DESAIN PEMBELAJARAN FISIKA || Hanafin and Peck

KATA PENGANTAR

Puji syukur kami panjatkan kehadirat, karena berkat rahmat-Nya makalah ini dapat penulis selesaikan sesuai yang diharapakan. Dalam makalah ini membahas tentang  DESAIN PEMBELAJARAN FISIKA.

Makalah ini dibuat dalam rangka memperdalam pemahaman mahasiswa mengenai teori yang mendasari desain pembelajaran HANAFIN AND PECK. Dalam proses pendalaman materi ini, tentunya penulis mendapatkan bimbingan, arahan, koreksi dan saran, untuk itu rasa terima kasih yang sedalam-dalamnya kami sampaikan kepada :

Dosen Pembina dan    Rekan-rekan mahasiswa yang telah banyak memberikan masukan untuk makalah ini.

Materi yang penulis paparkan dalam makalah ini tentunya jauh dari kesempurnaan. Oleh karena itu, kritik yang bersifat membangun sangat penulis butuhkan untuk kesempurnaan makalah ini. Demikian makalah ini kami buat semoga bermanfaat.

                                                                                               

Palu, 19 februari 2016

Penyusun

BAB I

PENDAHULUAN

    A.    LATAR BELAKANG

Desain pembelajaran adalah praktik penyusunan media teknologi komunikasi dan isi untuk membantu agar dapat terjadi transfer pengetahuan secara efektif antara guru dan peserta didik. Model-model desain rencana pembelajaran adalah model PPSI, model Banathy, model Kemp, model Gerlach & Elly, model Dick & Carrey, model ASSURE, model ADDIE,  model Hanafin and Peck, dan model waterfall. Dalam model PPSI pengajaran dipandang sebagai suatu sistem. Sub-sistem dari pengajaran, diantaranya tujuan pembelajaran, bahan pelajaran, kegiatan pembelajaran, alat-alat dan sumber pembelajaran dan evaluasi.  Model kemp berorientasi pada perancangan pembelajaran yang menyeluruh. Sehingga guru sekolah dasar dan sekolah menengah, dosen perguruan tinggi, pelatih di bidang industri, serta ahli media yang akan bekerja sebagai perancang pembelajaran. Model Banathy bertitik tolak dari pendekatan sistem (sistem approach), yang mencakup keenam komponen (langkah) yang saling berinterelasi dan berinteraksi untuk mencapai tujuan pembelajaran yang telah ditetapkan. Model Gerlach & Elly menjadi suatu garis pedoman atau suatu peta perjalanan pembelajaran karena model ini memperlihatkan keseluruhan proses belajar mengajar yang baik, sekalipun tidak menggambarkan secara rinci setiap komponennya.

Desain pembelajaran dikenal beberapa model yang dikemukakan oleh para ahli. Secara umum, model desain pembelajaran dapat diklasifikasikan ke dalam model berorientasi kelas, model berorientasi sistem, model berorientasi produk, model prosedural dan model melingkar.

Model berorientasi kelas biasanya ditujukan untuk mendesain pembelajaran level mikro (kelas) yang hanya dilakukan setiap dua jam pelajaran atau lebih. Contohnya adalah model ADDIE. Model berorientasi produk adalah model desain pembelajaran untuk  menghasilkan suatu produk biasanya media pembelajaran misalnya, video pembelajaran, multimedia pembelajaran atau modul. Contoh modelnya adalah model Hannafin and Peck. Model berorientasi system yaitu model desain pembelajaran untuk menghasilkan suatu system pembelajaran yang cakupannya luas seperti desain sistem suatu pelatihan kurikulum sekolah. Contohnya adalah model ADDIE. Selain itu ada pula yang biasa kita sebut sebagai model procedural dan model melingkar. Contohnya dari model procedural adalah model Dick And Carrey dan contoh model melingkar adalah model J.  E. Kemp.

Adanya variasi model yang ada ini sebenarnya dapat menguntungkan kita. Beberapa keuntungan itu antara lain adalah kita dapat memilih dan menerapkan salah satu model desain pembelajaran yang sesuai dengan karakteristik yang kita hadapi dilapangan selain itu juga, kita dapat mengembangkan dan membuat model turunan dari model-model yang telah ada. Selain itu kita juga dapat meneliti dan mengembangkan desain yang telah ada untuk dicoba dan diperbaiki.

    B.  RUMUSAN MASALAH

1.    Apa Pengertian desain pembelajaran HANAFIN AND PECK?

2.    Apa karakteristik desain pembelajaran HANAFIN AND PECK?

3.    Apa saja tahapan desain pembelajaran HANAFIN AND PECK?

4.    Bagaimana skema desain pembelajaran HANAFIN AND PECK?

5.    Apa contoh penerapan desain pembelajaran HANAFIN AND PECK?

    C.    TUJUAN

Penyusunan makalah ini bertujuan, agar pembaca memahami: Apa Pengertian desain pembelajaran HANAFIN AND PECK, Apa karakteristik desain pembelajaran HANAFIN AND PECK, apa saja tahapan desain pembelajaran HANAFIN AND PECK, Bagaimana skema desain pembelajaran HANAFIN AND PECK, Apa contoh penerapan desain pembelajaran HANAFIN AND PECK

BAB II

PEMBAHASAN

A.    Pengertian desain pembelajaran model HANAFIN AND PECK

Model Hanafin dan Peck merupakan salah satu dari banyak model desain pembelajaran yang berorietasi produk. Model berorientasi produk adalah model desain pembelajaran utuk menghasilkan suatu produk, biasanya media pembelajaran (Afandi dan Badarudin, 2011:22).

Model Hannafin dan Peck merupakan model desain pembelajaran yang terdiri daripada tiga fase yaitu fase Analisis keperluan, fase desain, dan fase pengembangan dan implementasi (Hannafin &  Peck, 1988). Dalam model ini, penilaian dan pengulangan perlu dijalankan dalam setiap fase. Model ini lebih berorientasi produk, melalui tiga fase

B.     karakteristik desain pembelajaran model HANAFIN AND PECK

           Para pengguna produk/program pembelajaran yang dihasilkan melalui penerapan desain sistem pembelajaran pada model ini biasanya tidak memiliki kontak langsung dengan pengembang programmnya. Kontak langsung antara pengguna program hanya terjadi pada saat proses evaluasi terhadap prototipa program.

           Model-model yang tergolong sebagai model yang berorientasi pada produk biasanya ditandai dengan empat asumsi pokok yaitu : (a) produk atau program pembelajaran memang sangat diperlukan, (2) produk atau program pembelajaran baru memang perlu diproduksi, (3) produk atau program pembelajaran memerkukan proses uji coba dan revisi, (4) produk atau program pembelajaran dapat digunakan hanya dengan bimbingan dari fasilitator.

