Beberapa waktu belakangan, kajian kita di blog ini mulai bergeser ke materi-materi yang sifatnya lebih teknis. Setelah hampir empat tahun berselang sejak saya mulai menulis disini, saya rasa para pembacanya sudah makin pintar, sehingga tidak pantas lagi untuk terus disodori materi-materi yang sifatnya terlalu basic. Materi-materi yang tersedia, baik di blog ini maupun koleksi artikel dan glosari yang tersedia, saya anggap sudah cukup memadai untuk dijadikan acuan sekiranya ada hal-hal yang membutuhkan penjelasan yang lebih mendasar. Untuk itu, dalam catatan-catatan mendatang kemungkinan saya akan sering merujuk pada entri terdahulu.

Saya juga menerima beberapa masukan, misalnya untuk melengkapi lagi glosari yang tersedia, baik di halaman Astronomi, Informatika, maupun Internet. Terus terang, agak sulit bagi saya untuk memenuhi masukan yang satu ini. Situs ini sebenarnya bukan situs kamus. Glosari disini cuma dipakai sebagai referensi apabila ada istilah-istilah sulit atau hal-hal yang memerlukan penjelasan lebih detil. Saya sama sekali tidak punya niat untuk membuatnya menjadi "kamus" yang lengkap. Hal itu praktis diluar kemampuan saya.

Ada lagi yang memberi saran agar tampilan situs ini dipercantik, diperkaya dengan grafis dan animasi yang menarik (dengan Flash misalnya). Saya berterima kasih atas masukan semacam ini, tapi maaf, saya tidak akan memenuhinya. Mungkin sudah saatnya situs ini berganti tampilan (untuk menghindari kebosanan), tapi bagaimanapun tampilan grafis yang berlebihan, apalagi dengan animasi, akan sangat saya hindari. Komitmen saya adalah bagaimana agar situs ini bisa diakses dengan cepat dan mudah, dengan tampilan yang tidak bertele-tele. Dalam hal ini, animasi jelas bukan alternatif yang ideal.

Terakhir, juga ada masukan agar topik-topik disini dibahas dengan lebih mendalam. Hal ini sebenarnya berkaitan dengan format yang saya pilih, yakni weblog. Pilihan ini saya anggap lebih ideal (ketimbang menggunakan alternatif lain seperti CMS) karena waktu saya untuk menulis terbatas. Kadang-kadang saya bisa menulis secara panjang lebar, tapi lebih sering hanya berupa catatan singkat tiga-empat paragraf. Dengan format weblog, satu topik tidak perlu dituntaskan dalam sekali posting. Sering saya menulis sebuah topik dalam beberapa entri secara bersambung. Kadang-kadang topik sejenis bisa berderet dalam satu halaman, kadang juga tersebar dalam beberapa halaman arsip yang berbeda. Tulisan tentang klasifikasi bintang yang saya muat sebelum ini misalnya, memang kurang mendalam, tapi kalau dirunut dari catatan-catatan sebelumnya, soal klasifikasi hanya merupakan fraksi kecil dari serangkaian tulisan tentang bintang yang pernah saya muat disini. Sebelumnya, saya pernah menulis mulai dari teori big bang sampai evolusi bintang, dan tidak menutup kemungkinan kapan-kapan topik ini akan dibahas lagi secara lebih detil. Kerugiannya, memang tulisan-tulisan disini jadi kelihatan kurang terstruktur. Apa buah buat, tapi kalau saya menulis dengan 'style' ala portal berita, kemungkinan besar situs ini sudah lama gulung tikar :). Jadi, harap maklum saja lah ...


Pada tahun 1911, seorang astronom Denmark bernama Ejnar Hertzprung (1873-1967) membuat sebuah diagram yang menghubungkan kecerlangan bintang dengan kelas spektrumnya. Kemudian, pada 1913, tanpa keterikatan dengan Hertzprung, seorang astronom Amerika Serikat, Henry Norris Russel (1877-1957) juga membuat diagram yang sama. Diagram ini akhirnya disebut sebagai diagram Hertzprung-Russel (Lihat gambar). Diagram ini kemudian menjadi salah satu perangkat utama bagi para astronom dalam menelaah bintang. Dengan menggunakan diagram ini, mereka bisa memperoleh banyak informasi tentang bintang, seperti tahapan evolusi dan jaraknya.

