stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Klasifikasi bintang

Diagram Hertzsprung–Russell
Tipe Spektrum
Katai cokelat
Katai putih
Katai merah
Subkatai
Deret utama("katai")
Subraksasa
Bintang raksasa
Raksasa terang
Super raksasa
Hiper raksasa
Magnitudoabsolut(MV)
Dalam astronomi, klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa garis serapan pada pola spektrum, dan besarnya luminositas. Kuat garis serapan, khususnya garis-garis serapan atom hidrogen, diperoleh dari analisis pola spektrum bintang yang didapatkan dari pengamatan spektroskopi. Garis-garis serapan tertentu hanya dapat diamati pada satu rentang temperatur tertentu karena hanya pada rentang temperatur tersebut terdapat populasi signifikan dari tingkat energi atom yang terkait. Pemeriksaan kuat garis-garis serapan ini pada akhirnya dapat memberikan informasi mengenai temperatur permukaan. Informasi luminositas dapat diperoleh dari pengamatan fotometri.
Sejarah awal

Fraunhofer pada 1814, mencatat dan memetakan sejumlah garis-garis gelap dalam spektrum Matahari jika cahayanya dilewatkan pada suatu prisma. Garis-garis ini kemudian disebut sebagai garis-garis Fraunhofer. Kirchhoff dan Bunsen kemudian manemukan bahwa seperangkat garis-garis tersebut berhubungan dengan suatu elemen kimia yang berada di lapisan atas matahari. Fraunhofer juga menemukan bahwa bintang-bintang lain juga memiliki spektrum seperti Matahari, tetapi dengan pola garis-garis gelap yang berbeda.
Pada 1867, Angelo Secchi, seorang astronom Yesuit, melakukan penyelidikan terhadap sekitar 4000 spektrum bintang hasil pengamatan yang dilakukannya menggunakan prisma objektif. Hanya dengan menggunakan mata, Secchi menggolongkan bintang-bintang tersebut ke dalam tiga kelas. Bintang dengan garis-garis serapan sangat kuat dari atom hidrogen digolongkan sebagai tipe I berwarna putih, bintang dengan garis-garis serapan sangat kuat dari ion logam digolongkan sebagai tipe II berwarna kuning, dan bintang dengan pita-pita serapan lebar digolongkan sebagai tipe III berwarna merah. Setahun kemudian Secchi memasukkan beberapa bintang yang memiliki garis-garis serapan dengan pola yang aneh, jarang ada, mirip tetapi tidak terlalu sama dengan pola tipe III, dan menggolongkannya sebagai tipe IV.
Pemakaian fotografi dalam astronomi membuka kesempatan lebih luas dalam mempelajari spektrum bintang. Pada tahun 1885, Edward Charles Pickering memulai penyelidikan spektrum bintang secara fotografi dengan prisma objektif di Observatorium Harvard, Amerika Serikat. Berdasarkan pekerjaan awal Secchi, para astronom di Harvard meng-klasifikasikan bintang berdasarkan kuat garis-garis serapan pada deret Balmer dari hidrogen netral (H I), memperluas penggolongan dan menamakan kembali penggolongan dengan huruf A, B, C dan seterusnya hingga P, di mana bintang kelas A memiliki garis serapan atom hidrogen paling kuat, B terkuat berikutnya dan seterusnya.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum)

