Mengapa Bintang Ada yang Biru dan Ada yang Merah?

Jika bintang di langit diperhatikan dengan teliti, ternyata warnanya tidak sama. Ada yang kelihatan kebiruan atau putih, manakala yang lain kekuningan, jingga atau kemerahan. Perbezaan ini bukan sekadar kesan pada mata manusia. Bintang memancarkan tenaga merentasi banyak panjang gelombang, dan bentuk taburan tenaga itu sangat dipengaruhi oleh suhu permukaan bintang. Secara umum, bintang yang lebih panas kelihatan lebih biru dan bintang yang lebih sejuk kelihatan lebih merah.

Bintang tidak memancarkan satu warna sahaja

Bintang biru tidak hanya menghasilkan cahaya biru, dan bintang merah tidak hanya menghasilkan cahaya merah. Setiap bintang memancarkan tenaga pada julat panjang gelombang yang luas. Sebagai penghampiran pertama, taburan sinaran berterusan sebuah bintang boleh dibandingkan dengan spektrum jasad hitam, iaitu model pemancar terma yang bentuknya ditentukan oleh suhu semata-mata. Bintang sebenar bukan jasad hitam yang sempurna kerana atmosferanya menghasilkan garis serapan dan ciri spektrum lain, tetapi lengkung jasad hitam masih menerangkan bentuk keseluruhan spektrum bintang dengan agak baik.

Apabila suhu meningkat, bentuk lengkung itu berubah dan puncak pancarannya beralih ke panjang gelombang yang lebih pendek. Hubungan ini dikenali sebagai hukum sesaran Wien dan ditulis sebagai λmaks = b / T. Di sini λmaks ialah panjang gelombang pada puncak lengkung, T ialah suhu mutlak dalam kelvin dan b ialah pemalar sesaran Wien. Hubungannya songsang: suhu yang lebih tinggi menghasilkan panjang gelombang puncak yang lebih pendek.

Biru lebih panas daripada merah

Dalam cahaya tampak, merah mempunyai panjang gelombang lebih panjang daripada biru. Oleh sebab taburan sinaran bintang yang sangat panas beralih ke panjang gelombang yang lebih pendek, bintang sebegitu cenderung kelihatan kebiruan. Sebagai gambaran kasar, bintang bersuhu sekitar 25,000 K boleh kelihatan biru, bintang sekitar 10,000 K putih dan bintang sekitar 3,000 K merah. Angka ini bukan sempadan warna yang tepat, kerana warna yang diperhatikan bergantung pada keseluruhan spektrum, tindak balas mata atau pengesan dan kesan bahan di antara bintang.

Matahari mempunyai suhu fotosfera sekitar 5,800 K dan tergolong dalam kelas spektrum G2. Matahari sering digambarkan sebagai kuning, tetapi jika dilihat dari angkasa ia pada asasnya kelihatan putih kerana memancarkan cahaya tampak yang kuat merentasi pelbagai panjang gelombang.

Mengapa merah mengelirukan kita?

Dalam kehidupan harian, merah lazim menjadi simbol panas dan biru menjadi simbol sejuk. Simbol ini tidak menentukan fizik sinaran bintang. Bagi objek terma, kenaikan suhu mengubah pancaran tampak daripada merah gelap kepada jingga dan akhirnya putih, apabila sumbangan panjang gelombang yang lebih pendek semakin kuat. Pada suhu bintang yang sangat tinggi, taburan cahaya tampak menjadi lebih berat ke arah biru berbanding bintang yang lebih sejuk. Atas sebab inilah warna yang dilihat mata tidak patut terus diterjemahkan kepada satu suhu yang tepat.

Ahli astronomi mengukur warna, bukan sekadar melihatnya

Ahli astronomi mengukur kecerahan bintang melalui penapis yang hanya membenarkan julat panjang gelombang tertentu. Satu sistem klasik menggunakan penapis U, B dan V, iaitu ultralembayung, biru dan visual, dengan penapis V meliputi bahagian hijau-kuning spektrum tampak. Perbezaan magnitud antara dua penapis, misalnya B dan V, menghasilkan indeks warna B−V yang berkait dengan suhu permukaan bintang. Bintang panas cenderung mempunyai indeks yang lebih kecil atau negatif, manakala bintang sejuk mempunyai nilai yang lebih positif. Matahari mempunyai B−V sekitar +0.65. Dengan cara ini, ahli astronomi tidak hanya berkata bahawa sesebuah bintang nampak biru. Mereka mengukur jumlah cahaya yang diterima dalam jalur tertentu dan membandingkannya.

Spektrum memberi maklumat yang lebih kaya

Apabila cahaya bintang diuraikan mengikut panjang gelombang, kita memperoleh spektrum. Selain sinaran berterusan, spektrum bintang mempunyai garis serapan yang terbentuk apabila atom dan molekul dalam atmosfera bintang menyerap panjang gelombang tertentu. Corak garis ini membantu ahli astronomi mengenal pasti unsur dan keadaan fizikal atmosfera bintang. Suhu amat penting di sini kerana ia mempengaruhi keadaan pengionan dan pengujaan atom. Oleh itu, kekuatan sesuatu garis tidak hanya bergantung pada kelimpahan unsur berkenaan.

Garis hidrogen, misalnya, sangat kuat pada bintang kelas A yang atmosferanya bersuhu sekitar 10,000 K, tetapi lebih lemah pada bintang yang jauh lebih panas atau lebih sejuk. Hidrogen tidak semestinya kurang pada bintang tersebut. Suhu mengubah keadaan atom hidrogen dan seterusnya kekuatan garis yang dapat dilihat, maka komposisi bintang tidak boleh ditentukan hanya dengan menilai sama ada sesuatu garis kelihatan kuat atau lemah.

O, B, A, F, G, K dan M

Spektrum bintang lazimnya dikelaskan dalam urutan O, B, A, F, G, K dan M, yang secara umum bergerak daripada suhu permukaan paling tinggi kepada yang lebih rendah. Kelas O kelihatan biru, B biru-putih, A putih, F putih kekuningan, G kekuningan, K jingga dan M kemerahan. Angka 0 hingga 9 digunakan untuk pembahagian yang lebih halus, maka Matahari ialah bintang G2. Urutan huruf ini kelihatan tidak mengikut abjad kerana sistem pengelasan berkembang melalui sejarah pemerhatian spektrum. Apabila hubungan antara spektrum dengan suhu semakin difahami, kelas lama disusun semula sehingga menghasilkan urutan hari ini.

Bagaimana kita mengetahui suhu bintang?