Model Hannafin dan Peck adalah model desain pembelajaran yang terdiri daripada tiga fase yaitu fase Analisis keperluan, fase desain, dan fase pengembangan dan implementasi (Hannafin &  Peck, 1988). Dalam model ini, penilaian dan pengulangan perlu dijalankan dalam setiap fase. Model ini lebih berorientasi produk, melalui tiga fase.

C.    tahapan desain pembelajaran model HANAFIN AND PECK

Model Hannafin dan Peck ialah model desain pengajaran yang terdiri daripada tiga fase yaitu fase Analisis kebutuhan, fase desain, dan fase pengembangan dan implementasi. Dalam model ini, penilaian dan pengulangan perlu dijalankan dalam setiap fase. Model Hannafin and Peck adalah model desain pembelajaran yang berorientasi produk.

Fase pertama dari model Hannafin dan Peck adalah analisis kebutuhan. Fase ini diperlukan untuk mengidentifikasi kebutuhan-kebutuhan dalam mengembangkan suatu media pembelajaran termasuklah di dalamnya tujuan dan objektif media pembelajaran yang dibuat, pengetahuan dan kemahiran yang diperlukan oleh kelompok sasaran, peralatan dan keperluan media pembelajaran. Setelah semua keperluan diidentifikasi Hannafin dan Peck  menekankan untuk menjalankan penilaian terhadap hasil itu sebelum meneruskan pembangunan ke fase desain.

Fase yang kedua dari model Hannafin dan Peck adalah fase desain. Di dalam fase ini informasi dari fase analisis dipindahkan ke dalam bentuk dokumen yang akan menjadi tujuan pembuatan media pembelajaran. Hannafin dan Peck  dalam fase  ini  desain bertujuan untuk mengidentifikasikan dan mendokumenkan kaedah yang paling baik untuk mencapai tujuan pembuatan media tersebut. Salah satu dokumen yang dihasilkan dalam fase ini ialah dokumen story board yang mengikut urutan aktivitas pengajaran berdasarkan keperluan pelajaran dan objektif media pembelajaran seperti yang diperoleh dalam fase analisis kebutuhan. Story Board adalah kolom teks, audio dan visualisasi dengan keterangan mengenai content dan visualisasi yang digunakan untuk produksi sebuah program. Seperti halnya pada fase pertama, penilaian perlu dijalankan dalam fase ini sebelum dilanjutkan ke fase pengembangan dan implementasi.

Fase ketiga dari model Hannafin dan Peck adalah fase pengembangan dan implementasi. Hannafin dan Peck, mengatakan aktivitas yang dilakukan pada fase ini ialah penghasilan diagram alur, serta penilaian formatif dan penilaian sumatif. Dokumen story board akan dijadikan landasan bagi pembuatan diagram alur yang dapat membantu proses pembuatan media pembelajaran. Model Hannafin dan Peck (1988) menekankan proses penilaian dan pengulangan harus mengikutsertakan proses-proses pengujian dan penilaian media pembelajaran yang melibatkan ketiga fase secara berkesinambungan. Lebih lanjutHannafin dan Peck (1988) menyebutkan dua jenis penilaian yaitu penilaian formatif dan penilaian sumatif. Penilaian formatif ialah penilaian yang dilakukan sepanjang proses pengembangan media sedangkan penilaian sumatif dilakukan setelah media telah selesai dikembangkan.

D.    skema desain pembelajaran model HANAFIN AND PECK   

Tahap-tahap dalam model desain hannafin and peck adalah :

           1.      Tahap analisis kebutuhan

           2.      Tahap desain

           3.      Tahap pengembangan dan implementasi,

   Penilaian dan evaluasi di lakukan dalam setiap tahap.

A.    contoh penerapan desain pembelajaran model HANAFIN AND PECK

           Model Hanafin dan Peck ini berorintasi pada produk sehingga informasi yang dibutuhkan misalnya bagaimana cara pembuatan media pembelajaran dengan bahan yang ada, video pembelajaran, multimedia pembelajaran, dan modul.

BAB III

PENUTUP

  Ø  KESIMPULAN

1.      Desain pembelajaran model HANAFFIN AND PECK adlah salah satu desain pembelajaran yang berorientasi produk.

2.      Contoh penerapan dari model HANFFIN AND PECK adalah bagaimana cara membuat media pembelajaran seperti multimedia, video pembelajaran, dan modul.

3.      Model HANAFFIN AND PECK memiliki 3 tahapan yaitu: analisis kebutuhan, desain, dan tahap pengembangan atau implementasi, di mana di adakan evaluasi di setiap tahapannya

                                                DAFTAR PUSTAKA

Anonim. (2011). Konsep dasar desain pembelajaran. http://www.tkplb.org/documents/etraining_media%20pembelajaran/3.Konsep_Dasar_Desain_Pembelajaran(diakses pada ‎26 ‎Maret ‎2016, ‏‎9:56:28)

Afrizal. (2011). Model-model desain pembelajaran. http://afrizaldaonk.blogspot.co.id/2011/01/model-model-desain-pembelajaran.html(diakses pada ‎26 ‎Maret ‎2016, ‏‎9:45:21)

Nardi. (2010). Desain pembelajaran dan proses. http://nardibinjai.blogspot.co.id/2010/04/desain-pembelajaran-dan-proses.html(diakses pada ‎‎02 ‎April ‎2016, ‏‎20:32:24)

Purwaji. (2012). Desain pembelajaran model hanaffin and peck. http://purwajismk1ktb.blogspot.co.id/2012/12/desain-pembelajaran-model-hanaffin-and.html‎(diakses pada ‎26 ‎Maret ‎2016, ‏‎8:32:54)

Matahari sebagai Bintang

BAB II

PEMBAHASAN

2.1       Struktur Matahari sebagai Bintang

Bintang adalah benda angkasa yang mempunyai cahaya sendiri dan gas pijar. Kekuatan cahaya bintang ditentukan berdasarkan magnitude (tingkat terang). Matahari disebut bintang karena matahari mampu menghasilkan dan memancarkan cahaya sendiri melalui reaksi fusi nuklir. Matahari merupakan bintang terdekat dengan bumi yang menjadi pusat dari tata surya, sehingga matahari mampu “manarik dan mengatur” anggota tata surya lainnya. Cahaya matahari dibandingkan bintang yang lain terasa lebih cemerlang. Hal itulah yang menyebabkan pada waktu siang hari kita tidak dapat melihat bintang selain matahari.

