BINTANG DAN DINAMIKANYA

BAGIAN PERTAMA

Matahari Sebagai Bintang

MATAHARI SEBAGAI BINTANG

• Bintang adalah benda langit yang memancarkan cahaya sendiri (sumber cahaya).

• Matahari memancarkan energi yang sangat besar dalam bentuk gelombang elektromagnet

SUMBER ENERGI MATAHARI

• Sumber energi matahari berasal dari reaksi fusi yang terjadi di dalam inti matahari.

• Reaksi fusi ini merupakan penggabungan atom-atom hidrogen menjadi helium

• Matahari tersusun dari berbagai macam gas antara lain hidrogen (76%), helium (22%), oksigen dan gas lain (2%).

LAPISAN-LAPISAN MATAHARI

Matahari terdiri atas empat lapisan, yaitu inti matahari, fotosfer, kromosfer, dan korona.

Inti Matahari

• Pada bagian ini terjadi reaksi fusi sebagai sumber energi matahari.

• Suhu pada inti matahari dapat mencapai 15 juta derajat celcius.

• Bagian inti berukuran seperempat jarak dari pusat ke permukaan dan 1/64 total volume matahari.

• Kepadatannya sekitar 150 g/cm3.

Zona Radiatif

•Zona radiatif adalah daerah yang menyelubungi inti matahari.•Kepadatannya sekitar 20 g/cm3 •Suhu dari bagian dalam ke luar antara 7 juta - 2 juta derajat Celcius

Zona Konvektif

• Zona konvektif adalah lapisan di mana suhu mulai menurun.

• Suhu zona konvektif adalah sekitar 2 juta derajat Celcius

• Penurunan suhu tersebut menyebabkan terjadinya perlambatan gerakan atom sehingga pergerakan secara radiasi menjadi kurang efisien lagi.

Fotosfer

• Fotosfer adalah bagian permukaan matahari.• Suhu pada lapisan ini mampu mencapai lebih

kurang 16.000 derajat celcius dan mempunyai ketebalan sekitar 500 km.

Kromosfer

• Kromosfer adalah lapisan di atas fotosfer dan bertindak sebagai atmosfer matahari.

• Kromosfer mempunyai ketebalan 16.000 km dan suhunya mencapai lebih kurang 9.800 derajat C.

• Kromosfer terlihat berbentuk gelang merah yang mengelilingi bulan pada waktu terjadi gerhana matahari total.

Korona

• Korona adalah lapisan luar atmosfer matahari• Suhu korona mampu mencapai lebih kurang

1.000.000 derajat C.• Warnanya keabu-abuan yang dihasilkan dari

adanya ionisasi pada atom-atom akibat suhunya yang sangat tinggi

PERGERAKAN MATAHARI

• Matahari berotasi pada sumbunya dengan selama sekitar 27 hari untuk mencapai satu kali putaran.

• Matahari dan keseluruhan isi tata surya bergerak di orbitnya mengelilingi galaksi Bima Sakti

GANGGUAN PADA MATAHARI

Gumpalan-Gumpalan pada Fotosfer (Granulasi)

Bintik Matahari (Sun Spot) Lidah Api Matahari (prominensa atau

protuberan) Letupan (Flare)

BAGIAN KEDUAJarak Bintang

JARAK BINTANG

Matahari sebagai bintang yang paling dekat dengan planet Bumi memiliki jarak yang sangat jauh dalam ukuran jarak sehari-hari, yakni 149.680.000 km. Bintang terdekat setelah Matahari adalah bintang Proxima Centauri, yang memiliki jarak sekitar 40 triliun km dari Bumi.

Tahun Cahaya didefinisikan sebagai jarak tempuh cahaya dalam periode satu tahun.

