Inilah Wajah-Wajah Bintang yang harus Anak Astronomi Ketahui

Inilah Wajah-Wajah Bintang yang harus Anak Astronomi Ketahui - Ketika kita memandang langit penuh bintang, kita memperhatikan hanya beberapa fakta yang berkaitan dengan bintang-bintang, seperti variasi dalam kecemerlangan dan warna, dan beberapa pengelompokan dalam gugus dan Bima Sakti. Untuk itu, sekarang kita harus menambah banyak penyingkapan detail dengan teleskop, fotografi, spektroskop, dan banyak peralatan lain yang digunakan oleh astronom modern, termasuk deretan instrument radio yang dikembangkan belakangan, sekarang memberi kontribusi sangat mengejutkan terhadap pengetahuan kita tentang alam semesta yang dekat maupun jauh. Bersama penyingkapan ini sekarang muncul, secara luas dan berkembang tapi jauh dari lengkap, suatu gambaran fakta-fakta tentang semesta bintang, yang bagaimanapun kita harus menjelaskannya.

Astronom Yunani Hipparchus pada abad ke 25 SM, mungkin yang pertama kali menerapkan suatu skala kecemerlangan bintang. Yang paling cemerlang dia sebut Magnitudo Pertama (First Magnitude), untuk alasan yang sama kita menyebutnya “kelas pertama (first class)”. Kemudian dia menunjuk bintang-bintang sangat redup yang masih bisa dilihat oleh mata sebagai Magnitudo Keenam (Sixth Magnitude), dan seterusnya dengan magnitudo-magnitudo lanjutan. Sayangnya ini merupakan skala terbalik magnitudo-rendah lebih terang dan magnitude-tinggi lebih redup, yang tentu membinggungkan. Suatau skala yang lebih baik akan membantu menggangkat kecemerlangan yang berkaitan.

Disamping itu perbedaan-perbedaan dalam kecemerlangan menurut penglihatan (menggunakan skala) semacam ini, adalah memperdayakan karena perbedaan dalam jarak-jarak bintang. Kita semua menyadari bahwa makin jauh makin redup, dan kita tidak akan dapat memperoleh gagasan tepat tentang kecemerlangan, kecuali kita mengukur tentang jarak-jarak bintang dan menghitung kecemerlangannya. Tapi hingga saat ini kita bisa mengukur jarak-jarak dengan tepat hanya untuk beberapa bintang yang berdekatan. Namun, beberapa yang berdekatan ini menyediakna suatu sampel karakteristik bintang yang berguna dan menyediakan dasar, yang dengannya kita dapat memperkirakan jarak-jarak yang lebih besar. Hasilnya, kita sekarang sungguh-sungguh mempunyai daftar bintang, luminositas nyata dengannya kita bisa memperkirakan lebih dekat, dari super raksasa puluhan ribu kali lebih terang dari Matahari, sampai bintang kerdil merah yang sedikit saja berpijar dan sulit terlihat sama sekali.

Warna Bintang

Perbedaan warna, kita akan mendapatkannya, juga sangat berarti dalam cerita kita. Tapi mata telanjang hanya mampu melihat perbedaan-perbedaan warna yang nyata. Beberapa bintang seperti Antares, Betelgeuse, dan Aldebaran, adalah corak-corak jelas merah atau oranye. Yang lain seperti Capella, adalah jelas kuning. Beberapa adalah putih, atau biru-putih, seperti Sirius dan Rigel yang terkenal. Beberapa bintang teleskopik adalah berwarna hijau dengan indahnya, tapi hanya satu Zubeneschamali, paling terang di gugus redup Libra, adalah hijau bagi mata telanjang, paling bagus dilihat di langit tengah malam awal musim panas.

Namun spektroskop menganalisa dan memisahkan perbedaan-perbedaan warna lebih efektif, dan ternyata telah mengantar kita pada klasisfikasi bintang secara fundamental. Setelah beberapa usaha pada pendahuluan klasifikasi spektrum yang didasarkan pada observasi visual, suatu program sistematik fotografi untuk merekam spektrum bintang dimulai pada tahun 1885, mencapai puncaknya pada sistem klasifikasi Havard. Mula-mula menyusun bintang-bintang ke dalam kelas-kelas yang ditunjukkan dengan huruf A sampai Q dalam urutan alfabetis. Tapi untuk bermacam-macam alasan yang baik, sejak itu telah dimodifikasi dengan menghilangkan beberapa huruf, menambah sepasang, dan menyusun kembali urutannya, dan susunan yang sekarang menjadi O,B,A,F,G, K,M,R,N, dan S. Karena ini agak sulit diingat, para astronom sebagai manusia biasa, membuat kalimat untuk membantu ingatan, “Oh be a fine girl, kiss me right now, sweatheart,” dengan sedikit argument kata terakhir tidak seharusnya ”smooch (berciuman), ”smack” (pukulan), “ atau mungkin “slap (tempelengan).”

Sekarang pekerjaan yang besar sekalia mengenai pengumpulan dan klasifikasi spectra seperti ini telah dikerjakan. Ini dibuat lebih mudah karena ia dapat dikerjakan secara besar-besaran. Dengan meletakkan prisma besar (tapi berkekuatan rendah) di depan teleskop-kamera masing-masing menunjukkan cahaya dengan tepat dari sebuah bintang yang tersebar dalam jalur titik-titik. Ini kemudian dapat difoto sebagai garis bersilangan dengan menggerakkan teleskop perlahan secara berpotongan selama pencahayaan. Hasilnya adalah sebuah pelat dengan spectrum bintang dengan sedikit kerja dan kesalahan. Yang terbaru, lebih dari 400.000 spektrum bintang telah difoto, diklasifikasi, dan dikatalogkan.

Tentu saja spektrum ini hanya bercerita  kepada kita tentang kondisi bintang dan permukaan kimiawinnya, tak langsung mengenai kondisi interior mereka. Sehingga mereka kurang membantu secara langsung dari yang kita harapkan, tapi karena mereka adalah yang terbaik yang kita punya, kita harus melakukan apa yang bisa kita lakukan dengannya. Itu mungkin sebuah langkah baik.

Sehingga satu hal penting yang bisa kita simpulkan dari sebuah spectrum bintang adalah temperatur permukaan yang seharusnya. Temperatur Mutlak khusus untuk beberapa kelas adalah: O, 30.000º; B, 20.000º, A, 11.000º; F, 8000º; ,G, 6000º; K, 4000; dan M, 3000º. Temperatur-temperatur ini tentu saja bertanggung jawab atas warna-warna dari putih-biru-panas turun sampai merah-panas seperti yang kita lihat. Juga mereka bertanggung jawab atas kecemerlangan per satuan luas permukaan bintang, yang lebih panas akan lebih cemerlang, yang lebih dingin akan lebih redup. Dari sini kita dapat menyimpulkan bahwa luminositas total sebuah bintang harus bergantung pada satuan kecemerlangan demikian, dikalikan dengan luas permukaannya. 

Sumber : Broms, Allan. 2010. Riwayat Alam Semesta. Yogyakarta : Penerbit Lukita.