Matahari adalah bintang terdekat dengan Bumi dengan jarak rata-rata 149.680.000 kilometer (93.026.724 mil). Matahari serta kedelapan buah planet (yang sudah diketahui/ditemukan oleh manusia) membentuk Tata Surya. Matahari dikategorikan sebagai bintang kecil jenis G.

Matahari adalah suatu bola gas yang pijar dan ternyata tidak berbentuk bulat betul. Matahari mempunyai katulistiwa dan kutub karena gerak rotasinya. Garis tengah ekuatorialnya 864.000 mil, sedangkan garis tengah antar kutubnya 43 mil lebih pendek. Matahari merupakan anggota Tata Surya yang paling besar, karena 98% massa Tata Surya terkumpul pada matahari.

Di samping sebagai pusat peredaran, matahari juga merupakan pusat sumber tenaga di lingkungan tata surya. Matahari terdiri dari inti dan tiga lapisan kulit, masing-masing fotosfer, kromosfer dan korona. Untuk terus bersinar, matahari, yang terdiri dari gas panas menukar zat hidrogen dengan zat helium melalui reaksi fusi nuklir pada kadar 600 juta ton, dengan itu kehilangan empat juta ton massa setiap saat.

Matahari dipercayai terbentuk pada 4,6 miliar tahun lalu. Kepadatan massa matahari adalah 1,41 berbanding massa air. Jumlah tenaga matahari yang sampai ke permukaan Bumi yang dikenali sebagai konstan surya menyamai 1.370 watt per meter persegi setiap saat. Matahari sebagai pusat Tata Surya merupakan bintang generasi kedua. Material dari matahari terbentuk dari ledakan bintang generasi pertama seperti yang diyakini oleh ilmuwan, bahwasanya alam semesta ini terbentuk oleh ledakan big bang sekitar 14.000 juta tahun lalu.

Matahari memancarkan energi dalam bentuk cahaya ke segala arah. Energi yang dipancarkan tersebut, hanya sebagian kecil yang sampai di bumi. Namun sejumlah energi yang kecil tersebut sudah cukup sebagai sumber energi di bumi. Berdasarkan hasil penelitian, setiap 1 cm² atmosfir bumi rata-rata menerima energi matahari sebesar 2 kalori setiap menit (8,4 joule/menit). Nilai 2 kalori per menit ini selanjutnya disebut konstanta matahari. Berdasarkan penelitian diperoleh bahwa matahari merupakan bola gas yang sangat panas. Bola gas tersebut terdiri atas 70 % gas hidrogen, 25 % gas helium, dan 5 % unsur-unsur lain seperti gas oksigen, karbon, neon, besi, nitrogen, silikon, magnesium, nikel, dan belerang (sulfur).

Wujud matahari adalah bola gas berpijar yang sangat besar. Berpijarnya bola gas tersebut disebabkan oleh adanya reaksi fusi di bagian inti matahari. Oleh karena itu. inti matahari mempunyai suhu yang paling tinggi dibandingkan bagian-bagian yang lain. Berdasarkan letaknya, susunan lapisan matahari dapat dibedakan menjadi empat macam. Lapisan-lapisan tersebut mulai dari yang terdalam berturut-turut adalah lapisan inti, fotosfer, kromosfer, dan korona.

• Inti.

Inti merupakan bagian yang paling dalam dari matahari. Suhu di lapisan ini diperkirakan mencapai l6 juta oC. Oleh karena itu, di lapisan inilah reaksi fusi dapat berlangsung. Energi hasil reaksi fusi dipancarkan ke luar secara radiasi.

• Fotosfer (Lapisan Cahaya)

Fotosfer merupakan permukaan matahari yang tebalnya kurang lebih 350 km. Lapisan inilah yang memancarkan cahaya sangat kuat. Oleh karena itu. fotosfer juga disebut lapisan cahaya. Suhu di fotosfer diperkirakan rata-rata 6.000 ^oC. Pada suhu tersebut, suatu benda memancarkan cahaya berwarna kuning. Hal ini sesuai dengan cahaya matahari yang berwarna kekuning-kuningan.

• Kromosfer.

Kromosfer merupakan lapisan gas dli atas fotoser yang tebalnya sekitar l6.000 km. Oleh karena itu, kromosfer sering disebut lapisan atmosfer matahari. Di lapisan bawah (dekat fotosfer). suhu kromosfer diperkirakan sekitar 4.000 ^oC. Makin ke atas. suhu kromosfer makin tinggi. Pada lapisan yang paling atas.,suhu kromosfcr diperkirakan mencapai 10.000 ^oC. Kromosfer.hanya dapat dilihat pada saat terjadi gerhana matahari total. Pada saat itu. Kromosfer tampak seperti gelang atau cincin yang berwarna merah.

• Korona.

Korona mempakan lapisan matahari yang paling luar. lapisan ini juga sering disebut lapisan atmosfer matahari bagian luar. Korona juga merupakan lapisan gas yang sangat tipis. Gas tersebut sering tampak seperti mahkota putih cemerlang yang mengelilingi rnatahari. Oleh karena itu, lapisan gas tersebut disebut korona, artinya mahkota. Karena merupakan lapisan gas tipis. bentuk korona selalu berubah-ubah. Tebal korona diperkirakan mencapai 2,5 juta km. Adapun suhunya diperkirakan mencapai 1 juta ^oC Korona dapat diamati setiap saat dengan teleskop. Teleskop yang digunakan untuk mengamati korona disebut koronagraf.

2.2       Asal Usul Bintang

            Setiap tahun, bintang-bintang terbentuk di dalam nebula yang sekaligus merupakan bahan bakarnya. Melalui reaksi nuklir yang luar biasa, bintang mengkonsumsi miliaran ton bahan bakar setiap detik. Cadangan hidrogen matahari sangat besar sekitar 2000 miliar miliar ton sehingga reaksi nuklir yang telah terjadi sejak 5 miliar tahun yang lalu tetap beranjt selama itu juga.  

            Bintang terlahir di dalam awan hidrogen dan debu yang sangat besar yang disebut nebula. Ledakan sebuah atau beberapa bintang disekitarnya memengaruhi nebula, dan grafitasi mulai yang memegang. Awan lambat laun berkontraksi di bawah pengaruh gravitasi, dan materi akan menggumpal secara alami. Awan mulai berotasi dan temperaturnya meningkat. Embrio bintang (protostar) terbentuk. Tak lama kemudian reaksi nuklir terjadi. Protostar membutuhkan waktu 10 miliar tahun untuk kemudian menjadi sebuah bintang yang akan bersinar sampai seluruh cadngan hidrosfer yang dimilikinya berubah menjadi helium.

