Pengelasan najam
Dalam bidang astronomi, pengelasan najam (Jawi: ڤڠلسن نجم) adalah satu pengelasan bagi bintang-bintang berdasarkan pada mulanya suhu fotosfera dan ciri-ciri spektrum yang berkaitan, dan kemudiannya diperhalusi dari segi ciri-ciri lain. Suhu-suhu najam boleh dikelaskan dengan menggunakan hukum sesaran Wien; tetapi ini mempamerkan kesukaran-kesukaran bagi bintang-bintang yang jauh. Spektroskopi najam menawarkan satu cara untuk mengelaskan bintang-bintang menurut garis serapannya; garis serapan tertentu boleh diperhatikan tetapi hanya untuk suatu julat suhu-suhu yang tertentu kerana hanya dalam julat itu tahap tenaga atom yang berkaitan adalah terisi. Satu skema awal (daripada abad ke-19) menempatkan bintang-bintang daripada A ke Q, yang merupakan asal-usul kepada spektrum kelas-kelas yang digunakan hari ini.
Pengelasan Secchi
[sunting | sunting sumber]Ketika 1860-an dan 1870-an, perintis spektroskopi najam, Angelo Secchi, mencipta kelas Secchi untuk mengkelaskan spektrum yang dicerap. Pada 1868, beliau memajukan empat kelas bintang:[1][2][3]
- Kelas I: bintang putih dan biru dengan garis hidrogen berat yang lebar (kelas A)
- Kelas II: bintang kuning—hidrogen lemah, tapi menunjukkan garis logam (kelas G dan K)
- Kelas III: bintang jingga hingga merah dengan jalur spektrum yang rumit (kelas M)
- Kelas IV: bintang merah dengan jalur karbon yang ketara (bintang karbon)
Pada 1878, beliau menambah kelas kelima:[1]
- Kelas V: garis pancaran (cth., Be, Bf, dll.)
Pada penghujung 1890-an, pengelasan ini ditambah oleh pengelasan Harvard, yang dibincangkan dalam rencana yang selanjutnya.[4][5]
Pengelasan spektrum Harvard
[sunting | sunting sumber]Skema pengelasan satu dimensi (suhu) Harvard (berdasarkan kekuatan garis Balmer hidrogen) telah dibuat di Balai Cerap Kolej Harvard pada 1912 oleh Annie Jump Cannon dan Edward C. Pickering.[6] Kelas yang biasa lazimnya disenaraikan dari yang terpanas kepada yang tersejuk (dengan jisim, jejari dan kekilauan yang dibandingkan dengan matahari) dan diberikan seperti dalam jadual berikut.
| Kelas | Suhu | Warna konvensyen | Warna ketara[7][8] | Jisim (jisim suria) |
Jejari (jejari suria) |
Kekilauan | Garis hidrogen | % dari semua Bintang Jujukan Utama[9] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | 30,000–60,000 K | biru | biru | 64 M☉ | 16 R☉ | 1,400,000 L☉ | Sederhana | ~0.00003% |
| B | 10,000–30,000 K | biru ke biru keputihan | biru keputihan | 18 M☉ | 7 R☉ | 20,000 L☉ | Sederhana | 0.13% |
| A | 7,500–10,000 K | putih | putih | 3.1 M☉ | 2.1 R☉ | 40 L☉ | Kuat | 0.6% |
| F | 6,000–7,500 K | putih kekuningan | putih | 1.7 M☉ | 1.4 R☉ | 6 L☉ | Sederhana | 3% |
| G | 5,000–6,000 K | kuning | putih kekuningan | 1.1 M☉ | 1.1 R☉ | 1.2 L☉ | Lemah | 7.6% |
| K | 3,500–5,000 K | jingga | kuning jingga | 0.8 M☉ | 0.9 R☉ | 0.4 L☉ | Sangat lemah | 12.1% |
| M | 2,000–3,500 K | merah | jingga merah | 0.4 M☉ | 0.5 R☉ | 0.04 L☉ | Sangat lemah | 76.45% |
Skema ini dikembangkan pada 1900-an, oleh Annie J. Cannon dan Balai cerap Kolej Harvard. Rajah Hertzsprung-Russell mengaitkan pengelasan najam dengan magnitud mutlak, kekilauan, dan suhu permukaan. Haruslah diambil perhatian bahawa walaupun keterangan mengenai warna najam adalah tradisional dalam astronomi, tetapi ia sebenarnya menggambarkan cahaya setelah ia diselerakkan oleh atmosfera. Matahari sebenarnya bukan sebuah bintang kuning, tetapi pada asasnya mempunyai suhu warna sebuah jasad hitam bersuhu 5780K; ini merupakan jenis putih tanpa kesan kuning yang biasanya digunakan sebagai takrifan putih piawaian.
