

SUPERNOVA II

(>10 M)

SUPERNOVA II

(6 – 10 M)

BINTANG NEUTRON

(SISA MASSA<3M)

LUBANG HITAM (SISA MASSA>3 M) KATAI PUTIH

HANCUR Diagram 2.1 Diagram evolusi bintang.

berevolusi seiring dengan waktu. Bintang bermassa besar jauh lebih terang dan lebih singkat umurnya daripada bintang bermassa sedang. Begitu pula nasib suatu bintang ditentukan oleh massanya.

Berdasarkan hasil pengamatan dan studi teoritis beberapa peneliti ilmuwan pada bidang Astrofisika dan Astronomi, tata surya dan sistem keplanetan terbentuk dari sebuah bintang. Berawal dari proses kelahiran bintang, hingga terbentuknya cakram bintang, tata surya dan sistem keplanetan berkembang dengan kesetimbangan internal dan syarat batas tertentu.(Khilyatul Khoiriyah.2016)

2.3.1 OBYEK LANGIT 1) Proto bintang (Protostar)

Ada banyak teori tentang pembentukan bintang, tetapi yang paling mantap adalah teori yang menyatakan bahwa bintang bermula dari molekul-molekul nebula dingin. Pancaran energi molekul ini mengakibatkan daerah nebula menjadi dingin, mengerut sehingga kerapatannya bertambah dan membentuk bola gas. Apabila bola gas ini sudah cukup rapat, maka akan terjadi tarikan gravitasi yang menyebabkan tekanan gravitasional yang membuat bola gas terus mengerut, sehingga terus menarik materi disekitarnya dan terus mengerut sampai terjadi perubahan energi potensial gravitasi menjadi energi radiasi. Massa minimal awan gas yang diperlukan untuk memulai pembentukan bintang disebut massa Jeans yang diberikan dalam fungsi:

M

_J

=

1,23

×

10

−10

1

√

p

(

T

μ

)

3 2

MJ dalam M, ρ = massa jenis awan (g/cm3), μ = massa molekul rata-rata, T =

temperatur awan.

sedangkan bagian luarnya terus mengerut dan menyelubungi pusatnya. Energi yang dihasilkan dari pengerutan ini menyebankan bola gas ini menjadi bercahaya sehingga lahirlah bintang muda yang dinamakan proto bintang. Sebagian energinya digunakan untuk memanaskan bagian dalam bintang sehingga menaikkan suhu dan tekanannya untuk menahan pengerutan lebih jauh.

Pada awal pengerutannya, perpindahan energi internal tidak secara radiasi, melainkan secara konveksi. Pada fase ini protobintang terus mengerut sampai akhirnya tekanan radiasi bintang cukup tinggi. Tekanan gas inilah yang menahan pengerutan sehingga terbentuklah bintang yang stabil. Energi ini juga memanasi bagian dalam bintang sehingga akhirnya suhu pusat bintang cukup tinggi untuk mendukung reksi fusi hidrogen yakni reaksi penggabungan hidrogen menjadi helium. Ada tiga kemungkinan siklus ini yakni:

Energi hasil fusi ini memanasi bagian dalam bintang secepat energi dipancarkan keluar sehingga tekanan di pusat bintang menjadi tetap dan pengerutan berhenti. Bintang kini telah stabil dan ada di deret utama usia nol (zero-age main squence).

2) Raksasa merah (Red giant)

mulai terjadi fusi helium menjadi unsur-unsur yang lebih berat seperti karbon, oksigen dan neon. Proses ini disebut pembakaran helium.

Di samping itu, meningkatnya suhu pusat bintang akibat keruntuhan mengakibatkan tekanan radiasi dari pusat meningkat pula. Tekanan radiasi ini mendorong lapisan luar dan selubung bintang ke arah luar sehingga bintang menjadi mengembang dan jejarinya menjadi ratusan bahkan ribuan kali lebih besar. Menurut Hukum Stefan-Boltzmann, peningkatan luas menyebabkan energi pancaran per satuan luas semakin berkurang, sehingga suhu lapisan luar bintang menurun dan mengakibatkan warna bintang berubah menjadi merah sehingga disebut raksasa merah. Bintang pada tahapan raksasa merah akan terus membakar helium dan unsur lain yang lebih berat sampai terhenti pada pembentukan inti besi 56_{Fe sehingga pusat bintang menjadi semakin berat dan materi di sekitarnya mulai} kehabisan hidrogen dan mengumpul di pusat bintang. Hal ini mengakibatkan pusat bintang makin kecil dan makin panas sampai suhunya cukup tinggi untuk memenuhi terjadinya reaksi triple alpha yang menghasilkan energi tambahan yang kemudian memanaskan seluruh helium di sana sehingga terjadi akselerasi pembakaran helium dan menghasilkan energi yang sangat besar dalam waktu singkat. Gejala seperti ini dinamakan helium flash.