            Jika protostar tidak memiliki cukup massa untuk membangkitkan reaksi nuklir, ia akan menjadi katai cokelat. Protostar dengan massa yang cukup akan memicu proses fusi termonuklir dan mengawali kehidupan dewasanya sebagai bintang deret utama. Ini seperti Matahari kita saat ini. Setelah 10 milir tahun, bintang tersebut akan berubah menjadi raksasa merah dengan diameter 100 diameter Matahari dan ratusan kali lebih terang. Lambat laun, lapisan bagian luar raksasa merah terlontar ke angkasa dan membentuk planetari nebula selama 1 miliar tahun. Kemudian, inti bintang akan terus berkontraksi hingga menjadi seukuran bumi dan menjadi katai putih, objek dengan kerapatan luar biasa. Jika katai putih memiliki bintang pasangan, akan menarik materialnya dan akan menjadi nova 1 yang sangat terang. Bintang akan meredup terus hingga tidak bersinar kembali. Setelah beberapa miliar tahun akan menjadi bintang mati, katai gelap.

Nova

            Katai putih yang berubah menjadi sebuah bintang yang sangat terang secara tiba – tiba disebut sebagai “bintang baru”. Diperkirakan terdapat puluhan nova yang terbentuk setiap tahunnya di Galaksi Bimasakti. Proses yang menyebabkan terjadinya nova dapat terjadi ketika sebuah bintang katai putih dekat dengan bintang lainnya. Katai putih terkadang mengisap materi bintang pasangannya. Materi tersebut berakumulasi di sekitar permukaannya dan membentuk sebuah cakram akresi. Peningkatan temperatur, menyebabkan ledakan besar. Nova tampak terang di langit. Dalam satu tahun, “bintang baru” tersebut memancarkan energy lebih banyak dari yang dipancarkan Matahari selama satu juta tahun. 

2.3       Jarak Bintang

            Bintang yang terdekat dari kita setelah matahari (jarak 150.000.000 km) adalah bintang Proksima Centauri yang berjarak 40.000.000 km. Begitu banyaknya angka yang harus ditulis membuat astronom menggunakan satuan lain untuk menyatakan jarak bintang. Dengan mengetahui bahwa dalam 1 detik cahaya bergerak melintasi 300.000 km, maka astronom mendefinisikan satuan cahaya (1 tahun cahaya = 9,46 x 10¹² km) sebagai acuan jarak bintang. Dengan demikian, cahaya membutuhkan waktu sekitar 500 detik untuk sampai ke bumi dari matahari, dan 4,3 tahun dari bintang Proksima Centauri. Dengan kata lain jarak bumi-Proksima Centauri adalah 4,3 tahun cahaya.

            Penentuan jarak bintang baru dapat dilakukan pada abad ke-19, dan dikenal dengan nama cara paralaks trigonometri. Akibat gerak edar bumi mengelilingi matahari, maka bintang yang dekat akan terlihat bergeser letaknya relative terhadap bintang-bintang yang lebih jauh. Bintang tersebut seolah bergerak menempuh lintasan berbentuk elips yang sebenarnya merupakan pencerminan gerak bumi. Jika sudut p adalah bentangan sudut yang dibentuk antara posisi bintang saat tertentu relative pada saat acuan, maka dari trigonometri sederhana dapat dirumuskan sebagai p = α_o/α dengan α_o adalah jarak matahari bumi, dan α adalah jarak bumi ke bintang. Karena p sudut yang kecil. Maka jika dinyatakan dalam radian dapat dituliskan sin p = α_o /α.

            Sebagai ilustrasi, bintang 61 Cygni (di rasi Cygnus) diukur paralaksnya 0,3 detik busur, maka dengan rumus di atas dengan mudah dapat dihitung jaraknya 10¹⁴ km. Astronom kerapkali menggunakan satuan jarak parsek, yang didefinisikan sebagai jarak bintang yang paralaksnya 1 detik busur. Hubungan yang diperoleh adalah 1 parsek = 3,26 tahun cahaya.

Tabel : Bintang-bintang yang terdekat dengan matahari yang sudah ditentukan paralaksnya

Bintang	Paralak s (“)	Jarak (pc)	Jarak (ly)
Proxima Centauri	0,76	1,31	4,27
Alpha Centauri	0,74	1,35	4,40
Barnard	0,55	1,81	5,90
Wolf 359	0,43	2,35	7,66
Lalande 21185	0,40	2,52	8,22
Sirius	0,38	2,65	8,64

2.4       Gerak Bintang

Bintang tidak diam, tetapi bergerak di ruang angkasa. Pergerakan bintang ini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihat

bintang seolah-olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang.

Bila diamati, bintang selalu bergerak di langit malam, baik itu tiap jam maupun tiap hari akibat pergerakan bumi relatif terhadap bintang (rotasi dan revolusi bumi). Walaupun begitu, bintang sebenarnya benar-benar bergerak karena mengitari pusat galaksi, namun pergerakannya itu sangat kecil sehingga hanya dapat dilihat dalam pengamatan berabad-abad. Gerak semacam inilah yang disebut gerak sejati bintang. Gerak sejati biasanya diberi symbol dengan µ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun. Bintang yang gerak sejatinya terbesar adalah bintang Barnard dengan µ  = 10”,25 per tahun (dalam waktu 180 tahun bintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama).

Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu:

1. Kecepatan radial                     : kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat (sejajar garis pandang).
2. Kecepatan tangensial              : kecepatan bintang bergerak di bola langit (pada bidang pandang).

Sedangkan kecepatan total adalah kecepatan gerak sejati bintang yang sebenarnya (semua komponen).

KECEPATAN RADIAL

Kecepatan radial, seperti telah dijelaskan sebelumnya, adalah kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat. Kecepatan ini biasanya cukup besar, sehingga terjadi peristiwa pergeseran panjang gelombang. Kecepatan radial bintang dapat diukur dengan metode Efek Doppler.

atau dengan pendekatan untuk v_r<<c dapat digunakan versi nonrelativistik yaitu:

Kebanyakan gerak bintang-bintang yang dapat diaamati geraknya memiliki kelajuan yang jauh di bawah kelajuan cahaya, sehinggi kita gunakan saja persamaan yang kedua. Penting untuk mengetahui kecepatan bintang dan galaksi umumnya dinyatakan dalam km/s.

KECEPATAN TANGENSIAL

Kecepatan tangensial adalah kecepatan gerak bintang pada bola langit. Misalkan pada suatu tahun, bintang tersebut berada pada α,δ sekian, namun pada tahun berikutnya posisinya berubah. Perubahan koordinat dalam tiap tahun ini disebut proper motion (μ) yang merupakan kecepatan sudut bintang (perubahan sudut per perubahan waktu). Kecepatan liniernya dinyatakan dalam satuan kilometer per detik. Kecepatan linier inilah yang dikatakan kecepatan tangensial, yang dapat dicari dengan menggunakan rumus keliling lingkaran. Misal perubahan posisi bintang dari x ke x’, yaitu sebesar  μ (detik busur) setiap tahunnya.