1 Tahun Cahaya = 1 Tahun × besar kecepatan cahaya= (365 × 24 × 60 × 60) detik × 3 · 105 km/detik= 9,46 · 1012 km

JARAK BINTANG

• Satuan Astronomi (SA) jarak rata-rata Bumi-Matahari

1 SA = 149,6 · 106 km• Tahun Cahaya jarak yang ditempuh cahaya

dalam satu tahun 1 TC = 9,46 · 1012 km

= 63.420 SA= 0,307 parsec

JARAK BINTANG

• Parsec (parallax second) jarak bintang jika sudut paralaksnya 1 detik1 parsec = 206.265 × 1 SA

= 206265 × 149,6 · 106 km= 3,086 · 1013 km= 3,26 TC

JARAK BINTANG

• Paralaks adalah perbedaan latar belakang yang tampak ketika sebuah benda yang diam dilihat dari dua tempat yang berbeda

• Paralaks bintang dapat diartikan sebagai pergeseran suatu bintang yang timbul karena gerakan bumi mengelilingi matahari

• Semakin jauh letak bintang, lintasan ellipsnya makin kecil, paralaksnya juga makin kecil.

JARAK BINTANG

JARAK BINTANG

Dengan menggunakan geometri segitiga, yaitu hubungan antara sebuah sudut dan dua buah sisi, maka dapat dituliskan persamaan :

JARAK BINTANG

JARAK BINTANG

Selain itu, kita dapat mendefinisikan paralaks bintang melalui rumus dasar trigonometri, yaitu:

karena nilai p sangat kecil (besar sudutnya adalah dalam satuan detik), maka nilai tan p ≈ p

(dibulatkan menjadi p)

BAGIAN KETIGA

GERAK BINTANG

GERAK BINTANG

Dalam pergerakan bintang diketahui ada dua garis besar gerak pada bintang, yaitu gerak sejati bintang (disebabkan oleh pergerakan dari bintang itu sendiri) dan gerak semu bintang (bintang terlihat bergerak disebabkan oleh pergerakan bumi, yaitu rotasi dan revolusi bumi).

GERAK BINTANG

Gerak sejati bintang dibedakan menjadi tiga berdasarkan arah geraknya, yaitu:• Kecepatan radial• Kecepatan tangensial• Kecepatan total

GERAK BINTANGKecepatan radial adalah kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat (sejajar garis pandang). Kecepatan radial bintang dapat diukur dengan metode Efek Doppler.

atau dengan pendekatan untuk vr << c dapat digunakan versi non-relativistik yaitu:

GERAK BINTANG

• Kecepatan tangensial adalah gerak bintang sepanjang garis penglihatan.

• Perubahan koordinat dalam tiap tahun disebut proper motion (μ) kecepatan sudut bintang (perubahan sudut per perubahan waktu)

dan mengingat definisi kecepatan sudut, v = ω d, maka:

GERAK BINTANGKecepatan total atau kecepatan ruang (space velocity) merupakan resultan dari kecepatan radial dan kecepatan

tangensial.

STANDAR DIAM LOKAL

Standar Diam Lokal (Local Standard of Rest, LSR) adalah suatu titik dalam ruang dekat Matahari, di mana bintang-bintang di sekitar titik tersebut terdistribusi secara seragam, dan jumlah total kecepatannya terhadap titik tersebut adalah nol.

Bagian Keempat

Magnitudo Bintang

MAGNITUDO BINTANG

• Sekitar tahun 150 SM, seorang astronom Yunani bernama Hipparchus membuat sistem klasifikasi kecemerlangan bintang yang pertama. Skala dalam sistem magnitudo ini terbalik sejak pertama kali dibuat.

• Semakin terang sebuah bintang, magnitudonya semakin kecil. Dan sebaliknya semakin redup bintang, magnitudonya semakin besar.

MAGNITUDO BINTANG

Pada tahun 1856 berkembanglah perhitungan matematis untuk sistem magnitudo. Norman Robert Pogson, seorang astronom Inggris, memberikan rumusan berbentuk logaritmis yang masih digunakan hingga sekarang dengan aturan seperti berikut:

“Perbedaan sebesar 5 magnitudo menunjukkan perbandingan kecemerlangan

sebesar 100 kali”

MAGNITUDO BINTANG

• Perbandingan magnitudo semu bintang dapat menggunakan rumus Pogson berikut:

• Dengan mengingat persamaan radiasi E = L / 4πr2 , dengan E adalah energi radiasi, L adalah luminositas (daya) dan r jarak, maka perhitungan jarak bintang, magnitudo semu dan magnitudo mutlak (absolut) adalah:

MAGNITUDO BINTANG

• Jika magnitudo absolut dan magnitudo semunya diketahui, jaraknya dapat dihitung. Kuantitas m – M dikenal sebagai modulus jarak. Adapun hubungan antara magnitudo mutlak dan luminositas (daya) bintang, L dapat diterapkan berdasarkan rumus Pogson.