Asisten-asisten Pickering, Williamina Fleming, Annie Jump Cannon, Antonia Maury, dan Henrietta Swan Leavitt kemudian memulai sebuah proyek skala besar pengklasifikasian spektrum bintang. Antara 1911 dan 1949, 400.000 bintang didaftarkan ke dalam katalog Henry Draper (dinamai menurut sang penyandang dana dan perintis penelitian spektroskopi fotografi Amerika, Henry Draper). Pada 1924, Cannon memperluas katalog menjadi sembilan volume dan lebih dari seperempat juta bintang, mengembangkan Skema Klasifikasi Harvard yang digunakan di seluruh dunia pada tahun 1922. Para ‘gadis’ Harvard ini, khususnya Cannon dan Maury, kemudian menyadari adanya sebuah keteraturan dalam semua garis-garis spektral (tidak hanya hidrogen) jika penggolongan bintang-bintang tersebut diurutkan menjadi O, B, A, F, G, K, M. Kelas lainnya dihilangkan karena ditemukan bahwa beberapa di antaranya sebenarnya merupakan kelas yang sama. Untuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "Oh Be A Fine Girl Kiss Me" atau yang lain. Dengan kualitas spektrogram yang lebih baik memungkinkan penggolongan ke dalam 10 sub-kelas yang diindikasikan oleh sebuah angka arab (0 hingga 9) yang mengikuti huruf.
Pada mulanya urutan pola spektrum ini diduga karena perbedaan susunan kimia atmosfer bintang. Tetapi kemudian disadari bahwa urutan tersebut sebenarnya merupakan urutan temperatur permukaan bintang, setelah pada tahun 1925, Cecilia Payne-Gaposchkin berhasil membuktikan hubungan tersebut.
Bintang-bintang kelas O, B, dan A sering kali disebut sebagai kelas awal, sementara K dan M disebut sebagai kelas akhir. Sebutan ini muncul di awal-awal abad 20, karena A dan B terletak di awal urutan alfabet, sementara K dan M di akhir, tetapi kemudian berkembang teori bahwa bintang mengawali hidup mereka sebagai bintang “kelas awal” yang sangat panas dan secara gradual mendingin menjadi bintang “kelas akhir”. Teori ini sama sekali salah (lihat: evolusi bintang).
Berikut ini adalah daftar kelas bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin (dengan massa, radius dan luminositas dalam satuan Matahari):
| Kelas | Temperatur | Warna Bintang | Massa | Radius | Luminositas | Garis-garis Hidrogen |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| O | 30,000 - 60,000 K | Biru | 60 | 15 | 1,400,000 | Lemah |
| B | 10,000 - 30,000 K | Biru-putih | 18 | 7 | 20,000 | Menengah |
| A | 7,500 - 10,000 K | Putih | 3.2 | 2.5 | 80 | Kuat |
| F | 6,000 - 7,500 K | Kuning-putih | 1.7 | 1.3 | 6 | Menengah |
| G | 5,000 - 6,000 K | Kuning | 1.1 | 1.1 | 1.2 | Lemah |
| K | 3,500 - 5,000 K | Jingga | 0.8 | 0.9 | 0.4 | Sangat lemah |
| M | 2,000 - 3,500 K | Merah | 0.3 | 0.4 | 0.04 | Hampir tidak terlihat |
Di bawah ini disajikan ciri-ciri dari tiap kelas. Harap diingat bahwa ciri-ciri ini terutama mendasarkan diri pada penampakan garis-garis serapan pola spektrumnya (bukan pada warna atau temperatur-efektifnya). Akan sangat membantu jika dapat memahami diagram Hertzsprung-Russel atau diagram HR terlebih dahulu.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) > Kelas O

Bintang kelas O adalah bintang yang paling panas, temperatur permukaannya lebih dari 25.000 Kelvin. Bintang deret utama kelas O merupakan bintang yang tampak paling biru, walaupun sebenarnya kebanyakan energinya dipancarkan pada panjang gelombang ungu dan ultraungu. Dalam pola spektrumnya garis-garis serapan terkuat berasal dari atom Helium yang terionisasi 1 kali (He II) dan karbon yang terionisasi dua kali (C III). Garis-garis serapan dari ion lain juga terlihat, di antaranya yang berasal dari ion-ion oksigen, nitrogen, dan silikon. Garis-garis Balmer Hidrogen (hidrogen netral) tidak tampak karena hampir seluruh atom hidrogen berada dalam keadaan terionisasi. Bintang deret utama kelas O sebenarnya adalah bintang paling jarang di antara bintang deret utama lainnya (perbandingannya kira-kira 1 bintang kelas O di antara 32.000 bintang deret utama). Namun karena paling terang, maka tidak terlalu sulit untuk menemukannya. Bintang kelas O bersinar dengan energi 1 juta kali energi yang dihasilkan Matahari. Karena begitu masif, bintang kelas O membakar bahan bakar hidrogennya dengan sangat cepat, sehingga merupakan jenis bintang yang pertama kali meninggalkan deret utama (lihat Diagram Hertzsprung-Russell).
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) > Kelas B

Bintang kelas B adalah bintang yang cukup panas dengan temperatur permukaan antara 11.000 hingga 25.000 Kelvin dan berwarna putih-biru. Dalam pola spektrumnya garis-garis serapan terkuat berasal dari atom Helium yang netral. Garis-garis Balmer untuk Hidrogen (hidrogen netral) tampak lebih kuat dibandingkan bintang kelas O. Bintang kelas O dan B memiliki umur yang sangat pendek, sehingga tidak sempat bergerak jauh dari daerah di mana mereka dibentuk, dan karena itu cenderung berkumpul bersama dalam sebuah asosiasi OB. Dari seluruh populasi bintang deret utama terdapat sekitar 0,13 % bintang kelas B.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) > Kelas A