Akibat pelepasan energi ini pusat bintang mengerut dan suhu permukaannya meningkat. Inti besi yang paling berat dan stabil berkumpul di pusat dan bintang masih melakukan pembakaran oksigen dan karbon di pusatnya, dikelilingi lapisan dimana pembakaran helium masih terjadi, dan di lapisan lebih luar masih terjadi pembakaran hidrogen. Kini bintang telah mantap menjadi raksasa merah.

3) Katai putih (White dwarf)

elektron (fermion) dalam satu atom yang memiliki bilangan kuantum yang sama, sehingga terjadi penolakan akibat energi degenerasi elektron ini. Energi degenerasi ini menghasilkan gaya tolakan yang cenderung melawan tumpang tindih elektron tersebut. Adanya energi degenerasi elektron menahan keruntuhan gravitasi lebih jauh sehingga bintang mencapai kesetimbangan hidrostatis.

Energi degenerasi ini dapat dinyatakan dengan fungsi energi Fermi, yaitu:

E

_F

=

ℏ

Dengan me massa elektron, Ne/V rapat elektron, N jumlah nukleon (proton

atau neutron) dan

ℏ= h

2π

Distribusi energi elektron berkisar dari E = 0 hingga E = EF, sehingga total

energi rata-rata elektron adalah:

Oleh karena itu, energi rata-rata elektron diberikan oleh:

E_el=3

5EF

Energi total dalam suatu bintang dapat kita nyatakan dalam fungsi berikut.

E

_tot

=

3

potensial gravitasi, suku ketiga energi termal, dan suku keempat menyatakan total energi radiasi. Selain potensial gravitasi, semuanya memberikan tekanan ke arah luar. Dengan mengabaikan suku ketiga dan keempat (nilainya lebih kecil dibanding energi elektron dan potensial gravitasi) didapatkan jejari yang mantap untuk bintang katai putih ketika dE/dR = 0.

3

Katai putih hampir tidak lagi mengandung hidrogen sehingga sebagian besar terdiri dari helium dan unsur berat. Kita ambil perkiraan dengan atom netral

N_e≈1

2N _(contoh: 2 4

He _{memiliki 2 elektron dan 4 nukleon), maka:}

R=2×3

Sebagai contoh tinjau suatu bintang dengan massa sekitar massa matahari

M

=

2.10

30

kg

_{. Mengingat massa nukleon}

1,66.10

−27 _{kg, maka terdapat}

sekitar

N

=

1,2.10

57

butir

. Sehingga kita dapatkan R=9. 106 _meter.

Jika massa sisa bintang lebih besar daripada batas nilai tertentu, maka energi elektron tidak akan sanggup melawan pengerutan gravitasinya lagi sehingga bintang tidak akan stabil. Batas massa ini ditemukan oleh Subrahmanyan Chandrasekhar, yaitu:

M_C=5,756μ

e−2 M_.

Dengan μe adalah berat molekul rata-rata per elektron. Untuk campuran gas unsur berat yang terionisasi sempurna harga μe = 2, sehingga kita dapatkan massa maksimum katai putih:

M

_C

=

1,44

_M

.

menjadi semakin kecil lagi. Akibat terus menerus memancarkan energinya, katai putih akan berubah menjadi katai merah, dan akhirnya akan berhenti bersinar menjadi katai hitam.

4) Bintang neutron dan Pulsar

Lubang hitam dan bintang neutron sering disebut bintang kompak (compact) karena kepadatannya yang luar biasa akibat keruntuhannya. Pusat bintang yang runtuh mengalami pemampatan sehingga elektron di pusat bintang akan

terimpitkan hingga makin dekat ke inti. Akhirnya banyak elektron ( −10e _{) yang}

menembus inti dan menyatu dengan proton ( +1 1

p _{) membentuk neutron ( 0}1n _). Dengan begitu terbentuklah gas yang kaya akan neutron yang hanya ada sedikit campuran proton, elektron dan inti berat. Pada keadaan sangat mampat ini neutron terdegenerasi yang memberikan tekanan balik untuk melawan pengerutan. Tekanan ini akan setimbang (mantap) jika jari-jarinya sekitar 10 kilometer saja, namun massanya menyerupai massa Matahari. Kerapatan bintang neutron setara dengan kerapatan inti atom, sehingga bintang neutron dapat dipandang sebagai nukleon raksasa yang terdiri atas neutron. Oleh sebab itu, bintang ini disebut bintang neutron.