Bagian kelima

KLASIFIKASI BINTANG

KLASIFIKASI BINTANG• Dalam astronomi, klasifikasi bintang adalah

pengklasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa garis serapan pada pola spektrum, dan besarnya luminositas.

• Informasi luminositas dapat diperoleh dari pengamatan fotometri. Bintang-bintang dikelompokkan berdasarkan spektrum, ukuran, atau intensitasnya

KLASIFIKASI BINTANG

1. Klasifikasi Harvard

Bintang dalam klasifikasi Harvard dikelompokkan berdasarkan keberadaan, kekuatan relatif dalam mengabsorbsi, dan emisi garis spektrum cahayanya.

Kelas O• Bintang kelas O adalah bintang yang paling panas, temperatur

permukaannya lebih dari 25.000 K.• Bintang kelas O bersinar dengan energi 1 juta kali energi yang

dihasilkan Matahari.• Contoh : Zeta Puppis, Alnitak, Mintaka

Kelas B• Bintang kelas B adalah bintang yang cukup panas dengan

temperatur permukaan antara 11.000 hingga 25.000 Kelvin dan berwarna

• Bintang kelas O dan B memiliki umur yang sangat pendek, sehingga tidak sempat bergerak jauh dari daerah dimana mereka dibentuk, dan karena itu cenderung berkumpul bersama dalam sebuah asosiasi O-B.

• Contoh : Rigel, Spica, Regulus

Kelas A• 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.

• Contoh : Vega, Sirius

Kelas F

• 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.

• Contoh : Canopus, Procyon, Polaris

Kelas G• 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.

• Contoh: Matahari, Capella, Alpha Centauri A

Kelas K• Bintang kelas K berwarna jingga memiliki temperatur

sedikit lebih dingin daripada bintang sekelas Matahari, yaitu antara 3500 hingga 5000 Kelvin.

• Bintang kelas K memiliki garis-garis Balmer yang sangat lemah. Garis-garis logam netral tampak lebih kuat daripada bintang kelas G.

• Contoh : Alpha Centauri B, Arcturus, Aldebaran

Kelas M• Bintang kelas M berwarna merah dengan temperatur

permukaan lebih rendah daripada 3500 Kelvin• Semua katai merah adalah bintang kelas ini. • Garis-garis serapan di dalam spektrum bintang kelas M

terutama berasal dari logam netral. Garis-garis Balmer hampir tidak tampak

• Contoh : Proxima Centauri, Antares, Betelgeuse.

KLASIFIKASI BINTANG

2. Klasifikasi Yerkes

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, Amerika Serikat.

Klasifikasi Yerkes atau kelas luminositas membagi bintang-bintang ke dalam kelas berikut :

– 0 : maha maha raksasa (hypergiants)– I : maharaksasa (supergiants)

• Ia : maharaksasa terang• Iab : kelas antara maharaksasa terang dan yang

kurang terang• Ib : maharaksasa kurang terang

– II : raksasa terang (bright giants)– III : raksasa (giants)– IV : sub-raksasa (subgiants)– V : deret utama atau katai (main sequence atau dwarf)– VI : sub-katai (subdwarfs)– VII : katai putih (white dwarfs)

Bagian Keenam

Riwayat Bintang

RIWAYAT BINTANG

• Bintang adalah benda angkasa berupa bola gas raksasa yang memancarkan energinya sendiri dari reaksi inti dalam bintang, baik berupa panas, cahaya maupun berbagai radiasi lainnya.

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

Diagram Hertzsprung-Russel

RIWAYAT BINTANG

• Diagram Hertzsprung-Russell atau diagram H-R (seringkali disebut juga sebagai diagram warna-magnitudo) adalah diagram hubungan antara magnitudo mutlak/luminositas dan kelas spektrum bintang/indeks warna.