Bintang kelas A memiliki temperatur permukaan antara 7.500 hingga 11.000 Kelvin dan berwarna putih. Karena tidak terlalu panas maka atom-atom hidrogen di dalam atmosfernya berada dalam keadaan netral sehingga garis-garis Balmer akan terlihat paling kuat pada kelas ini. Beberapa garis serapan logam terionisasi, seperti magnesium, silikon, besi dan kalsium yang terionisasi satu kali (Mg II, Si II, Fe II dan Ca II) juga tampak dalam pola spektrumnya. Bintang kelas A kira-kira hanya 0.63% dari seluruh populasi bintang deret utama.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) > Kelas F

Bintang kelas F memiliki temperatur permukaan 6000 hingga 7500 Kelvin, berwarna putih-kuning. Spektrumnya memiliki pola garis-garis Balmer yang lebih lemah daripada bintang kelas A. Beberapa garis serapan logam terionisasi, seperti Fe II dan Ca II dan logam netral seperti besi netral (Fe I) mulai tampak. Bintang kelas F kira-kira 3,1% dari seluruh populasi bintang deret utama.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) > Kelas G

Bintang kelas G mungkin adalah yang paling banyak dipelajari karena Matahari adalah bintang kelas ini. Bintang kelas G memiliki temperatur permukaan antara 5000 hingga 6000 Kelvin dan berwarna kuning. Garis-garis Balmer pada bintang kelas ini lebih lemah daripada bintang kelas F, tetapi garis-garis ion logam dan logam netral semakin menguat. Profil spektrum paling terkenal dari kelas ini adalah profil garis-garis Fraunhofer. Bintang kelas G adalah sekitar 8% dari seluruh populasi bintang deret utama.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) > Kelas K

Bintang kelas K berwarna jingga memiliki temperatur sedikit lebih dingin daripada bintang sekelas Matahari, yaitu antara 3500 hingga 5000 Kelvin. Alpha Centauri B adalah bintang deret utama kelas ini. Beberapa bintang kelas K adalah raksasa dan maharaksasa, seperti misalnya Arcturus. Bintang kelas K memiliki garis-garis Balmer yang sangat lemah. Garis-garis logam netral tampak lebih kuat daripada bintang kelas G. Garis-garis molekul Titanium Oksida (TiO) mulai tampak. Bintang kelas K adalah sekitar 13% dari seluruh populasi bintang deret utama.
Klasifikasi Harvard (kelas spektrum) > Kelas M

Bintang kelas M adalah bintang dengan populasi paling banyak. Bintang ini berwarna merah dengan temperatur permukaan lebih rendah daripada 3500 Kelvin. Semua katai merah adalah bintang kelas ini. Proxima Centauri adalah salah satu contoh bintang deret utama kelas M. Kebanyakan bintang yang berada dalam fase raksasa dan maharaksasa, seperti Antares dan Betelgeuse merupakan kelas ini. Garis-garis serapan di dalam spektrum bintang kelas M terutama berasal dari logam netral. Garis-garis Balmer hampir tidak tampak. Garis-garis molekul Titanium Oksida (TiO) sangat jelas terlihat. Bintang kelas M adalah sekitar 78% dari seluruh populasi bintang deret utama.
Klasifikasi Yerkes (kelas luminositas)

Klasifikasi Yerkes, disebut juga sebagai klasifikasi MKK dari inisial para pengembangnya pada tahun 1943, yaitu William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan dan Edith Kellman dari Observatorium Yerkes.
Klasifikasi ini mendasarkan diri pada ketajaman garis-garis spektrum yang sensitif pada gravitasi permukaan bintang. Gravitasi permukaan berhubungan dengan luminositas yang merupakan fungsi dari radius bintang.
Klasifikasi Yerkes atau kelas luminositas membagi bintang-bintang ke dalam kelas berikut:
0 Hyper Raksasa (hypergiant) (penambahan yang dilakukan belakangan)
I maharaksasa (supergiants )
Ia maharaksasa terang
Iab kelas antara maharaksasa terang dan yang kurang terang
Ib maharaksasa kurang terang
II raksasa terang (bright giants)
III raksasa (giants)
IV sub-raksasa (subgiants)
V deret utama atau katai (main sequence atau dwarf)
VI sub-katai (subdwarfs)
VII katai putih (white dwarfs)
Penyebutan kelas sebuah bintang