Perhatikan gambar gerak tangensial bintang :

d (parsec) dan μ (“)

kita juga memiliki hubungan d = 1/p untuk d dalam parsec dan p dalam detik busur

Keliling = 360 º = 1296000”

Keliling = 2πd = 2π/p

dan mengingat definisi kecepatan sudut, v = ω d, maka:

KECEPATAN TOTAL

Di atas kita telah membahas kecepatan bintang dalam arah radial dan tangensial, sekarang kita akan mencari kecepatan total bintang, v. Karena arah sumbu radial dan tangensial tegak lurus, maka dengan mudah kita dapat menyelesaikannya menggunakan dalil Pythagoras atau trigonometri. Ingatlah sudut yang dibentuk antara sumbu radial dan vektor kecepatan bintang disebut sudut β.

Gambar : diagram kecepatan total

v² = v_r² + v_t²

v_r = v cos β

v_t = v sin β

2.5       Magnitudo Bintang

            Bintang merupakan benda langit  yang amat besar. Jika kita amati secara seksama, maka warna bintang di langit berbeda – beda, ada yang kekuning – kuningan, merah, dan biru. Dapat kita simpulkan ( dengan hokum Wien pada fisika radiasi, dimana λ_maks T = konstan ) bahwa bintang yang biru memiliki suhu tinggi, sedang yang bersuhu rendah berwarna merah. Jadi, dengan mengamati warna bintang astronom dapat mengukur suhu bintang tersebut. Pada kenyataannya diperlukan alat ukur yang sangat teliti untuk keperluan pengukuran warna bintang.

            Kalau diperhatikan, maka jelas kita memiliki kesan ada bintang yang terang dan ada yang lemah cahayanya. Hipparchus (100 SM) mencoba secara kuantitatif memberikan skala terang bintang dalam konsep magnitude, yang dalam versi modernnya digambarkan sebagai berikut. Ua bintang yang salah satunya lebih terang 100 kali memiliki magnitude 5 kali lebih kecil, atau dengan kata lain, jika E₁  adalah fluks enegi bintang 1 dan E₂ adalah fluks enegi bintang 2. m₁ adalah magnitude bintang 1, m₂ adalah magnitude bintang 2, maka dapat dirumuskan:

m₁ – m_{2 =} -2,5 log(E₂/E₁)

            Terang bintang yang diukur di bumi hanyalah terang semu (magnitude nisbi), yaitu terang yang kita lihat , bukan terang sebenarnya. Ada bintang yang sebenarnya sangat terang, tetapi karena begitu jauhnya maka tampak redup. Sebaliknya ada bintang yang sebenarnya tidak terlalu terang, tetapi karena dekat, jadi tampak berkilau. Untuk mengetahui keadaan intrinsik suatu bintang, astronom perlu mengetahui terang sebenarnya (terang mutlak) bintang, yakni magnitude mutlak. Magnitude mutlak suatu bintang adalah terang bintang dalam magnitude jika diamati dari jarak 32,6 tahun cahaya atau 10 parsek (pc), dan dirumuskan:

m – M = -5+5log d(pc)

dengan m magnitude semu (nisbi), M  magnitude mutlak, dan d(pc) adalah jarak bintang dalam satuan parsek. Oleh karena itu, jarak sebuah bintang merupakan informasi yang amat penting dalam astronomi.

            Dari pembicaraan mengenai matahari diungkapkan bahwa gelombang elektromagnetik yang dipancarkan sebagai cahaya polikromatik dapat diuraikan ke dalam warna – warna. Uraian cahaya inilah yangn disebut spectrum. Dengan hokum Kirchoff untuk spectrum kontinu (malar), emisi dan absorbs, maka dasar spektroskopi(ilmu penelaahan spectrum cahaya) dibentuk.

            Bila spectrum berbagai bintang diamati, terlihat pola garis spektrumnya berbeda – beda. Astronom mengelompokkan spectrum bintang berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. Klasifikasi spectrum bintang dalam astronomi modern dinyatakan dengan symbol – symbol kelas spectrum O, B, A, F, G, K, dan M. Untuk memudahkan mengingat urutan klasifikasi spectrum bintang tersebut dibuat jembatan keledai sebagai berikut: “Oh Be A Fine Girl (Cuy) Kiss Me” Awalnya perbedaan pola spectrum bintang diduga arena perbedaan komposisi kimiawi bintang, tetapi ternyata teori struktur dan angkasa bintang modern menunjukkan bahwa penyebab utamanya adalah perbedaan suhu bintang. Unsur dasar yang paling dominan dalam tubuh bintang adalah hydrogen, diikuti oleh Helium dan dengan fraksi kecil sekali unsur – unsur atom berat.

Tabel Klasfikasi Spektrum Bintang

Kelas spectrum	Suhu	Warna
O	>  25.000 K	Biru
B	11.000 – 25.000 K	Biru
A	7.500 – 11.000 K	Biru
F	6.000 – 7.500 K	Biru keputih – putihan
G	5.000 – 6.000 K	Putih kekuning – kuningan
K	3.500 – 5.000 K	Jingga kemerah – merahan
M	< 3.500 K	Merah

BAB III

PENUTUP

KESIMPULAN

Berdasarkan hasil dan pembahasan pada bab sebelumnya, dapat diperoleh kesimpulan sebagai berikut:

1.      Bintang adalah benda angkasa yang mempunyai cahaya sendiri dan gas pijar.

2.      Matahari terdiri dari adalah lapisan inti, fotosfer, kromosfer, dan korona.

3.      Bintang terlahir di dalam awan hidrogen dan debu yang sangat besar yang disebut nebula.

4.      Bintang yang terdekat dari kita setelah matahari (jarak 150.000.000 km) adalah bintang Proksima Centauri yang berjarak 40.000.000 km.

5.      Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu kecepatan radial dan kecepatan tangensial.

6.      Terang suatu bintang dalam astronomi dinyatakan dalam satuan magnitudoBAB II

PEMBAHASAN

2.1       Struktur Matahari sebagai Bintang

Bintang adalah benda angkasa yang mempunyai cahaya sendiri dan gas pijar. Kekuatan cahaya bintang ditentukan berdasarkan magnitude (tingkat terang). Matahari disebut bintang karena matahari mampu menghasilkan dan memancarkan cahaya sendiri melalui reaksi fusi nuklir. Matahari merupakan bintang terdekat dengan bumi yang menjadi pusat dari tata surya, sehingga matahari mampu “manarik dan mengatur” anggota tata surya lainnya. Cahaya matahari dibandingkan bintang yang lain terasa lebih cemerlang. Hal itulah yang menyebabkan pada waktu siang hari kita tidak dapat melihat bintang selain matahari.