Karena pada awalnya diagram ini disusun berdasarkan kelas spektrum bintang, maka bagian kiri dari diagram ini menunjukkan kedudukan bintang-bintang dengan temperatur tinggi. Bila diagram Hertzprung-Russel ini kita perhatikan lebih lanjut, tampak bahwa sebagian besar bintang terletak pada posisi diagonal dari kiri atas ke kanan bawah diagram. Ini adalah hal yang wajar karena pada umumnya bintang-bintang yang lebih terang adalah juga bintang yang panas. Daerah diagonal pada diagram ini kemudian diberi nama bagian deret utama (main sequence).

Tidak semua bintang ada pada posisi deret utama. Ada bintang-bintang yang berada pada sudut kanan atas, yang menandakan bahwa bintang ini terang namun dingin dan berwarna merah. Ada juga bintang-bintang yang terletak di sebelah kiri bawah, yang menunjukkan sebuah bintang dengan suhu tinggi namun tidak terlalu terang.

Karena bintang-bintang yang terletak di bagian kanan atas adalah bintang-bintang yang terang meskipun dingin, ini berarti bahwa kecerlangannya yang besar berasal dari luas permukaan pemancar radiasinya yang besar. Para astronom lalu menamai bintang-bintang yang berada pada posisi ini sebagai bintang raksasa (giants). Karena warnanya yang merah, namanya lalu menjadi bintang raksasa merah. Selain bintang raksasa merah, ada bintang yang kecerlangannya jauh lebih tinggi lagi walaupun juga berwarna merah. Kesimpulannya, bintang ini memiliki ukuran yang jauh lebih besar dibandingkan dengan ukuran bintang raksasa merah, maka dinamailah bintang semacam ini sebagai bintang maharaksasa merah (red supergiant).

Keadaan yang berbeda terjadi pada bagian kiri bawah dari diagram Hertzprung-Russel. Cahaya yang dipancarkan bintang-bintang disini lebih lemah meskipun temperaturnya tinggi. Ini berarti luas permukaan pemancar radiasi bintang ini kecil, lebih kecil daripada luas permukaan bintang deret utama yang bersuhu sama. Bintang-bintang yang ada di bagian kiri bawah ini kemudian disebut sebagai bintang kerdil putih karena ukurannya yang kecil dan berwarna putih.

Diagram Hertzprung-Russel juga bisa dipakai sebagai alat untuk menentukan jarak bintang. Cara penentuan jarak semacam ini disebut metode paralaks spektroskopik. Misalkan kita menemukan sebuah bintang bertipe G2 yang terletak di deret utama dan memiliki magnitudo tampak (m) sebesar +8. Dengan informasi ini, jarak bintang bisa ditentukan, karena magnitudo mutlak (M) bintang bisa kita tentukan dengan melihat diagram Hertzprung-Russel. Bila magnitudo tampak dan magnitudo mutlak diketahui, maka jarak (d) bintang dalam satuan parsek dapat langsung diketahui (menggunakan rumus m – M = -5 + 5 log d).

Namun demikian, kelas spektrum suatu bintang terkadang tidak terlalu jelas menunjukkan magnitudo mutlak bintang itu. Penyebabnya, kadang-kadang terdapat beberapa bintang yang memiliki kelas spektrum sama tetapi kecerlangannya berbeda. Oleh sebab itu, dibuatlah sebuah klasifikasi yang lebih detail dengan memperhatikan tingkat luminositas untuk membedakan bintang-bintang yang kebetulan memiliki tipe spektrum yang sama. Dengan cara ini akan kelihatan, apakah bintang itu suatu bintang raksasa, maharaksasa, atau bintang deret utama. Klasifikasi bintang menurut tingkat luminositas yang paling banyak dipakai adalah klasifikasi yang dibuat oleh W.W. Morgan dari Observatorium Yerkes. Ia membagi tingkat luminositas bintang menjadi enam tingkatan, mulai dari golongan Ia (maharaksasa yang amat terang), Ib (maharaksasa yang terang), II (raksasa terang), III (raksasa), IV (subraksasa), dan terakhir golongan V (bintang deret utama).