Pada bintang neutron, neutron yang semakin memampat akibat tekanan gravitasi akan mengalami degenerasi neutron, seperti halnya elektron. Dengan menggunakan persamaan energi Fermi didapatkan:

Karena hampir seluruh bintang terdiri atas neutron, maka

N

=

N

_{n . Ingat}

medan magnetik bintang yang sangat kuat dan menjerat pertikel bermuatan yang dipancarkannya.

5) Lubang hitam

Lubang hitam terjadi apabila suatu bintang neutron yang bermassa lebih besar daripada 3 M maka tekanan degenerasi elektron dan neutron tak akan mampu menghentikan keruntuhan gravitasi bintang. Bintang akan menjadi semakin mampat, medan gravitasi di permukaannya semakin kuat. Dengan begitu kelengkungan ruang-waktu di sekitar bintang pun makin besar sehingga cahaya pun tak dapat lolos. Radius maksimal bintang agar dapat menjadi lubang hitam adalah:

R_s=2GM

c2

Jari-jari ini dinamakan jejari Schwarzchild, dan lingkarannya disebut horizon peristiwa atau event horizon. Perhatikan bahwa kecepatan lepas pada lubang hitam lebih besar atau sama dengan laju cahaya, sehingga cahaya pun tidak dapat lepas setelah memasuki event horizon. (S. Eka Gautama.2010)

2.4 Magnitudo Bintang

berbeda oleh salah satu besarnya adalah 2,512. Sebuah bintang yang muncul di langit cerah baik bisa menjadi bintang samar yang terjadi sangat dekat dengan matahari atau bintang jauh lebih terang pada jarak yang lebih besar. Rasio kecerahan, R, dari dua benda yang berbeda magnitudo tampak dengan nilai Δm dikenal

R=2, 512∆ m

∆ m=2,5xlog₁₀R (Riswanto &Nyoto Suseno.2015) Magnitudo adalah tingkat terang suatu bintang yag dilihat oleh pengamat di bumi. Magnitudo dibagi menjadi dua yakni magnitudo semu dan magnitudo mutlak. Terang bintang yang tampak oleh mata kita tidak bisa membandingkan mana sebenarnya lebih terang atau lebih lemah dari yang lainnya.Oleh karena itu terang bintang yangtampak oleh mata dinamakan magnitudo semu yang diberi simbol m. Untuk membandingkan terang sebenarnya bintang satu dengan yang lainnya maka bintang haruslah berada pada kedudukan atau jarak yang sama dari pengamat .Untuk itu diambillah magnitudo bintang bila bintang berada pada jarak 10% dinamakan magnitudo mutlak yang diberi simbol M.

Hubungan antara magnitudo semu dan mutlaknya suatu bintang dapat dicari dengan menggunakan persamaan pogson.Misalkan sebuah bintang jaraknya dpersec,fluks energinya E. Bila bintang ini berada pada jarak 10 pesec maka fluks energinya adalah E0.Dengan memasukkan besaran ini ke dalam rumus pogson akan menjadi

m-M=-2,5 log E/E0

Dengan menggunakan rumus E=L/4 π d2, _{maka akan didapat,} E

E0

= L/4π d

2 L/4π(10)2=

(10)2

d2

Dengan memasukkan harga E/E0 ini ke dalam persamaan pogson maka m-M =-2,5 log E/E0