Matahari adalah bintang terdekat dengan Bumi dengan jarak rata-rata 149.680.000 kilometer (93.026.724 mil). Matahari serta kedelapan buah planet (yang sudah diketahui/ditemukan oleh manusia) membentuk Tata Surya. Matahari dikategorikan sebagai bintang kecil jenis G.

Matahari adalah suatu bola gas yang pijar dan ternyata tidak berbentuk bulat betul. Matahari mempunyai katulistiwa dan kutub karena gerak rotasinya. Garis tengah ekuatorialnya 864.000 mil, sedangkan garis tengah antar kutubnya 43 mil lebih pendek. Matahari merupakan anggota Tata Surya yang paling besar, karena 98% massa Tata Surya terkumpul pada matahari.

Di samping sebagai pusat peredaran, matahari juga merupakan pusat sumber tenaga di lingkungan tata surya. Matahari terdiri dari inti dan tiga lapisan kulit, masing-masing fotosfer, kromosfer dan korona. Untuk terus bersinar, matahari, yang terdiri dari gas panas menukar zat hidrogen dengan zat helium melalui reaksi fusi nuklir pada kadar 600 juta ton, dengan itu kehilangan empat juta ton massa setiap saat.

Matahari dipercayai terbentuk pada 4,6 miliar tahun lalu. Kepadatan massa matahari adalah 1,41 berbanding massa air. Jumlah tenaga matahari yang sampai ke permukaan Bumi yang dikenali sebagai konstan surya menyamai 1.370 watt per meter persegi setiap saat. Matahari sebagai pusat Tata Surya merupakan bintang generasi kedua. Material dari matahari terbentuk dari ledakan bintang generasi pertama seperti yang diyakini oleh ilmuwan, bahwasanya alam semesta ini terbentuk oleh ledakan big bang sekitar 14.000 juta tahun lalu.

Matahari memancarkan energi dalam bentuk cahaya ke segala arah. Energi yang dipancarkan tersebut, hanya sebagian kecil yang sampai di bumi. Namun sejumlah energi yang kecil tersebut sudah cukup sebagai sumber energi di bumi. Berdasarkan hasil penelitian, setiap 1 cm² atmosfir bumi rata-rata menerima energi matahari sebesar 2 kalori setiap menit (8,4 joule/menit). Nilai 2 kalori per menit ini selanjutnya disebut konstanta matahari. Berdasarkan penelitian diperoleh bahwa matahari merupakan bola gas yang sangat panas. Bola gas tersebut terdiri atas 70 % gas hidrogen, 25 % gas helium, dan 5 % unsur-unsur lain seperti gas oksigen, karbon, neon, besi, nitrogen, silikon, magnesium, nikel, dan belerang (sulfur).

Wujud matahari adalah bola gas berpijar yang sangat besar. Berpijarnya bola gas tersebut disebabkan oleh adanya reaksi fusi di bagian inti matahari. Oleh karena itu. inti matahari mempunyai suhu yang paling tinggi dibandingkan bagian-bagian yang lain. Berdasarkan letaknya, susunan lapisan matahari dapat dibedakan menjadi empat macam. Lapisan-lapisan tersebut mulai dari yang terdalam berturut-turut adalah lapisan inti, fotosfer, kromosfer, dan korona.

• Inti.

Inti merupakan bagian yang paling dalam dari matahari. Suhu di lapisan ini diperkirakan mencapai l6 juta oC. Oleh karena itu, di lapisan inilah reaksi fusi dapat berlangsung. Energi hasil reaksi fusi dipancarkan ke luar secara radiasi.

• Fotosfer (Lapisan Cahaya)

Fotosfer merupakan permukaan matahari yang tebalnya kurang lebih 350 km. Lapisan inilah yang memancarkan cahaya sangat kuat. Oleh karena itu. fotosfer juga disebut lapisan cahaya. Suhu di fotosfer diperkirakan rata-rata 6.000 ^oC. Pada suhu tersebut, suatu benda memancarkan cahaya berwarna kuning. Hal ini sesuai dengan cahaya matahari yang berwarna kekuning-kuningan.

• Kromosfer.

Kromosfer merupakan lapisan gas dli atas fotoser yang tebalnya sekitar l6.000 km. Oleh karena itu, kromosfer sering disebut lapisan atmosfer matahari. Di lapisan bawah (dekat fotosfer). suhu kromosfer diperkirakan sekitar 4.000 ^oC. Makin ke atas. suhu kromosfer makin tinggi. Pada lapisan yang paling atas.,suhu kromosfcr diperkirakan mencapai 10.000 ^oC. Kromosfer.hanya dapat dilihat pada saat terjadi gerhana matahari total. Pada saat itu. Kromosfer tampak seperti gelang atau cincin yang berwarna merah.

• Korona.

Korona mempakan lapisan matahari yang paling luar. lapisan ini juga sering disebut lapisan atmosfer matahari bagian luar. Korona juga merupakan lapisan gas yang sangat tipis. Gas tersebut sering tampak seperti mahkota putih cemerlang yang mengelilingi rnatahari. Oleh karena itu, lapisan gas tersebut disebut korona, artinya mahkota. Karena merupakan lapisan gas tipis. bentuk korona selalu berubah-ubah. Tebal korona diperkirakan mencapai 2,5 juta km. Adapun suhunya diperkirakan mencapai 1 juta ^oC Korona dapat diamati setiap saat dengan teleskop. Teleskop yang digunakan untuk mengamati korona disebut koronagraf.

2.2       Asal Usul Bintang

            Setiap tahun, bintang-bintang terbentuk di dalam nebula yang sekaligus merupakan bahan bakarnya. Melalui reaksi nuklir yang luar biasa, bintang mengkonsumsi miliaran ton bahan bakar setiap detik. Cadangan hidrogen matahari sangat besar sekitar 2000 miliar miliar ton sehingga reaksi nuklir yang telah terjadi sejak 5 miliar tahun yang lalu tetap beranjt selama itu juga.  

            Bintang terlahir di dalam awan hidrogen dan debu yang sangat besar yang disebut nebula. Ledakan sebuah atau beberapa bintang disekitarnya memengaruhi nebula, dan grafitasi mulai yang memegang. Awan lambat laun berkontraksi di bawah pengaruh gravitasi, dan materi akan menggumpal secara alami. Awan mulai berotasi dan temperaturnya meningkat. Embrio bintang (protostar) terbentuk. Tak lama kemudian reaksi nuklir terjadi. Protostar membutuhkan waktu 10 miliar tahun untuk kemudian menjadi sebuah bintang yang akan bersinar sampai seluruh cadngan hidrosfer yang dimilikinya berubah menjadi helium.

