BAB IVDeret Utama Raksasa Merah dan Katai Putih

DELVIAN ARIYANTO

DESKI PERMADI

HENDRO ANGGA

HAFIS SUHENDRA

TRISYA AFIDAH SUKMA

UCI CATUR UTAMI

 4.1 Spektroskopi Bintang

Spektroskopi adalah suatu cabang ilmu dalam astronomi yang mempelajari spektrum benda langit. Dari spektrum suatu benda langit dapat kita peroleh informasi mengenai temperatur, kandungan / komponen zat penyusunnya, kecepatan geraknya, dll. Oleh sebab itu, spektroskopi merupakan salah satu ilmu dasar dalam astronomi. Spektrum sebuah bintang diperoleh dengan menggunakan alat yang disebut spektrograf.

Hukum Kirchoff

Cahaya bintang ini adalah spektrum kontinu. berdasarkan hukum Kirchoff pertama, hal ini menunjukkan bahwa cahaya bintang itu berasal dari gas yang bertekanan relatif besar Bagian bintang yang memancarkan spektrum kontinu itu disebut fotosfer.

Fotosfer diselubungi oleh lapisan gas yang lebih dingin dan renggang yang merupakan atmosfer bintang. Berdasarkan hukum Kirchoff ketiga, lapisan atmosfer ini menyerap radiasi dengan spektrum kontinu tadi pada panjang-panjang gelombang tertentu dan membentuk garis-garis gelap atau garis absorpsi. Pada gambar 4.2 garis absopsi itu berasal dari gas hidrogen.

Gambar 4.2 Spektrum bintang Vega. Garis-garis absorpsi berasal dari gas hidrogen

Spektrum Hidrogen

Gas hidrogen bila dipijarkan akan memancarkan sekumpulan garis terang atau garis pancaran dengan jarak antara garis satu dan lainnya yang menunjukkan suatu keteraturan tertentu. Seorang ahli fisika Swiss bernama Balmer mendapatkan panjang gelombang kumpulan garis ini mengikuti hukum

(4.1)

Deretan garis yang dipancarkan hidrogen ini disebut deret Balmer. Dengan mengambil diperoleh garis Balmer yang pertama yang disebut pada , demikian seterusnya. Untuk makin besar, beda panjang gelombang masing-masing garis Balmer makin kecil

Untuk n yang mendekati tak hingga didapat limit Balmer pada

4000 5000 6000 7000 AngStorm

Spektrum Hidrogen

Didaerah ultraungu diamati adanya garis yang disebut deret Lymann. Di daerah inframerah juga diamati adanya beberapa deretan garis, antara lain dikenal sebagai deret Paschen dan deret Bracket. Ternyata bentuk Pers. 4.1 dapat pula digunakan untuk menerangkan jarak antara garis itu dalam setiap deret, hanya persamaan itu mengambil bentuk lebih umum, yaitu

 

(4.2)

Spektrum Hidrogen

(4.2)

 

dan adalah bilangan bulat dengan . untuk deret Lymann , deret Balmer , deret Paschen , dan deret Bracket . Tetapan dinyatakan dalam cm. R = 1,097 X 10-7 m-1

Spektrum Bintang

Gambar. Uraian cahaya oleh gelas prisma

Klasifikasi Spektrum Bintang

spektrum bintang dengan berbagai kelas. Pada gambar itu sumbu sebelah kanan memperlihatkan temperatur bintang. Bintang kelas awal (O, B, dan A) adalah bintang yang panas, sedang bintang kelas lanjut (K dan M) adalah bintang yang dingin..

Kelas Temperatur Garis-garis spektrumnya

O 28.000 – 50.000 K Atom terionisasi terutama helium

B 10.000 – 28.000 K Helium netral, hidrogen

A 7.500 – 10.000 K Hidrogen paling kuatF 6.000 – 7.500 K Hidrogen dan ion logam seperti

kalsium dan besiG 5.000 – 6.000 K Ion kalsium, logam ion dan netralK 3.500 – 5.000 K Ion netralM 2.000 – 3.500 K Molekul kuat, misalnya Titanium

Oksid dan kalsium netral

Ciri-Ciri Spektrum Bintang

Efek Doppler Cahaya dan gelombang elektromagnet lainnya

merupakan peristiwa gelombang, maka juga akan mengalami efek Doppler jika sumbernya bergerak mendekati atau menjauhi kita. Dengan demikian Pers. 4.7 juga berlaku untuk gelombang elektromagnet. Cahaya akan tampak lebih merah jika sumbernya menjauhi kita (disebut pergeseran merah atau redshift) dan lebih biru jika mendekati kita (disebut pergeseran biru atau blueshift). Ini dilukiskan pada Gambar 4.11.