M = m +5-5 log d

(Nyoman Suwitra.2001) Tabel 2.1 magnitudo bintang binatang di alam semesta

Nama Bintang Magnitudo semu Magnitudo Mutlak

Matahari -26,7 +1,8

Sirius -1,5 +1,4

Canopas -0,7 -3,1

Alpha Centauri -0,0 +4,4

Arcturus -0,0 +0,3

Vega capella -0,0 +0,5

Rigel +0,1 -0,6

Procyon A +0,1 -7,1

Betelguese +0,4 +2,7

Altair +0,5 -5,6

Aldebaran +0,8 +2,2

Alpha Crucis +0,9 -0,7

Spica +0,9 -3,5

Antares +1,0 -3,3

(Derliana & Eva Ginting ,2011) 2.5 SPEKTRUM BINTANG

Berdasarkan hukum Kirchoff, jika suatu zat padat, cair atau gas yang panas dan bertekanan tinggi akan menghasilkan spektrum kontinu, dan jika cahayanya dilewatkan pada gas yang bertekanan rendah akan menghasilkan spektrum adsorbsi. Pada bintang seperti Matahari, lapisan atmosfer yang lebih renggang (bertekanan rendah) akan membentuk garis-garis serapan pada spektrum pancaran Matahari. Garis-garis serapan akibat atmosfer Matahari ini (meskipun ada juga akibat adsorbsi atmosfer Bumi) dinamakan garis Fraunhover, sesuai dengan nama penemunya. Garis serapan ini berguna untuk menentukan komposisi atmosfer Matahari. Beberapa garis Fraunhofer beserta elemen yang diindikasinnya dapat dilihat pada tabel.

Tabel 2.2 Garis-garis Franhoufer kuat.

Garis Fraunhover λ (Å) unsur

B 6867 Oksigen dari atmosfer Bumi

C 6563 Hidrogen (Hα)

D1 5896 Natrium

D2 5890 Natrium

E 5270 Besi

F 4861 Hidrogen (Hβ)

G 4340 Hidrogen (Hγ)

H 3968 Kalsium

K 3933 Kalsium

2.5.1 Klasifikasi Bintang

Spektrum gelombang elektromagnet, atau biasa disebut spektrum cahaya umumnya dapat dibagi sebagai berikut:

1) Sinar gamma, dengan frekuensi 1019−1025 Hz . 2) Sinar-X dengan frekuensi 1016−1020 Hz .

3) Sinar ultraviolet dengan frekuensi 1015−1018 Hz .

4) Sinar tampak (visual) dengan frekuensi

4

×

10

14

−

7,5

×

10

14

Hz

, atau sekitar

3 800

_{Å –}

7 500

_{Å. Spektrum sinar tampak ini adalah sinar yang dapat} dilihat oleh mata manusia, dan terbagi menjadi spektrum merah, jingga, kuning, hijau, biru, nila dan ungu.

5) Sinar inframerah dengan frekuensi 1011−1014 Hz .

6) Gelombang mikro dengan frekuensi 108−1012 Hz , seperti gelombang radar dan gelombang televisi.

Gambar 2.3 Spekrum gelombang elektromagnetik

2.5.2 Kelas Spektrum Bintang

Klasifikasi bintang berdasarkan kelas spektrumnya didasarkan pada temperatur bintang. Perbedaan temperatur menyebabkan perbedaan tingkat energi pada atom-atom dalam bintang yang menyebabkan perbedaan tingkat ionisasi, sehingga terjadi perbedaan spektrum yang dipancarkan.

Adapun warna bintang akan makin biru bila suhu makin panas akibat panjang gelombang maksimum yang dipancarkan berada pada panjang gelombang pendek (biru), begitu pula makin dingin suatu bintang akan makin merah warnanya (ingat Hukum Wien).

Kelas spektrum itu dibagi menjadi kelas O, B, A, F, G, K dan M. Tiap kelas dapat pula dibagi menjadi subkelas 0 sampai 9, misalnya B0, B1, B2,..., B9. 1. Kelas Spektrum O

Warna : biru

Temperatur : > 30 000 K

Ciri utama : Garis adsorbsi yang tampak sangat sedikit. Garis helium terionisasi. Garis nitrogen terionisasi dua kali, garis silikon terionisasi tiga kali dan garis atom lain yang terionisasi beberapa kali tampak, tapi lemah. Garis hidrogen juga tampak, tapi lemah.

2. Kelas Spektrum B

Warna : biru

Temperatur : 11 000 – 30 000 K

Ciri utama : Garis helium netral, garis silikon terionisasi satu kali dan dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat. Garis hidrogen lebih jelas daripada kelas O.

Contoh : Rigel dan Spica

3. Kelas Spektrum A

Warna : putih kebiruan

Temperatur : 7 500 – 11 000 K

Ciri utama : Garis hidrogen tampak sangat kuat. Garis magnesium, silikon, besi, dan kalsium terionisasi satu kali mulai tampak. Garis logam netral tampak lemah.

