Apa itu BINTANG VARIABEL ?

          Mayoritas bintang mempunyai keluaran cahaya yang konstan. Akan tetapi, dalam persentase yang sangat kecil (sekitar 20.000 yang diketahui sampai sekarang) mereka memperlihatkan variasi dalam cahayanya. Di sini kita tidak akan terlalu rinci membahas tentang parameter fisiknya, tetapi lebih kepada tata cara penamaan dan metoda pengamatan bintang variabel ini. Bintang variabel diberi nama berdasar urutan penemuan dan konstelasi dimana mereka ditemukan. Bintang pertama yang ditemukan dalam . konstelasi tertentu diberi tanda huruf "R” diikuti nama posesif konstelasi. Sebuah contoh misalnya, bintang variabel R CMa (Canis Majoris). Urutan berikutnya dalam konstelasi yang sama diberi huruf S, T, U, ....Z, RR, RS, RT, ........ RZ, SS, ST, SU,........ SZ, sampai ZZ. Kemudian huruf berikutnya digunakan : AA, AB, AC,....AZ, BB, BC, BD, ....... BZ, dan seterusnya sampai dicapai QZ (huruf J tidak digunakan). Sistem ini memberikan jumlah 334 bintang variabel pertama dalam setiap konstelasi. Bintang variabel berikutnya diberi nama dengan huruf pertama V, diikuti dengan nomor (mulai dengan 335) dan nama konstelasi, sebagai contoh V401 Scorpii.

           Variasi terangnya bintang variabel dipelajari dengan menelaah kurva cahayanya; grafik yang menunjukkan perubahan magnitudo bintang terhadap waktu. Variasi terang bintang dapat diukur dengan salah satu metoda fotometri (visual, fotografik, atau fotoelektrik). Contoh sebuah kurva cahaya dari sebuah bintang variabel diberikan dalam gambar 1. Dalam kurva cahaya ini, maksimum adalah harga magnitudo pada terang yang paling tinggi, minimum adalah magnitudo pada terang yang paling rendah, dan median adalah magnitudo yang harganya setengah dari maksimum dan minimum. Astronom mengidentifikasi tiga tipe dasar dari bintang variabel : 

1. bintang variabel berpulsasi atau berdenyut,

2. bintang variabel eruptif, dan

3. bintang variabel gerhana.

Bintang variabel pertama akan dibicarakan di sini, yaitu bintang variabel berpulsasi atau berdenyut.

Gambar 1. Kurva Cahaya Bintang Variabel

            Bintang variabel berpulsasi adalah bintang yang berubah dalam diameter dan temperatur, dan juga terangnya. Pada kenyataannya, terang berubah karena diameter dan temperaturnya. Singkatnya, ketidakstabilan di dalam bintang menghalangi bintang itu mencapai ukuran diameter yang stabil. Bintang berpulsasi mencari kesetimbangan. Karena bintang secara bergantian mengembang dan mengerut, temperaturnya secara bergantian juga naik dan turun. Seperti kita ketahui dalam hukum Stefan, luminositas bintang langsung berhubungan dengan temperatur dan ukuran besarnya bintang. Oleh karena itu, kalau diameter dan temperatur bintang naik, luminositas bintang naik; kalau diameter dan temperatur bintang turun, luminositas turun.

            Perubahan dalam terang bintang diukur dengan pengamatan fotometri fotoelektrik. Perubahan dalam besarnya diameter bintang diukur dengan mengamati secara bergantian pergeseran merah atau biru dari spektrum bintang. Perubahan dalam temperatur bintang diukur dengan perubahan dalam warnanya. Perubahan dalam besaran ini, bersama dengan perubahan dalam radius bintang diperlihatkan dalam gambar 2.