            Jika protostar tidak memiliki cukup massa untuk membangkitkan reaksi nuklir, ia akan menjadi katai cokelat. Protostar dengan massa yang cukup akan memicu proses fusi termonuklir dan mengawali kehidupan dewasanya sebagai bintang deret utama. Ini seperti Matahari kita saat ini. Setelah 10 milir tahun, bintang tersebut akan berubah menjadi raksasa merah dengan diameter 100 diameter Matahari dan ratusan kali lebih terang. Lambat laun, lapisan bagian luar raksasa merah terlontar ke angkasa dan membentuk planetari nebula selama 1 miliar tahun. Kemudian, inti bintang akan terus berkontraksi hingga menjadi seukuran bumi dan menjadi katai putih, objek dengan kerapatan luar biasa. Jika katai putih memiliki bintang pasangan, akan menarik materialnya dan akan menjadi nova 1 yang sangat terang. Bintang akan meredup terus hingga tidak bersinar kembali. Setelah beberapa miliar tahun akan menjadi bintang mati, katai gelap.

Nova

            Katai putih yang berubah menjadi sebuah bintang yang sangat terang secara tiba – tiba disebut sebagai “bintang baru”. Diperkirakan terdapat puluhan nova yang terbentuk setiap tahunnya di Galaksi Bimasakti. Proses yang menyebabkan terjadinya nova dapat terjadi ketika sebuah bintang katai putih dekat dengan bintang lainnya. Katai putih terkadang mengisap materi bintang pasangannya. Materi tersebut berakumulasi di sekitar permukaannya dan membentuk sebuah cakram akresi. Peningkatan temperatur, menyebabkan ledakan besar. Nova tampak terang di langit. Dalam satu tahun, “bintang baru” tersebut memancarkan energy lebih banyak dari yang dipancarkan Matahari selama satu juta tahun. 

2.3       Jarak Bintang

            Bintang yang terdekat dari kita setelah matahari (jarak 150.000.000 km) adalah bintang Proksima Centauri yang berjarak 40.000.000 km. Begitu banyaknya angka yang harus ditulis membuat astronom menggunakan satuan lain untuk menyatakan jarak bintang. Dengan mengetahui bahwa dalam 1 detik cahaya bergerak melintasi 300.000 km, maka astronom mendefinisikan satuan cahaya (1 tahun cahaya = 9,46 x 10¹² km) sebagai acuan jarak bintang. Dengan demikian, cahaya membutuhkan waktu sekitar 500 detik untuk sampai ke bumi dari matahari, dan 4,3 tahun dari bintang Proksima Centauri. Dengan kata lain jarak bumi-Proksima Centauri adalah 4,3 tahun cahaya.

            Penentuan jarak bintang baru dapat dilakukan pada abad ke-19, dan dikenal dengan nama cara paralaks trigonometri. Akibat gerak edar bumi mengelilingi matahari, maka bintang yang dekat akan terlihat bergeser letaknya relative terhadap bintang-bintang yang lebih jauh. Bintang tersebut seolah bergerak menempuh lintasan berbentuk elips yang sebenarnya merupakan pencerminan gerak bumi. Jika sudut p adalah bentangan sudut yang dibentuk antara posisi bintang saat tertentu relative pada saat acuan, maka dari trigonometri sederhana dapat dirumuskan sebagai p = α_o/α dengan α_o adalah jarak matahari bumi, dan α adalah jarak bumi ke bintang. Karena p sudut yang kecil. Maka jika dinyatakan dalam radian dapat dituliskan sin p = α_o /α.

            Sebagai ilustrasi, bintang 61 Cygni (di rasi Cygnus) diukur paralaksnya 0,3 detik busur, maka dengan rumus di atas dengan mudah dapat dihitung jaraknya 10¹⁴ km. Astronom kerapkali menggunakan satuan jarak parsek, yang didefinisikan sebagai jarak bintang yang paralaksnya 1 detik busur. Hubungan yang diperoleh adalah 1 parsek = 3,26 tahun cahaya.

Tabel : Bintang-bintang yang terdekat dengan matahari yang sudah ditentukan paralaksnya

Bintang	Paralak s (“)	Jarak (pc)	Jarak (ly)
Proxima Centauri	0,76	1,31	4,27
Alpha Centauri	0,74	1,35	4,40
Barnard	0,55	1,81	5,90
Wolf 359	0,43	2,35	7,66
Lalande 21185	0,40	2,52	8,22
Sirius	0,38	2,65	8,64

2.4       Gerak Bintang

Bintang tidak diam, tetapi bergerak di ruang angkasa. Pergerakan bintang ini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihat

bintang seolah-olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang.

Bila diamati, bintang selalu bergerak di langit malam, baik itu tiap jam maupun tiap hari akibat pergerakan bumi relatif terhadap bintang (rotasi dan revolusi bumi). Walaupun begitu, bintang sebenarnya benar-benar bergerak karena mengitari pusat galaksi, namun pergerakannya itu sangat kecil sehingga hanya dapat dilihat dalam pengamatan berabad-abad. Gerak semacam inilah yang disebut gerak sejati bintang. Gerak sejati biasanya diberi symbol dengan µ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun. Bintang yang gerak sejatinya terbesar adalah bintang Barnard dengan µ  = 10”,25 per tahun (dalam waktu 180 tahun bintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama).

Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu:

1. Kecepatan radial                     : kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat (sejajar garis pandang).
2. Kecepatan tangensial              : kecepatan bintang bergerak di bola langit (pada bidang pandang).

Sedangkan kecepatan total adalah kecepatan gerak sejati bintang yang sebenarnya (semua komponen).

KECEPATAN RADIAL

Kecepatan radial, seperti telah dijelaskan sebelumnya, adalah kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat. Kecepatan ini biasanya cukup besar, sehingga terjadi peristiwa pergeseran panjang gelombang. Kecepatan radial bintang dapat diukur dengan metode Efek Doppler.

atau dengan pendekatan untuk v_r<<c dapat digunakan versi nonrelativistik yaitu:

Kebanyakan gerak bintang-bintang yang dapat diaamati geraknya memiliki kelajuan yang jauh di bawah kelajuan cahaya, sehinggi kita gunakan saja persamaan yang kedua. Penting untuk mengetahui kecepatan bintang dan galaksi umumnya dinyatakan dalam km/s.