(4.7)

Panah menunjukkan arah gerak benda. Jika kita berada di kiri gambar, sumber mendekati kita, maka terjadi blueshift (pergeseran ke biru), jika kita berada di kanan gambar, sumber menjauhi kita dan kita melihat redshift (pergeseran ke merah).

Sebagai contoh sebuah bintang bergerak menjauhi kita dengan kecepatan 300 km per detik. maka garis spektrum hidrogen yang seharusnya berpanjang gelombang akan bergeser ke panjang gelombang . Lebih merah dari seharusnya.

 

Jika sumber bergerak dengan kecepatan tinggi maka Pers. (4.7) harus diganti ke bentuk relativistik (yang diturunkan berdasarkan teori relativitas khusus Einstein), yaitu

 

(4.8)

Dengan:

Δλ = selisih antara λ diam (λo) dengan λ yang teramati pada bintang. (dalam Å atau nm)

λo = panjang gelombang diam (dalam Å atau nm)

Vr = kecepatan radial (dalam km/s)

c = kecepatan cahaya (300.000 km/s )

4.2 Fotometri Bintang

Fotometri adalah bagian dari astrofisika yang mempelajari kuantitas, kualitas dan arah pancaran radiasi elektromagnetik dari benda langit. Penggunaan kata ‘foto’ yang berarti ‘cahaya’ disebabkan pada awalnya pengamatan benda langit hanya terbatas pada panjang gelombang visual/optik.Fotometri didasarkan pada pemahaman atas hukum pancaran (radiation law). Kita menghipotesakan bahwa benda langit diangggap memiliki sifat sebuah benda hitam (black body).

Warna dan Temperatur Bintang

Menurut Hukum Wien dan Planck, suatu benda yang temperaturnya tinggi akan tampak biru sedang yang temperaturnya rendah tampak merah. Oleh karena itu, bintang yang panas berwarna biru, bintang yang dingin berwarna merah. Distribusi energi berdasarkan panjang gelombang untuk bintang antares, Matahari, dan Spica

filter U (ultra ungu). Filter B (biru), dan filter V (visual atau kuning). Kepekaan filter U, B, dan V terhadap panjang gelombang

(4.9)

(4.10)

(4.11)

Dengan

Mu = magnitude mutlak U

MB = Magnitudo mutlak B

Mv = Magnitude mutlak visual

d = jarak bintang dengan pengamat (pc) U = magnitude bintang filter U

B = magnitude bintang filter BV = magnitude bintang filter V

Pc = parsec kependekan dari parallax of one arcsecond

1 pc = 3,26 tahun cahaya1 tahun cahaya = 9,46 x 1012 km

1 tahun cahaya = jarak yang ditempuh seberkas cahaya dalam 1 tahun

Indeks warnaIndeks warna adalah beda magnitude dalam berbagai warna

Semakin besar indeks warna, semakin merah warnanya, dan ini berarti makin rendah temperature permukaan bintang

Contoh :Bintang spica mempunya magnitude sbb :U = -0,24 B = 0,7 V = 0,9U << B << V

Artinya bintang spica lebih terang pada warna ultraungu dan biru daripada warna kuning. Ini menunjukkan bahwa Spica adalah bintang yang panas

B – V = 0,7 – 0,9 = -0,2 (indeks warna)

Bintang AntaresB = 2,7 V = 0,9

Artinya bintnag Antares lebih terang pada kuning daripada warna biru. Ini menunjukkan bahwa Antares bintang yang dingin

B – V = 2,7 – 0,9 = 1,8 (indeks warna)

Ekses warna dan penyerapan cahaya

Cahaya bintang mengalami penyerapan oleh debu antarbintang. Karena cahaya merah lebih sedikit diserap daripada cahaya biru, akibat penyerapan itu warna bintang menjadi lebih merah dari seharusnya (seperti Matahari yang berwarna merah pada saat terbit atau tenggelam).