Selain dipakai untuk menentukan jarak, posisi pada diagram Hertzprung-Russel juga menunjukkan tingkat evolusi sebuah bintang. Ini dikarenakan pada saat berevolusi, kecerlangan dan temperatur permukaan bintang terus berubah (hal ini sudah pernah kita bahas sebelumnya).


Spektrum bintang-bintang di langit sangat beragam. Karena itu, dibuatlah klasifikasi atau penggolongan bintang-bintang berdasarkan spektrumnya. Hal ini bertujuan untuk mempermudah pengamatan dan analisis terhadap bintang-bintang tersebut. Pada tahun 1863, klasifikasi ini dibuat untuk pertama kalinya oleh seorang astronom bernama Angelo Secchi. Pekerjaannya itu kemudian dikembangkan lagi oleh sebuah komisi dari Observatorium Harvard dibawah pimpinan Annie J. Cannon.

Pada awalnya klasifikasi spektrum ini dibuat bedasarkan pada kekuatan suatu garis serapan atom hidrogen. Kelas-kelas spektrum bintang diawali dari kelas A yang memiliki garis hidrogen terkuat sampai kelas P yang garis hidrogennya paling lemah. Akan tetapi, kemudian disadari bahwa perbedaan spektrum itu juga dipengaruhi oleh perbedaan temperatur bintang bersangkutan. Oleh sebab itu, maka klasifikasi tersebut dibenahi dengan cara mengubah-ubah urutannya dan menghilangkan beberapa kelas spektrum berdasarkan temperatur bintang itu. Akhirnya diputuskan bahwa urutan kelas spektrum bintang dimulai dari bintang yang suhunya paling tinggi adalah O, B, A, F, G, K, dan M. Karena pembagian kelas-kelas tersebut masih terlalu kasar, maka tiap-tiap kelas dibagi lagi kedalam beberapa tingkatan, dari angka 0 sampai 9. Sebagai contoh, bintang kelas B yang paling terang adalah bintang B0, lebih lemah lagi adalah B1, dan seterusnya sampai B9.

Kelas bintang O adalah bintang terpanas dengan temperatur antara 30.000 hingga 60.000ºC; bintang kelas B memiliki suhu berkisar antara 10.000 hingga 30.000ºC; dan bintang kelas A dengan temperatur antara 7.500 hingga 10.000ºC. Warna yang dominan pada ketiga kelas tersebut adalah biru. Bintang kelas F memiliki rentang suhu antara 6.000 hingga 7.500ºC, sementara kelas G dengan temperatur antara 5.000 hingga 6.000ºC. Bintang-bintang yang lebih rendah suhunya dilompokkan pada kelas K (3.500 hingga 5.000ºC), dan kelas M (kurang dari 3.500ºC). Matahari kita sendiri digolongkan sebagai bintang kelas G. Para astronom percaya bahwa bintang kelas G inilah yang paling mungkin untuk menyokong keberadaan planet yang dihuni oleh mahluk hidup.

Klasifikasi semacam ini masih diperluas lagi untuk mencakup bintang-bintang dengan spektrum khas sehingga tidak bisa dimasukkan ke dalam klasifikasi diatas. Contohnya adalah kelas spektrum C yang mencirikan bintang-bintang yang kaya akan unsur karbon. Ada lagi bintang-bintang yang kaya akan senyawa sirkonium oksida sehingga dimasukkan ke dalam kelas S. Baik bintang kelas S atau M, keduanya memiliki temperatur yang relatif sama. Juga ada kelas spektrum lain, yaitu kelas spektrum Wolf-Rayet, yang sebenarnya merupakan bintang tipe O yang panas dan memiliki garis-garis emisi yang sangat lebar yang diakibatkan oleh terlepasnya selubung bintang.