Klasifikasi Yerkes yang menyatakan luminositas dan radius sebuah bintang, melengkapi klasifikasi Harvard yang menyatakan temperatur permukaan. Kelas sebuah bintang biasanya dinyatakan dalam dua klasifikasi ini. Dengan demikian kelas sebuah bintang menjadi 'dua dimensi' yang memberikan gambaran letaknya di dalam diagram HR dan selanjutnya dapat memberikan gambaran tahap evolusi bintang tersebut. Sebagai contoh, Matahari adalah bintang dengan kelas G2V, yang berarti merupakan bintang dengan temperatur permukaan sekitar 6000 Kelvin dan merupakan bintang katai yang sedang melakukan pembangkitan energi dari pembakaran hidrogen. Sebagai contoh lainnya, Betelgeuse merupakan bintang dengan kelas M2Iab, yang berarti bintang yang sudah ber-evolusi dari bintang katai menjadi maharaksasa di pojok kanan atas diagram HR.
Lihat pula

Klasifikasi morfologi galaksi
Catatan kaki

1 2  "Spectroscopy and the Birth of Astrophysics (Cosmology: Tools)". history.aip.org. Diakses tanggal 31 Oktober 2020.
↑  Allen, Jesse S. "The Harvard Stellar Spectral Classification Scheme". www.star.ucl.ac.uk. Diakses tanggal 31 Oktober 2020.
↑  Charity, Mitchell. "What color are the stars?". Diakses tanggal 2006-05-13.
Spektrum dari bintang kelas O5V
Spektrum dari bintang kelas B2II
Spektrum dari bintang kelas A2I
Spektrum dari bintang kelas F2III
Spektrum dari bintang kelas G5III
Spektrum dari bintang kelas K4III
Spektrum dari bintang kelas M0III
Spektrum dari bintang kelas M6V
Museum Seni MOA

| Museum Seni MOA |
| --- | --- |
エムオーエー美術館

id (in English: Content-based image retrieval)
Informasi umum
Alamat: 26-2 Momoyama-cho
Kota: Atami, Prefektur Shizuoka
Negara: Jepang
Koordinat: 35°06′34″N 139°04′31″E﻿ / ﻿35.109313°N 139.075204°E﻿ / 35.109313; 139.075204
Dibuka: 1982
Tanggal renovasi: 2017
Data teknis
Jumlah lantai: 3 lantai (belum termasuk ruang bawah tanah)
  BCS Prize (en)   
Situs web
www.moaart.or.jp/en/about/
    
Museum Seni MOA (エムオーエー美術館code: ja is deprecated , MOA Bijūtsukan) adalah museum pribadi yang terletak di kota Atami, Prefektur Shizouka, Jepang.
Sejarah

Museum ini didirikan pada tahun 1982 oleh Mokichi Okada Association (MOA) untuk menampung koleksi seni pendiri, barang-barang seharga lebih dari sejuta yen, dan pemimpin agama Mokichi Okada (1882–1955).
Koleksi

Koleksi museum ini terdiri dari sekitar 3.500 karya seni yang mencakup tiga Pusaka Nasional (Bunga Plum Merah dan Putih oleh Ogata Kōrin, Topeng Daun Teh Nonomura Ninsei dengan desain atau wisteria, dan Album Kaligrafi “Tekagami Kanboku-jo " yang merupakan album kaligrafi kuno dari periode Nara ke Muromachi), serta 66 Properti Budaya Penting Jepang.
Koleksinya meliputi rentang luas lukisan klasik Jepang, gulungan gantung, patung Jepang, porselen, dan pernis dari Tiongkok dan Jepang.
Museum ini juga memiliki rekonstruksi Ruang Teh Emas abad ke-16, yang dibuat di bawah pengawasan arsitek Sutemi Horiguchi, seorang ahli arsitektur sukiya.
Lihat pula

Daftar Harta Karun Nasional Jepang (lukisan)
Pranala luar

Media tentang MOA Museum of Art di Wikimedia Commons
Halaman awal moaart.or.jp
Lembah Susa

Gapura Augustus di Susa
Lembah Susa (bahasa Italia: Val di Susa; bahasa Prancis: Val de Suse; bahasa Oksitan: Val d'Ors) adalah sebuah lembah Alpen yang terletak di bagian barat Piemonte di Italia, barat Turin, dan beberapa bagian tinggi terhubung ke Prancis.
Kereta api berkecepatan tinggi Turin–Lyon