Sebab kepada penyusunan aneh abjad-abjad ini adalah bersejarah. Apabila orang pertama kali mengambil spektrum bintang-bintang, mereka menyedari bahawa bintang-bintang mempunyai kekuatan-kekuatan garis spektrum hidrogen yang sangat berbeza, oleh itu mereka mengelaskan bintang-bintang berdasarkan kekuatan garis-garis siri balmer hidrogen daripada A (paling kuat) kepada Q (paling lemah). Garis-garis spesies neutral dan terion kemudian memainkan peranan (garis-garis H&K kalsium, garis-garis D natrium dan sebagainya). Ia kemudiannya didapati bahawa setengah-setengah daripada kelas-kelas adalah sebenarnya ulangan dan kelas-kelas itu telah dimansuhkan. Hanya setelah seberapa lamanya bahawa kekuatan garis hidrogen didapati ada kaitannya dengan suhu permukaan bagi bintang itu. Kerja asas telah dilakukan oleh "para wanita" balai cerap Kolej Harvard, terutamanya Cannon dan Antonia Maury, berdasarkan hasil kerja Williamina Fleming. Kelas-kelas ini dibahagikan selanjutnya menggunakan angka Arab (0-9). A0 menandakan bintang-bintang paling panas dalam kelas A dan A9 menandakan yang paling sejuk. Matahari dikelaskan sebagai G2.
Spektrum O, B, dan A kadang kala dipanggil "spektrum awal", manakala K dan bintang-bintang M dikatakan memiliki "spektrum lewat", penamaan yang sebenarnya agak mengelirukan. Ini berpunca daripada satu teori awal abad ke-20, sekarang telah lapuk, bahawa bintang-bintang memulakan hidupnya sebagai bintang-bintang "jenis awal" paling panas, dan kemudian beransur-ansur menyejuk, dengan demikian berkembang menjadi bintang-bintang "jenis lewat". Kita kini tahu bahawa teori ini adalah salah sepenuhnya (lihat: ubahansur najam).
Pautan luar
[sunting | sunting sumber]- www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm Diarkibkan 2006-05-24 di Wayback Machine
- Libraries of stellar spectra, D. Montes, UCM
- Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly
- Webfooted Astronomer
- The rate of period change in pulsating DB white dwarf stars, A. H. Corsico, L. G. Althaus Has the DAV, DBV, & DOV explanation.
- The Close DAO+dM Binary RE J0720-318: A Stratified White Dwarf with a Thin H Layer and a Possible Circumbinary Disk DAO type White Dwarf.
- The Spatial Distribution and Kinematics of Cool Metallic Line White Dwarfs (DAZ, DBZ)
Rujukan
[sunting | sunting sumber]- ^ a b p. 376, E. Dorrit Hoffleit (2002). "Pioneering Women in the Spectral Classification of Stars". Physics in Perspective. 4: 370–398. Bibcode:2002PhP.....4..370H. doi:10.1007/s000160200001.
- ^ Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.
- ^ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.
- ^ Classification of Stellar Spectra: Some History
- ^ pp. 62–63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-58570-8.
- ^ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass.: The Observatory
- ^ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
- ^ "The Colour of Stars". Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21. Dicapai pada 2007-09-26. Check date values in:
|date=(bantuan) — Explains the reason for the difference in color perception. - ^ Ralat petik: Tag
<ref>tidak sah; tiada teks disediakan bagi rujukan yang bernamaLeDrew2001
- Jaschek, Carlos (1990). The Classification of Stars (ed. 2nd edition). New York, NY: Cambridge University Press. ISBN 0-521-26773-0. Unknown parameter
|coauthors=ignored (|author=suggested) (bantuan);|edition=has extra text (bantuan) - Kaler, James B. (1989). Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence. New York, NY: Cambridge University Press. ISBN 0-521-30494-6.