Dilihat sepintas dengan mata telanjang, bintang bintang di langit kelihatan sama warnanya. Semua kelihatan seperti titik cahaya kecil berwarna putih. Namun demikian, apabila kita amati lebih teliti lewat teleskop, ternyata bintang-bintang itu memiliki warna, mulai dari merah, kuning, biru, dan sebagainya. Warna bintang menunjukkan temperatur bintang yang bersangkutan. Semakin biru warna suatu bintang, semakin panas temperatur bintang tersebut. Sebagai contoh, ada bintang dengan temperatur 30.000°C dan berwarna biru, sementara bintang bersuhu 3000°C berwarna merah. Matahari kita sendiri merupakan bintang kuning dengan suhu sedang, berkisar 6000°C.

Informasi yang kita peroleh dari sebuah bintang akan lebih lengkap apabila teleskop yang digunakan juga dilengkapi dengan prisma yang berfungsi untuk menguraikan spektrum cahaya bintang yang diamati. Dari spektrum cahayanya, kita bisa memperoleh gambaran lebih lengkap tentang bintang itu, misalnya mengenai komposisi kimia, rotasi, maupun pergerakannya. Spektrum suatu bintang sangat penting dan digunakan sebagai salah satu cara untuk mengklasifikasikan bintang serta menentukan pergerakannya.

Spektrum sebuah bintang memiliki garis-garis gelap dan terang yang biasa disebut garis-garis emisi atau absorpsi. Dari mana asalnya garis-garis itu? Atom sebuah unsur terdiri dari inti atom yang dikelilingi oleh elektron-elektron. Elektron-elektron itu bisa memiliki bermacam-macam tingkat energi dan bisa berpindah-pindah dari satu tingkat energi ke tingkat energi yang lain. Garis gelap, atau garis absorpsi, berasal dari proses transisi elektron suatu atom yang berpindah ke tingkat yang lebih tinggi sambil menyerap energi. Sebaliknya, bila elektron berpindah ke tingkat yang lebih rendah, elektron ini akan memancarkan energi dan akibatnya timbullah garis-garis emisi, garis yang terlihat terang. Garis-garis emisi dan absorpsi tiap atom sangat khas (selalu terjadi pada panjang-panjang gelombang tertentu) sehingga dengan mengamati spektrum, kita bisa dengan cukup mudah menentukan unsur-unsur apa yang dominan pada bintang itu.

Dengan memanfaatkan prinsip tentang efek pergeseran Doppler, kita juga dapat menentukan arah pergerakan sebuah bintang (tentang efek Doppler sudah pernah kita bahas dalam catatan berikut). Pada intinya, apabila suatu bintang bergerak mendekati kita, maka spektrum cahayanya akan bergeser ke arah panjang gelombang biru (dikenal sebagai “pergeseran biru”). Sebaliknya, apabila bintang itu bergerak menjauhi kita, maka spektrumnya bergeser ke arah panjang gelombang merah (dikenal sebagai “pergeseran merah”). Dengan membandingkan spektrum sebuah bintang dengan spektrum standar yang dibuat di laboratorium, para astronom dapat menentukan seberapa besar pergeseran spektrum bintang akibat efek Doppler tersebut. Jumlah pergeseran garis spektrum kemudian digunakan untuk menentukan seberapa besar komponen kecepatan pergerakan bintang dalam garis pandang kita. Komponen kecepatan bintang dalam arah garis pandang ini disebut sebagai kecepatan radial. Kecepatan radial sendiri sebenarnya bukan merupakan kecepatan bintang yang sebenarnya, melainkan hanya merupakan kecepatan relatif dalam arah garis pandang kita. Kecepatan ruang bintang (kecepatan yang sebenarnya) bisa diperoleh apabila gerak diri (proper motion), kecepatan radial, dan jaraknya juga telah diketahui.


