Fotometri Dan Spektrometri Bintang [PDF]

Citation preview

PELATIHAN ONLINE 2018 KEBUMIAN – PAKET 14



PELATIHAN ONLINE 2018 KEBUMIAN – PAKET 14 FOTOMETRI DAN SPEKTROMETRI BINTANG



BAGIAN I – FOTOMETRI BINTANG Untuk mempelajari benda langit, satu-satunya media yang dapat kita terima adalah cahaya yang merambat dalam vakum. Setiap benda langit yang menghasilkan cahaya sendiri akan memancarkan gelombang elektromagnetik, namun yang dapat diterima dalam mata kita adalah gelombang dengan panjang gelombang optik, antara 3800 Å hingga 7500 Å.



[1] Beberapa hal yang dapat diketahui dengan mempelajari pancaran gelombang: a. Arah pancaran: letak dan gerak benda yang memancarkannya. b. Kuantitas pancaran: mengukur kuat dan kecerahan pancaran. c. Kualitas pancaran: mempelajari warna, spektrum, dan polarisasinya. Fluks dan Luminositas Untuk memahami sifat pancaran suatu benda, kita asumsikan bahwa pemancar tersebut merupakan sebuah benda hitam (black body) yang pancarannya hanya bergantung pada temperatur. Meskipun disebut benda hitam, warnanya tidak harus selalu hitam. Panjang gelombang maksimum (λmaks) pancaran benda hitam dapat ditentukan dengan menggunakan Hukum Wien:



Apa yang dapat diketahui dari Hukum Wien? a. Makin tinggi temperatur suatu benda hitam, semakin pendek panjang gelombangnya. b. Sehingga, bintang yang bertemperatur tinggi akan tampak berwarna biru (λ pendek) dan benda yang temperaturnya lebih rendah tampak berwarna merah (λ panjang). Kemudian, kita mengetahui sebuah istilah yang disebut dengan fluks. Fluks adalah jumlah energi yang dipancarkan oleh setiap cm2 permukaan benda hitam per detik ke semua arah.



PELATIHAN ONLINE 2018 KEBUMIAN – PAKET 14



Besaran σ (tetapan Stefan-Boltzmann) adalah 5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4 s-1. Jika suatu benda berbentuk bola dengan jari-jari R dan temperatur T memancarkan radiasi dengan sifat benda hitam, maka luminositas atau energi yang dipancarkan seluruh benda tersebut ke semua arah per detik adalah:



Sedangkan fluks pancaran: jumlah energi yang diterima oleh pengamat pada jarak d dari benda hitam per detik per cm2 adalah:



Harap ingat baik-baik dan hati-hati memperhatikan satuan yang digunakan dalam perhitungan! Rumus fluks pancaran juga dikenal sebagai hukum kuadrat kebalikan (inverse square law), menyebutkan bahwa kecerlangan (brightness) berbanding terbalik dengan kuadrat jaraknya, sehingga semakin jauh sebuah bintang, semakin redup cahayanya. Magnitudo Bintang Terangnya suatu bintang dinyatakan dalam magnitudo. Metode paling sederhana diperkenalkan oleh Hipparchus (abad ke-2 SM) yang membagi magnitudo menjadi 6 kelompok, dengan pengamatan menggunakan mata telanjang. Bintang paling terang termasuk kelompok 1 dan paling redup kelompok 6.



[2] Pogson membuat sebuah persamaan matematik bahwa terangnya bintang dengan kategori ini berubah secara logaritmik, dan dirumuskan dengan:



Dengan skala ini, ditunjukkan bahwa bintang bermagnitudo 1 100x lebih terang dari bintang magnitudo 6.



Magnitudo yang kita bahas merupakan ukuran terang bintang yang kita lihat atau megnitudo semu karena ada faktor jarak dan penyerapan yang harus diperhitungkan.



PELATIHAN ONLINE 2018 KEBUMIAN – PAKET 14



Untuk menyatakan luminositas atau kuat sebenarnya suatu bintang, digunakan magnitudo mutlak, yang diandaikan pemgamatannya dari jarak 10 parsec.