Para pengunjuk rasa telah berjuang selama 10 tahun untuk mencegah terowongan rel sepanjang 57 kilometer (35 mi) dibangun melalui lembah.
Tempat wisata utama

Sacra di San Michele (Keabasan St. Mikael), didirikan pada abad ke-XI di puncak Gunung Pirchiriano, di pintu masuk lembah dari Turin.
Keabasan Novalesa, didirikan oleh Abbo dari Provence pada 726 dalam perjalanan ke Gunung Cenis.
Katedral Susa, Keabasan kuno San Giusto di Susa, didirikan oleh Olderico Manfredi II pada 1029.
Gapura Augustus, Susa, didirikan pada 8 SM.
Biara Montebenedetto (Villar Focchiardo), didirikan pada 1197.
Puri Bruzolo, dibangun pada 1227.
Casaforte di Chianocco
Benteng Exilles
Keabasan St. Mikael dan Alpen Lembah Susa.
Casaforte Chianocco.
Galu, Anggalomoare, Konawe

| Galu |
| --- | --- |
Desa
Negara:  Indonesia
Provinsi: Sulawesi Tenggara
Kabupaten: Konawe
Kecamatan: Anggalomoare
Kode pos: 93455
Kode Kemendagri: 74.02.40.2005 
Luas: 19,1 km²
Jumlah penduduk: 6.506 jiwa
Kepadatan: 32 jiwa/km²
Untuk tempat di Kenya, lihat Galu.
Galu adalah desa di kecamatan Anggalomoare, Kabupaten Konawe, Sulawesi Tenggara, Indonesia.
Pranala luar

(Indonesia) Keputusan Menteri Dalam Negeri Nomor 050-145 Tahun 2022 tentang Pemberian dan Pemutakhiran Kode, Data Wilayah Administrasi Pemerintahan, dan Pulau tahun 2021
(Indonesia) Peraturan Menteri Dalam Negeri Nomor 72 Tahun 2019 tentang Perubahan atas Peraturan Menteri Dalam Negeri Nomor 137 Tahun 2017 tentang Kode dan Data Wilayah Administrasi Pemerintahan
(Indonesia) Peraturan Menteri Dalam Negeri Nomor 137 Tahun 2017 tentang Kode dan Data Wilayah Administrasi Pemerintahan
| l b Kecamatan Anggalomoare, Kabupaten Konawe, Sulawesi Tenggara |
| --- | --- |
Desa:  Abelisawah  Andobeu Jaya  Anggalomoare  Anggalomoare Jaya  Galu  Lakomea  Lasoso  Pusawa Jaya  Puusangi  Tabanggele
Galuga, Cibungbulang, Bogor

| Galuga |
| --- | --- |
Desa
Negara:  Indonesia
Provinsi: Jawa Barat
Kabupaten: Bogor
Kecamatan: Cibungbulang
Kode pos: 16632
Kode Kemendagri: 32.01.16.2014 
Luas: ... km²
Jumlah penduduk: ... jiwa
Kepadatan: ... jiwa/km²
Galuga adalah sebuah desa di kecamatan Cibungbulang, Kabupaten Bogor, Jawa Barat.
Pranala luar

(Indonesia) Keputusan Menteri Dalam Negeri Nomor 050-145 Tahun 2022 tentang Pemberian dan Pemutakhiran Kode, Data Wilayah Administrasi Pemerintahan, dan Pulau tahun 2021
(Indonesia) Peraturan Menteri Dalam Negeri Nomor 72 Tahun 2019 tentang Perubahan atas Peraturan Menteri Dalam Negeri Nomor 137 Tahun 2017 tentang Kode dan Data Wilayah Administrasi Pemerintahan
(Indonesia) Peraturan Menteri Dalam Negeri Nomor 137 Tahun 2017 tentang Kode dan Data Wilayah Administrasi Pemerintahan
| l b Kecamatan Cibungbulang, Kabupaten Bogor, Jawa Barat |
| --- | --- |
Desa:  Cemplang  Ciaruteun Ilir  Ciaruteun Udik  Cibatok 1  Cibatok 2  Cijujung  Cimanggu 1  Cimanggu 2  Dukuh  Galuga  Girimulya  Leuweung Kolot  Situ Ilir  Situ Udik  Sukamaju
Roscoe Arbuckle
Kehidupan Awal