Gambar 2. Besaran yang teramati dari bintang variabel berpulsasi

            Dari gambar dapat dilihat bahwa bintang tampak paling terang saat warnanya paling biru (yaitu, ketika saat bintang paling panas). Juga perhatikan, hal ini terjadi tidak pada saat bintang diameternya paling besar atau paling kecil, namun ketika ia mengembang paling cepat (kecepatan radial negatif paling maksimum). Oleh karena itu, perubahan terangnya cahaya bintang lebih disebabkan perubahan temperatur daripada perubahan ukuran besarnya bintang. Perhatikan juga bahwa kurva cahaya tampak seperti bayangan cermin dari kurva kecepatan radial; bintang tampak paling terang ketika ia.mengembang paling cepat dan bintang tampak paling lemah ketika ia mengerut paling cepat. Astronom mengenal sekitar 10 tipe bintang variabel berpulsasi yang berbeda. Tetapi di sini hanya akan dijelaskan beberapa tipe saja.

            Bintang Variabel Cepheid. Dalam tahun 1784 seorang astronom Inggris yang berumur 19 tahun, John Goodricke, menemukan bahwa bintang Delta Cepheid mengalami perubahan magnitudo secara periodik. Sekarang kita mengetahui bahwa bintang ini berubah magnitudonya dari 3,6 ke 4,3 dalam perioda 5,4 hari. Ini adalah spesies bintang pertama yang dikenal sebagai bintang variabel Cepheids (mereka juga dikenal sebagai tipe Cepheids Klasik atau Cepheid tipe I). Hampir 1000 variabel Cepheids diketahui dalam Galaksi kita. Variabel Cepheids umumnya mempunyai perioda yang terentang antara 3 sampai 50 hari dan magnitudo mediannya antara 11,5 sampai -5. Variasi amplitudo Cepheids berkisar antara 0,1 dan 2 magnitudo. Bintang Utara, Polaris, adalah sebuah variabel Cepheids yang berubah dari magnitudo 2,5 sampai 2,6 dalam perioda 4 hari. Kelas luminositas Cepheids adalah raksasa atau maharaksasa (kelas luminositas I, II, atau III).

            Bintang RR Lyrae. Jumlah yang lebih banyak dari tipe bintang variabel berpulsasi (lebih dari 4.000 yang diketahui) adalah tipe RR Lyrae yang merupakan prototype grup ini. Hampir semua bintang tipe ini ditemukan dalam inti atau halo Galaksi kita dan banyak yang berlokasi dalam gugus bola; oleh karena itu sering disebut sebagai “variabel gugus”. Bintang variabel RR Lyrae secara pengamatan sifatnya unik karena perioda luminositasnya yang pendek, selalu kurang dari 1 hari dan biasanya antara 0,25 dan 0,75 hari. Juga ditemukan bahwa tidak peduli berapa periodanya, magnitudo mutlak mediannya adalah antara 0 dan 1. Kelas luminositas Bintang RR Lyrae adalah raksasa (kelas luminositas III).

            Bintang W Virginis. Ada sejumlah bintang variabel berpulsasi (kurang dari 100 yang diketahui) yang mempunyai rentang perioda yang sama seperti variabel Cepheids tetapi bentuk kurva cahayanya berbeda. Juga, sementara variabel Cepheids ditemukan di dalam atau dekat bidang galaksi kita, bintang W Virginis (dinamai dengan prototype spesies ini) ditemukan dalam halo Galaksi. Nama lain dari kelompok ini adalah Cepheids tipe II (Sebenarnya, Cepheids tipe II ini terdiri dari bintang W Virginis yang mempunyai perioda pulsasi antara 10 dan 30 hari, dan RV Tauri yang mempunyai perioda pulsasi lebih besar daripada 30 hari). Umumnya, pada terang median, bintang W Virginis agak lebih redup daripada variabel Cepheids.