Dengan menggabungkan rumus magnitudo mutlak dan magnitudo semu, didapatkan modulus jarak:



*d dalam parsec. Dari rumus Pogson, dapat kita tentukan perbedaan magnitudo mutlak dua bintang yang luminositasnya masing-masing L1 dan L2, yaitu:



Sistem Magnitudo Magnitudo yang dibicarakan di atas diukur menggunakan kepekaan mata yang berada pada jarak λ = 5500 Å (kuning-hijau), sehingga disebut magnitudo visual (mv). Adapun sejak dengan menggunakan teknologi fotografi, magnitudo yang diukur terletak pada λ = 4500 Å (biru-ungu) karena lebih sensitif. Oleh karena itu magnitudo ini disebut magnitudo fotografi (m fot). Pengukuran dengan magnitudo visual dan fotografi untuk bintang yang sama akan berbeda. Misalkan pengamatan mata telanjang menunjukkan bintang Rigel berwarna biru dan Betelgeuse berwarna merah, namun jika dilihat secara fotografi, Rigel akan tampak lebih redup daripada pengamatan visual. Hal ini dikarenakan bintang Rigel yang berwarna biru akan lebih banyak memancarkan cahaya biru. Sehingga mv > mfot (ingat! Makin terang bintang, makin kecil magnitudonya). Sehingga, terdapat istilah indeks warna (mfot-mv), makin panas/biru suatu bintang, maka makin kecil indeks warnanya.



Untuk memenuhi kondisi ini, digunakan bintang Vega sebagai bintang standar, sehingga indeks warna bintang Vega adalah 0.



Sehingga, jika suatu bintang lebih biru dari Vega, indeks warnanya negatif. Pada tahun 1951, dikenal sistem UBV, yakni: U: magnitudo semu dalam daerah ungu (mU) dengan λef = 3600 Å. B: magnitudo semu dalam daerah biru (mB) dengan λef = 4300 Å. V: magnitudo semu dalam daerah visual (mV) dengan λef = 5500 Å. Dalam sistem ini, indeks warnanya dinyatakan dalam Vega, U=B=V.



atau



. Untuk bintang standar



PELATIHAN ONLINE 2018 KEBUMIAN – PAKET 14 BAGIAN II – SPEKTROSKOPI BINTANG Spektrum merupakan uraian warna yang teruraikan ketika seberkas sinar putih melewati prisma. Pada tahun 1823, Fraunhofer mendapatkan bahwa spektrum bintang juga mengandung garis-garis gelap seperti yang terdapat pada matahari. Penemuan Fraunhofer ini memperkuat dugaan bahwa Matahari juga merupakan sebuah bintang, sama seperti bintang-bintang lainnya yang beterbangan di langit malam.



[3] Hukum Kirchoff Gustaf Kirchoff mengemukakan 3 hukum mengenai pembentukan spektrum dalam berbagai keadaan fisis: a. Apabila suatu benda, cair atau gas, bertekanan tinggi dipijarkan, benda tersebut akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang. Spektrum ini disebut Spektrum Kontinu. b. Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah), gas tersebut akan menyerap cahaya tadi pada warna atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya, akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dilewatkan itu diselang-seling garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorpsi. Letak garis ini sama dengan letak garis emisi yang dipancarkan gas dingin itu andaikan gas tadi dipijarkan. c. Gas bertekanan rendah jika dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna atau panjang gelombang tertentu saja. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis pancaran atau garis emisi. Letak setiap garis tersebut (panjang gelombangnya) merupakan ciri khas gas yang memancarkannya. Unsur yang berbeda memancarkan garis yang berlainan juga.



[4] Deret Balmer



PELATIHAN ONLINE 2018 KEBUMIAN – PAKET 14 Apabila seberkas gas hidrogen dipijarkan, akan memancarkan sekumpulan garis terang atau garis emisi dengan jarak antara satu dan lainnya yang memperlihatkan suatu keteraturan tertentu. Menurut Balmer, panjang gelombang garis emisi tersebut mengikuti hukum: dengan n: bilangan bulat 3, 4, 5 R: tetapan Rydberg Untuk n=3  deret Balmer pertama: Hα pada λ = 6563 Å. Untuk n=4  deret Balmer kedua: Hβ pada λ = 4861 Å. Untuk n=5  deret Balmer ketiga: Hϒ pada λ = 4340 Å, dst…. Setelah ditemukan deret Balmer, ditemukan deret lainnya namun persamaan Balmer masih tetap berlaku dengan mengubah 22 menjadi m2 dimana m adalah bilangan bulat mulai dari 1, 2, 3, …



cat: m=1  deret Lyman, m=2  deret Balmer, m=3  deret Parshen, m=4  deret Brackett; n>m.



[5] Spektrum Bintang



[6]



PELATIHAN ONLINE 2018 KEBUMIAN – PAKET 14 Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokkan spektrum bintang menjadi 4 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. A. Maury dari Harvard Observatory menemukan bahwa klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak banyak berbeda. Klasifikasi yang dibuat oleh Maury kemudian diperbaiki oleh Annie J Cannon hingga digunakan sampai sekarang, yaitu: Oh Be A Fine Girl Kiss Me Kelas O



Warna Biru



Suhu >30.000 K



B



Biru



11.000-30.000 K



A



Biru



7.500-11.000 K



F



Biru keputihan



6.000-11.000 K



G



Putih kekuningan



5.000-6.000 K



K



Jingga kemerahan



3.500-5.000 K



M



Merah