Saat ini, sistem komputasi umumnya menggunakan sistem digital yang berbasis logika biner, dimana sistem binari digunakan sebagai bahasa untuk berbicara dengan mesin yaitu “0” mewakili “hidup” (on) dan “1” mewakili “mati” (off). Nah, pertanyaannya sekarang, apa mungkin kita membangun sistem komputer yang tidak berbasis logika biner?

Dahulu, sebelum digital logic ditemukan, kita memanfaatkan analog komputer. Tapi penggunaannya terbatas misalnya untuk sistem kontrol. Sedangkan digital logic terbukti menjadi driver utama teknologi dewasa ini dan bukan hanya untuk menghitung tapi juga telekomunikasi dan internet. Diprediksikan digital logic masih akan bertahan lama. Kalaupun ditemukan sistem baru, maka akan dibuat sebagai suatu interface sehingga tetap bisa berkomunikasi dengan teknologi kini yang bisa saja sudah ketinggalan jaman (obsolete) pada saat itu.

Salah satu keuntungan digital logic adalah mudah mereproduksi atau menjaga pengaruh kerusakan (inferensi, dsb.). Tapi pada beberapa hal, kontrol analog tetap belum tergantikan oleh kontrol digital. Di sisi lain, analog computer juga memiliki banyak keterbatasan sehingga tidak mungkin diterapkan untuk semua kasus. Memang kita juga bisa mengembangkan hybrid computer yang memadukan antara digital dan analog, namun ini juga bukan solusi yang cukup ideal.

Dewasa ini sudah ada dua wacana besar sebagai alternatif paradigma baru untuk menggantikan teknologi komputasi konvensional (berbasis digital) yang ada sekarang, yaitu spintronics dan quantum computing/quantum information.

Spintronics (dari kata spin-electronics) masih berbasis logika biner (binary logic), tapi memanfaatkan sifat spin elektron yang bisa “up” atau “down” sebagai representasi keadaan biner “0” dan “1”. Kalau prinsip ini berhasil diterapkan, dimana arus listrik dibuat terpolarisai spinnya (spin-polarized), akan sangat mereduksi jumlah ruang dan waktu yang diperlukan untuk mengalirkan dan menyimpan informasi, sebab nanti tidak lagi dibutuhkan perangkat transistor yang menyimpan informasi dalam bentuk tegangan listrik tinggi (1) dan rendah (0), semuanya akan diproses, dialirkan, dan disimpan dalam bentuk keadaan magnetik “up” or “down”. Jadi proses perhitungan dan penyimpanan data dapat dilakukan jauh lebih cepat dan ukuran sirkuit komputer bisa dibuat jauh lebih kecil. Walaupun memanfaatkan spin elektron, tapi spintronik masih memakai logika biner klasik.

Sementara itu, quantum computing menggunakan logika kuantum yang sama sekali berbeda dari logika biner klasik. Tidak seperti di dunia digital, dimana kondisi antara “0” dan “1” (“hidup” atau “mati”) sudah diketahui pasti, maka dalam dalam dunia kuantum, sebelum diukur maka kita tidak tahu dengan pasti status “hidup” atau “mati” (silahkan baca paradoks Schrodinger Cat). Keadaan inilah yang diharapkan akan melengkapi atau menyempurnakan komputer yang sekarang ada. Prinsipnya adalah memanfaatkan keadaan kuantum dari suatu partikel atau sistem (atom atau elektron), di mana pada setiap saat keadaan partikel atau sitem partikel adalah superposisi dari semua keadaan “eigen” yang mungkin dari sistem tsb. Memang sementara ini, yang paling banyak disorot adalah bagaimana mengeksploitasi keadaan kuantum dari partikel dengan spin 1/2 (seperti elektron), yaitu superposisi dari dua keadaan biner “up” dan “down”. Tetapi secara teori, prinsip ini bisa digeneralisasi untuk superposisi dari 3, 4, 10, ... dst, keadaan eigen yang mungkin.

Wah, jadinya koq malahan “lari” ke soal Fisika yah?