Roscoe Arbuckle lahir pada tanggal 24 Maret 1887 di Smith Center, Kansas. Arbuckle merupakan salah satu dari sembilan anak dari Mary E. Gordon (meninggal pada 19 Februari 1898) dan William Goodrich Arbuckle. Berat Arbuckle saat lahir melebihi 13 pon (5,9 kg) dan ayahnya percaya bahwa dia bukan anak yang sah, karena kedua orang tuanya memiliki tubuh yang ramping. Karena hal tersebut, Ayahnya menamainya Roscoe, nama yang sama dengan seorang Senator Roscoe Conkling dari New York, seorang yang ayahnya benci sebab dikenal sebagai gila wanita. Kelahiran Rosce merupakan hal traumatis bagi Mary dan mengakibatkan masalah kesehatan kronis yang menyebabkan kematiannya sebelas tahun kemudian.
Arbuckle bersama keluarganya pindah ke Santa Ana, California ketika hampir berusia dua tahun. Arbuckle pertama kali tampil di atas panggung dengan perusahaan Frank Bacon pada usia 8 tahun di Santa Ana. Arbuckle senang akan pertunjukan, hal tersebut terus berlanjut sampai kematian ibunya pada tahun 1898. Ketika Arbuckle berusia 11 tahun, Ayahnya selalu memperlakukannya dengan kasar dan sampai akhirnya menolak untuk mendukung Arbuckle, membuat Arbuckle mengambil pekerjaan sambilan di sebuah hotel. Arbuckle memiliki kebiasaan bernyanyi saat dia bekerja, bersamaan dengan itu seorang penyanyi profesional mendengarnya dan mengundangnya untuk tampil dalam pertunjukan bakat amatir. Pertunjukannya tersebut memuat penonton menilai aksinya dengan bertepuk tangan atau dengan mencemooh, penampilan tersebut bersamaan aksi buruknya yang ditarik dari panggung oleh Shepherd's crook. Arbuckle bernyanyi, menari, dan melucu, tetapi dia tidak membuat penonton terkesan. Arbuckle memantau Shepherd's crook yang muncul dari sisi sayap dengan paniknya lalu Arbuckle berjungkir balik masuk ke dalam dalam lubang orkestra. Penonton menjadi heboh, dan pada akhirnya dia memenangkan kompetisi dan memulai karir di dalam pertunjukan vaudeville.
Karir

Pada tahun 1904, Sid Grauman mengundang Arbuckle untuk bernyanyi di Unique Theatre miliknya yang baru di San Francisco, peristiwa tersebut memulai persahabatan yang panjang diantara keduanya. Arbuckle kemudian bergabung dengan tur dari Pantages Theatre Group ke West Coast dan pada tahun 1906, Arbuckle bermain di Orpheum Theater, Portland, Oregon, dalam rombongan vaudeville yang diselenggarakan oleh Leon Errol. Arbuckle menjadi pemeran utama dan grup tersebut membawa pertunjukan mereka ke dalam tur. Pada 6 Agustus 1908, Arbuckle menikah dengan Minta Durfee (1889–1975) dan memiliki anak perempuan bernama Charles Warren Durfee dan Flora Adkins. Durfee membintangi banyak film komedi lawas, sering kali juga berperan dengan Arbuckle. Mereka layaknya pasangan yang unik, karena Minta memiliki bentuk tubuh pendek dan mungil sementara Arbuckle memiliki berat 300 lbs (136 kg). Arbuckle kemudian bergabung dengan perusahaan vaudeville Morosco Burbank Stock dan melakukan tur ke Tiongkok dan Jepang, lalu kembali pada awal 1909.
Arbuckle memulai karir filmnya bersama dengan Selig Polyscope Company pada July 1909, dia tampil pada film Ben's Kid. Dia muncul secara sporadis di Selig one-reelers sampai tahun 1913, berpindah sebentar ke Universal Pictures dan menjadi bintang dalam film komedi yang di produser-sutradarakan oleh Mack Sennett yang berjudul Keystone Cops. Meskipun tidak diragukan lagi bahwa ukuran badannya yang besar merupakan bagian dari daya tarik komedinya, Arbuckle sadar akan berat badannya dan menolak menggunakan hal tersebut untuk mendapatkan tawa "murahan" seperti melakukan hal-hal seperti terjebak di ambang pintu atau kursi.[butuh rujukan]
Arbuckle adalah penyanyi berbakat. Setelah penyanyi tenor opera terkenal Enrico Caruso mendengarnya bernyanyi, dia mendesak komedian itu untuk "menghentikan omong kosong yang Anda lakukan dalam mencari nafkah dan dengan berlatih Anda bisa menjadi penyanyi terbesar kedua di dunia".