Contoh : Sirius dan Vega

4. Kelas Spektrum F

Warna : putih

Temperatur : 6 000 – 7 500 K

Ciri utama : Garis hidrogen tampak lebih lemah daripada kelas A, tapi masih jelas. Garis-garis kalsium, besi dan kromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan kromium netral serta garis-garis logam lainnya mulai terlihat.

Contoh : Canopus dan Procyon

5. Kelas Spektrum G

Warna : putih kekuningan

Temperatur : 5 000 – 6 000 K

Ciri utama : Garis hidrogen lebih lemah daripada kelas F. Garis kalsium terionisasi terlihat. Garis-garis logam terionisasi dan logam netral tampak. Pita molekul CH (G-Band) tampak sangat kuat.

6. Kelas Spektrum K

Warna : jingga

Temperatur : 3 500 – 5 000 K

Ciri utama : Garis logam netral tampak mendominasi. Garis hidrogen lemah sekali. Pita molekul Titanium Oksida (TiO) mulai tampak.

Contoh : Arcturus dan Aldebaran

7. Kelas Spektrum M

Warna : merah

Temperatur : 2 500 – 3 000 K

Ciri utama : Pita molekul TiO terlihat sangat mendominasi, garis logam netral juga tampak dengan jelas.

Contoh : Betelgeuse dan Antares (S. Eka Gautama.2010).

Pada bintang kelas O yang memiliki tempeatur tertinggi kelimpahan hidrogen rendah yang disebabkan semua atom hidrogen terionisasi sempurna.Pada bintang kelas B kelimpahan hidogen mulai tampak . Sebagian hidrogrn masih ada yang tereksitasi namun karena temperatur tidak terlalu tinggi,kelimpahan atom hidrogen masih terlihat. Bintang kelas Adan F menunjukkan kelimpahan unsur hidrogen terbanyak . Hal ini disebabkan temperatur yang masih menyebabkan perpindahan atom hidrogen ke tingkat energi yang lebih tinggi ,namun tidak sampai terionisasi sempuna.Sedangkan bintang kelas G dan K,kelimpahan unsur hidrogen tampak lemah karena temperatur rendah.Selain itu juga disebabkan oleh mulai berkurangnya unsu hidrogen karena terjadi reaksi fusi menjadi unsur yang lebih berat.(Fathia .R. Syahroni.2010)

2.5.3 Graf Bintang

menghubungkan suatu simpul dengan simpul yang sama. Sisi yang demikian dinamakan gelang (loop). Banyak sekali struktur yang bisa direpresentasikan dengan graf, dan banyak masalah yang bisa diselesaikan dengan bantuan graf. Perkembangan algoritma untuk menangani graf akan berdampak besar bagi ilmu komputer. Di antara rasi-rasi bintang yang sangat banyak tersebut, terkenal 13 rasi bintang yang disebut rasi bintang zodiak. Rasi bintang zodiak adalah semua rasi bintang yang berada di sepanjang lingkaran ekliptika yang dihubungkan dengan nasib manusia melalui ilmu astrologi.

2.1. Rasi Bintang Aries

Rasi bintang Aries merupakan rasi bintang yang terletak di antara Pisces di sebelah barat dan Taurus di sebelah timur. Bintang-bintang yang membentuk garis konstelasinya adalah α Ari, β Ari, γ Ari, dan 41 Ari.

2.2. Rasi Bintang Taurus

Rasi bintang Taurus terletak di antara Aries di sebelah barat dan Gemini di sebelah timur; di sebelah utara terdapat Perseus dan Auriga, di sebelah barat daya terdapat Orion, dan di sebelah tenggara terdapat Eridanus dan Cetus.

2.3. Rasi Bintang Gemini

Rasi bintang ini adalah bagian dari langit musim dingin, berada antara Taurus di sebelah barat dan Cancer yang redup di sebelah timur, dengan Auriga dan Lynx yang hampir tak kelihatan di sebelah utara, serta Monoceros dan Canis Minor di sebelah selatan.

2.4. Rasi Bintang Cancer

Rasi bintang yang digambarkan sebagai kepiting ini terletak di antara Gemini di sebelah barat dan Leo di sebelah timur, Lynx di sebelah utara serta Canis Minor dan Hydra di sebelah selatan.

