Pengelasan najam
From Wikipedia
Dalam bidang astronomi, pengelasan najam 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 alihan Wien; tetapi ini mempamerkan kesukaran-kesukaran bagi bintang-bintang yang jauh. Spektroskopi najam menawarkan satu cara untuk mengelaskan bintang-bintang menurut garis penyerapannya; garis penyerapan tertentu boleh diperhatikan tetapi hanya untuk suatu julat suhu-suhu yang tertentu kerana hanya dalam julat itu tahap tenaga atom yang berkaitan adalah terpopulasi. Satu skema awal (daripada abad ke-19) menempatkan bintang-bintang daripada A ke P, yang merupakan asal usul kepada spektrum kelas-kelas yang digunakan hari ini.
[Sunting] Pengelasan spektrum Morgan-Keenan
Pengelasan najam ini adalah yang paling lazim digunakan. Kelas-kelas lazim biasanya disenaraikan daripada yang terpanas kepada yang tersejuk (dengan jisim, jejari dan kekilauan dibandingkan dengan matahari) dan adalah: [1]
| Kelas | Suhu | Warna bintang | Jisim | Jejari | Kekilauan | Garis-garis hidrogen |
|---|---|---|---|---|---|---|
| O | 30,000 - 60,000 K | Kebiruan ("biru") | 60 | 15 | 1,400,000 | Lemah |
| B | 10,000 - 30,000 K | Putih kebiruan ("biru putih") | 18 | 7 | 20,000 | Sederhana |
| A | 7,500 - 10,000 K | Putih dan sedikit kebiruan ("putih") | 3.2 | 2.5 | 80 | Kuat |
| F | 6,000 - 7,500 K | Putih ("putih kuning") | 1.7 | 1.3 | 6 | Sederhana |
| G | 5,000 - 6,000 K | Kuning muda ("kuning") | 1.1 | 1.1 | 1.2 | Lemah |
| K | 3,500 - 5,000 K | Jingga muda ("jingga") | 0.8 | 0.9 | 0.4 | Amat lemah |
| M | 2,000 - 3,500 K | Jingga kemerahan ("merah") | 0.3 | 0.4 | 0.04 | Amat lemah |
Skema ini dikembangkan pada 1900-an, oleh Annie J. Cannon dan Balai cerap Kolej Harvard. Gambarajah 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).
[Sunting] Pautan luar
- www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm
- 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)
[Sunting] Rujukan
- ↑ Charity, Mitchell. What color are the stars?. Dicapai pada 2006-05-13.
- Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990). The Classification of Stars, edisi 2nd edition, New York, NY: Cambridge University Press. ISBN 0-521-26773-0.
- 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.