KECEPATAN TANGENSIAL

Kecepatan tangensial adalah kecepatan gerak bintang pada bola langit. Misalkan pada suatu tahun, bintang tersebut berada pada α,δ sekian, namun pada tahun berikutnya posisinya berubah. Perubahan koordinat dalam tiap tahun ini disebut proper motion (μ) yang merupakan kecepatan sudut bintang (perubahan sudut per perubahan waktu). Kecepatan liniernya dinyatakan dalam satuan kilometer per detik. Kecepatan linier inilah yang dikatakan kecepatan tangensial, yang dapat dicari dengan menggunakan rumus keliling lingkaran. Misal perubahan posisi bintang dari x ke x’, yaitu sebesar  μ (detik busur) setiap tahunnya.

Perhatikan gambar gerak tangensial bintang :

d (parsec) dan μ (“)

kita juga memiliki hubungan d = 1/p untuk d dalam parsec dan p dalam detik busur

Keliling = 360 º = 1296000”

Keliling = 2πd = 2π/p

dan mengingat definisi kecepatan sudut, v = ω d, maka:

KECEPATAN TOTAL

Di atas kita telah membahas kecepatan bintang dalam arah radial dan tangensial, sekarang kita akan mencari kecepatan total bintang, v. Karena arah sumbu radial dan tangensial tegak lurus, maka dengan mudah kita dapat menyelesaikannya menggunakan dalil Pythagoras atau trigonometri. Ingatlah sudut yang dibentuk antara sumbu radial dan vektor kecepatan bintang disebut sudut β.

Gambar : diagram kecepatan total

v² = v_r² + v_t²

v_r = v cos β

v_t = v sin β

2.5       Magnitudo Bintang

            Bintang merupakan benda langit  yang amat besar. Jika kita amati secara seksama, maka warna bintang di langit berbeda – beda, ada yang kekuning – kuningan, merah, dan biru. Dapat kita simpulkan ( dengan hokum Wien pada fisika radiasi, dimana λ_maks T = konstan ) bahwa bintang yang biru memiliki suhu tinggi, sedang yang bersuhu rendah berwarna merah. Jadi, dengan mengamati warna bintang astronom dapat mengukur suhu bintang tersebut. Pada kenyataannya diperlukan alat ukur yang sangat teliti untuk keperluan pengukuran warna bintang.

            Kalau diperhatikan, maka jelas kita memiliki kesan ada bintang yang terang dan ada yang lemah cahayanya. Hipparchus (100 SM) mencoba secara kuantitatif memberikan skala terang bintang dalam konsep magnitude, yang dalam versi modernnya digambarkan sebagai berikut. Ua bintang yang salah satunya lebih terang 100 kali memiliki magnitude 5 kali lebih kecil, atau dengan kata lain, jika E₁  adalah fluks enegi bintang 1 dan E₂ adalah fluks enegi bintang 2. m₁ adalah magnitude bintang 1, m₂ adalah magnitude bintang 2, maka dapat dirumuskan:

m₁ – m_{2 =} -2,5 log(E₂/E₁)

            Terang bintang yang diukur di bumi hanyalah terang semu (magnitude nisbi), yaitu terang yang kita lihat , bukan terang sebenarnya. Ada bintang yang sebenarnya sangat terang, tetapi karena begitu jauhnya maka tampak redup. Sebaliknya ada bintang yang sebenarnya tidak terlalu terang, tetapi karena dekat, jadi tampak berkilau. Untuk mengetahui keadaan intrinsik suatu bintang, astronom perlu mengetahui terang sebenarnya (terang mutlak) bintang, yakni magnitude mutlak. Magnitude mutlak suatu bintang adalah terang bintang dalam magnitude jika diamati dari jarak 32,6 tahun cahaya atau 10 parsek (pc), dan dirumuskan:

m – M = -5+5log d(pc)

dengan m magnitude semu (nisbi), M  magnitude mutlak, dan d(pc) adalah jarak bintang dalam satuan parsek. Oleh karena itu, jarak sebuah bintang merupakan informasi yang amat penting dalam astronomi.

            Dari pembicaraan mengenai matahari diungkapkan bahwa gelombang elektromagnetik yang dipancarkan sebagai cahaya polikromatik dapat diuraikan ke dalam warna – warna. Uraian cahaya inilah yangn disebut spectrum. Dengan hokum Kirchoff untuk spectrum kontinu (malar), emisi dan absorbs, maka dasar spektroskopi(ilmu penelaahan spectrum cahaya) dibentuk.

            Bila spectrum berbagai bintang diamati, terlihat pola garis spektrumnya berbeda – beda. Astronom mengelompokkan spectrum bintang berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. Klasifikasi spectrum bintang dalam astronomi modern dinyatakan dengan symbol – symbol kelas spectrum O, B, A, F, G, K, dan M. Untuk memudahkan mengingat urutan klasifikasi spectrum bintang tersebut dibuat jembatan keledai sebagai berikut: “Oh Be A Fine Girl (Cuy) Kiss Me” Awalnya perbedaan pola spectrum bintang diduga arena perbedaan komposisi kimiawi bintang, tetapi ternyata teori struktur dan angkasa bintang modern menunjukkan bahwa penyebab utamanya adalah perbedaan suhu bintang. Unsur dasar yang paling dominan dalam tubuh bintang adalah hydrogen, diikuti oleh Helium dan dengan fraksi kecil sekali unsur – unsur atom berat.

Tabel Klasfikasi Spektrum Bintang

Kelas spectrum	Suhu	Warna
O	>  25.000 K	Biru
B	11.000 – 25.000 K	Biru
A	7.500 – 11.000 K	Biru
F	6.000 – 7.500 K	Biru keputih – putihan
G	5.000 – 6.000 K	Putih kekuning – kuningan
K	3.500 – 5.000 K	Jingga kemerah – merahan
M	< 3.500 K	Merah

BAB III

PENUTUP

KESIMPULAN

Berdasarkan hasil dan pembahasan pada bab sebelumnya, dapat diperoleh kesimpulan sebagai berikut:

1.      Bintang adalah benda angkasa yang mempunyai cahaya sendiri dan gas pijar.

2.      Matahari terdiri dari adalah lapisan inti, fotosfer, kromosfer, dan korona.

3.      Bintang terlahir di dalam awan hidrogen dan debu yang sangat besar yang disebut nebula.

4.      Bintang yang terdekat dari kita setelah matahari (jarak 150.000.000 km) adalah bintang Proksima Centauri yang berjarak 40.000.000 km.

5.      Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu kecepatan radial dan kecepatan tangensial.

6.      Terang suatu bintang dalam astronomi dinyatakan dalam satuan magnitudo