2.5. Rasi Bintang Leo

2.6. Rasi Bintang Virgo

Rasi bintang Virgo merupakan rasi bintang yang berada di antara Leo di sebelah barat dan Libra di sebelah timur, rasi ini adalah salah satu dari rasi bintang terbesar di langit

2.7. Rasi Bintang Libra

Rasi bintang Libra adalah suatu rasi bintang yang redup dan tidak memiliki bintang dengan magnitudo pertama, berada di antara Virgo di sebelah barat dan Scorpius di sebelah timur. Rasi ini mempunyai penggambaran sebagai timbangan.

2.8. Rasi Bintang Scorpius

Rasi bintang Scorpius atau Kalajengking ini berada di antara Libra di sebelah barat dan Sagitarius di sebelah timur serta merupakan salah satu rasi besar yang terletak di belahan selatan dekat pusat Bima Sakti.

2.9. Rasi Bintang Sagittarius

Rasi bintang Sagittarius dengan gambar seorang pemanah seperti pada gambar di atas berada di antara Scorpius di sebelah barat dan Capricornus di sebelah timur.

2.10. Rasi Bintang Capricornus

Rasi bintang Capricornus ini melambangkan kambing bertanduk, sekalipun kadang banyak yang menyebutnya kambing laut dan biasa dikenal sebagai Capricorn.

2.11. Rasi Bintang Aquarius

Rasi bintang Akuarius, atau pembawa air, adalah salah satu dari 88 rasi bintang di langit dan termasuk rasi bintang zodiak

2.12. Rasi Bintang Pisces

Rasi bintang Pisces (Ikan) berada di antara Akuarius di sebelah barat dan Aries di sebelah timur. Pisces merupakan lambang astrologi ke-12 dalam sebuah zodiak, yang berasal dari Konstelasi Pisces. Dalam astrologi, Pisces identik dengan lambang feminin atau negatif. Juga merupakan perlambangan air.

2.13. Rasi Bintang Ophiuchus

astrologi. Jika dilihat secara keseluruhan, rasi bintang Ophiuchus berbentuk gambar seseorang yang memegang ular. .(Reni Tri Damayanti.2011).

BAB III PENUTUP A. KESIMPULAN

Bintang adalah benda langit luar angkasa yang memiliki ukuran besar dan memancarkan cahaya sebagai sumber cahaya. Bintang yang terdekat dengan bumi adalah matahari.Jaral bintang dapat diketahui dengan menggunakan parallax dan parsec. Berawal dari proses kelahiran bintang, hingga terbentuknya cakram bintang, tata surya dan sistem keplanetan berkembang dengan kesetimbangan internal dan syarat batas tertentu. Magnitudo adalah tingkat terang suatu bintang yag dilihat oleh pengamat di bumi. Magnitudo dibagi menjadi dua yakni magnitudo semu dan magnitudo mutlak.

Klasifikasi bintang berdasarkan kelas spektrumnya didasarkan pada temperatur bintang. Perbedaan temperatur menyebabkan perbedaan tingkat energi pada atom-atom dalam bintang yang menyebabkan perbedaan tingkat ionisasi, sehingga terjadi perbedaan spektrum yang dipancarkan. Kelas spektrum itu dibagi menjadi kelas O, B, A, F, G, K dan M.

B. SARAN

DAFTAR PUSTAKA

Damayanti, R. T. (2011). Automofisme Graf Bintang dan Graf Lintasan. Malang: UIN Maulana Mailk Ibrahim.

Derlina, & Ginting, E. (2011). Ilmu Pengetahuan Bumi Dan Antariksa. medan: UNIMED. Gautama, S. E. (2010). Astronomi dan Astrofisika. Makasar: SMA N 1 Makasar.

Khoiriyah, K. (2016). Evolusi Bintang Pada Pembentukan Tata Surya Dan Sistem Keplanetan. Jurnal Ilmiah Pendidikan Fisika Al-BiRuNi .

Kusuma, M. W. (2011). Aplikasi Graf dalam Rasi Bintang. Jurnal Pendidikan Fisika .

Prawiro, Y., & dll. (2010). Penentuan Azimut Pada pengamatan Bintang Dengan Metode Diurnal Circle. Jurnal Fisika .

Riswanto, & Nyoto, S. (2015). Dasar-Dasar Astronomi Dan Fisika Kebumian. Jakarta: Lembaga Peneliti UM.

Suwitra, N. (2001). Astronomi Dasar. Bali: Institut Keguruan dan Ilmu Negeri Singaraja. Syahroni, F. R. (2010). Analisis Kelimpahan Hidrogen Bintang-Bintang Deret Utama Dari Spektroskopi Revolusi Tinggi. depok: UI.