• Pengelompokan bintang pada jalur yang berbeda (lihat gambar) menunjukkan adanya perbedaan tahap evolusi bintang.

RIWAYAT BINTANG

• Para bintang lahir dalam awan molekul raksasa di antariksa. Mereka lahir dalam peristiwa yang disebut runtuh gravitasi. Awan molekul raksasa ini runtuh perlahan menjadi potongan-potongan kecil. Tiap potongan ini melepaskan energi potensial gravitasi dalam bentuk panas. Semakin panas dan panas hingga akhirnya menjadi bola berputar superpanas yang disebut protostar (proto bintang atau janin bintang).

Cebol coklat• Cebol coklat adalah bayi bintang prematur. Ia tidak mampu

memulai fusi nuklir, tapi masih terlalu besar untuk menjadi planet

• Cebol coklat umumnya memiliki massa sebesar 13 kali planet Yupiter

• Janin bintang yang lebih berat bisa menghasilkan fusi nuklir. Fusi nuklir ini menjadi pendorong keluar (tekanan radiasi) yang mengimbangi tarikan gravitasi kedalam bintang.

• Pada saat kematiannya, cebol coklat mati begitu saja. • Diduga ada banyak sekali cebol coklat di luar orbit Pluto,

antara tata surya, dan setumpuk bintang terdekat kita.

Cebol merah

• Usianya ribuan kali lebih panjang dari matahari.• Menurut para ilmuwan, cebol merah dapat hidup hingga

6 triliun tahun.• Pada akhirnya, cebol merah akan mati setelah

membakar habis seluruh hidrogennya. Ia tidak mampu membakar heliumnya dan karenanya ia menjadi bintang yang seluruhnya helium. Bersinar sebagai cebol putih.

• Para ilmuwan berpendapat bahwa nyawa cebol putih benar-benar berakhir saat ia menjadi cebol hitam.

Bintang rata-rata

• Sebagian astronom menggolongkan matahari sebagai bintang rata-rata. Tidak terlalu besar, tidak terlalu kecil. Usia hidupnya sekitar 10 miliar tahun.

• Ia cukup besar untuk memakan helium setelah hidrogen habis dikonsumsi. Konsumsi helium membuat dirinya menggembung. Menjadi besar sekali dari ukuran aslinya.

• Saat-saat menjelang mati, ia berubah menjadi raksasa merah. Perubahan ini diawali dengan kejadian yang disebut kilat helium (helium flash). Inilah tanda umur matahari tinggal beberapa juta tahun lagi.

Raksasa

• Kelompok bintang yang ukurannya jauh di atas rata-rata ada si raksasa.

• Para bintang raksasa yang ukurannya bisa ratusan kali matahari. Mereka raksasa, tapi hidupnya pendek, hanya beberapa juta tahun.

Maharaksasa

• Bintang maharaksasa ukurannya lebih dari 40 kali massa matahari.

• Volumenya bisa jutaan kali matahari, menelan orbit Bumi dan Mars.

SupermaharaksasaTidak ada yang namanya super maharaksasa. Secara astrofisika, ada yang dinamakan batas Eddington. Batas ini adalah batas dimana sebuah bintang tidak dapat lagi menahan dorongan keluar dari radiasinya sendiri. Ia terlalu terang sehingga tidak dapat eksis dalam satu kesatuan. Batas Eddington adalah 120 kali massa matahari. Jadi, tidak ada bintang yang lebih berat dari 120 kali massa matahari.

SEKIANDAN

TERIMA KASIH

NAMA ANGGOTA KELOMPOK

YONATHAN SUROSO 12300041SINDY SANGKOY 12300408WIDYA MANDAGI 12300182CHRIESTIO NARAY 12302217JEIT LEMBONG 12303906SULISTYO KONO 12300435

DOSEN MATA KULIAH IPBA:DR. Cyrke. A. N. Bujung, M.Si.

BINTANG DAN DINAMIKANYA© 2013 GEOTHERMAL UNIVERSITAS NEGERI

MANADOTONDANO, SULAWESI UTARA