HUBUNGAN PERIODA – LUMINOSITAS

            Dalam tahun 1910, Henrietta Leavitt dari Harvard College Observatory menelaah awan Magellans, dua galaksi luar yang dekat. la menemukan dua puluhan variabel Cepheids dalam awan Magellans kecil dan menentukan bahwa ada hubungan langsung antara perioda dan magnitudo mediannya; makin terang bintang dalam terang median, makin panjang perioda pulsasinya. Hubungan antara terang median bintang variabel berpulsasi dan perioda perubahan cahayanya disebut Hubungan Perioda-Luminositas. Hubungan ini telah merupakan salah satu alat penting dalam astronomi. Telah ditemukan pula bahwa bintang W Virginis dan RR Lyrae  memenuhi hubungan perioda-luminositasi ini.

            Pentingnya hubungan perioda-luminositas ini adalah jika magnitudo mutlak sebuah bintang dinubungkan dengan periodanya, maka magnitudo mutlak sebuah bintang variabel (pada terang median) dapat ditentukan dari hubungan perioda-luminositas hanya dengan mengukur perioda pulsasinya. Kalau magnitudo mutlak sebuah bintang telah diketahui, jarak bintang dapat ditentukan dengan mengukur magnitudo semunya. Sehingga hubungan perioda-luminositas sangat penting dalam menentukan jarak ke bintang variabel berpulsasi, dan ke gugus atau galaksi tempat bintang tersebut ditemukan. Hubungan perioda-luminositas untuk variabel Cepheids, bintang RR Lyrae, dan W Virginis diperlihatkan dalam gambar 3.

Gambar 3. Hubungan Perioda Luminositas

            Hubungan perioda-luminositas yang diperlihatkan dalam gambar ini adalah plot antara magnitudo mutlak dengan perioda. Akan tetapi, ketika hubungan ini pertama kali ditemukan, Leavitt hanya tahu bahwa ada hubungan antara magnitudo semu variabel berpulsasi dengan periodanya. Ia yakin bahwa ada hubungan serupa antara magnitudo mutlak dan perioda karena ia tahu bahwa semua bintang variabel yang ia amati dalam awan Magellans kecil berjarak sama dari kita. Karena itu, Leavitt terus mengembangkan hubungan perioda-magnitudo semu ini. Yang ia perlukan dalam tujuan menggunakan bintang variabel untuk menentukan jarak adalan hubungan perioda-magnitudo mutlak (Hubungan ini tidak dapat ditemukan dengan mengamati Cepheids dalam Galaksi kita karena mereka mempunyai jarak berbeda dari kita, bahkan Cepheids dengan perioda yang sama pun, jika jaraknya beda, akan mempunyai magnitudo semu yang berbeda pula).

            Hubungan perioda-magnitudo semu dari Leavitt dapat segera diubah ke hubungan perioda-magnitudo mutlak kalau magnitudo mutlak satu bintang Cepheids. saja dapat ditentukan. Masalah ini dapat diselesaikan kalau saja jarak ke awan Magellans dapat ditentukan. Kebetulan, saat itu tidak ada cara untuk melakukannya.

            Akan tetapi, karena Cepheids dalam awan Magellans tampak serupa dengan Cepheids dalam Galaksi kita (kurva Cahaya dan spektrumnya sama) hubungan perioda-luminositas dapat dikalibrasi jika kita dapat menentukan jarak (artinya magnitudo mutlak) satu saja Cepheids dalam Galaksi kita. Lagi-lagi, sangat tidak kebetulan, tidak ada Cepheids yang cukup dekat yang jaraknya bisa diukur dengan metoda paralaks trigonometri dan astronom harus mengandalkan telaah statistik dari gerak diri mereka untuk menentukan magnitudo mutlaknya. Sekarang, penentuan yang paling baik dari jarak variabel Cepheids yang menghasilkan magnitudo mutlak yang merupakan skala vertikal dari hubungan perioda-luminositas) datang dari fakta bahwa beberapa Cepheids telah ditemukan dalam gugus terbuka yang telah diketahui jaraknya. 

KLIK DISINI Baca Info Menarik Selanjutnya :)