Misalnya warna bintang seharusnya adalah (B-V0) dan warna bintang yang diamati adalah (B-V). Besaran

(4.12) 

Disebut ekses warna. Jika magnitudo visual asli bintang V0 dan magnitudo visual yang diamati V, maka besarnya serapan adalah

Magnitudo Bolometrik dan Temperatur Efektif

Magnitudo bolometric () adalah magnitude yang menyatakan magnitude bintang yang diukur dari seluruh panjang gelombang

Magnitudo bolometric memberikan informasi energy total yang dipancarkan suatu bintang per detik (luminositas)

(4.14)

Dengan

= magnitude mutlak bolometric bintang

= +4,72 (magnitudo mutlak bolometric Matahari)

L = luminositas bintang

= luminositas Matahari

Magnitudo Bolometrik bintang dapat ditentukan secara tidak langsung dengan memberikan koreksi pada magnitude visualnya

(4.15)

Atau

(4.16)

Dengan = bolometric correction

BC harganya bergantung pada temperature atau warna bintang.

Semakin tinggi temperature bintang maka semakin besar nilai BC. Sedangkan untuk bintnag yang temperaturnya sedang (seperti Matahari) nilai BC mendekati nol.

4.3 Jenis-jenis Bintang

Diagram Hertzprug-Rusell

Sumbu tegak memperlihatkan terang, atau luminositas bintang dibandingkan Matahari. Sumbu datar memperlihatkan temperature permukaan (temperatur efektif) dan kelas spektrum, makin ke kanan makin dingin. Warna merah menunjukkan temperature rendah, warna biru putih menunjukkan temperature tinggi.

Kelas Luminositas

Di dalam astronomi luminositas berarti jumlah energi yang dipancarkan sebuah benda ke segala arah per satuan waktu

Berdasarkan kenyataan ini pada tahun 1943 Morgan, Keenan, dan beberapa rekannya di Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas yaitu: Kelas Ia : maharaksasa yang sangat terang (bright

supergiants) Kelas Ib : maharaksasa yang kurang terang Kelas II : raksasa yang terang (bright giants) Kelas III : raksasa (giants) Kelas IV : subraksasa (subgiants) Kelas V : deret utama atau katai (main sequence atau

dwarfs)

Bintang Deret Utama

Matahari adalah sebuah bintang deret utama. Di pusat bintang terjadi reaksi nuklir yang mengubah hydrogen menjadi helium. Reaksi ini menghasilkan energi yang sangat besar. Reaksi inilah yang menyebabkan bintang-bintang, termasuk Matahari bercahaya. Bintang-bintang deret utama stabil dalam waktu yang lama. Tekanan yang diakibatkan oleh panas di dalam bintang mampu menahan berat lapisan-lapisan luar bintang akibat tarikan gravitasi bagian dalam. Ini disebut ketimbangan hidrostatis.

Bintang Katai Putih

Bintang yang paling terang di langit malam adalah Sirius yang terletak di rasi Canis Major

Bintang ini termasuk salah satu bintang yang terdekat dengan kita, jaraknya 2,7 pc atau 8,8 tahun cahaya.

Pada tahun 1844, F.W. Bessel menemukan keanehan pada gerak Sirius. Ternyata Sirius bergerak berbelok-belok menempuh lintasan bergelombang dengan periode 50 tahun (garis tebal pada Gambar 4.21 kiri)

 

Dalam suatu sistem bintang ganda kedua bintang menempuh orbit mengelilingi titik pusat massanya seperti diperlihatkan pada Gambar 4.21 kanan. Karena titik pusat massa sistem bintang ganda itu bergerak lurus maka bintang tampak bergerak bergelombang.

Spektrum Khusus –Bintang B Emisi

Di antara bintang kelas B ada yang spektrumnya memperlihatkan garis emisi hidrogen di samping garis absorpsi yang normal. Bintang-bintang ini disebut bintang B emisi atau disingkat bintang Be. Adanya garis emisi ini menunjukkan bintang itu mempunyai selubung yang tebal. Garis emisi itu berasal dari selubung bintang. Pada beberapa bintang Be garis emisinya sempit, pada beberapa bintang lainnya lebar. Bintang Be yang garis emisinya lebar, mempunyai garis absorpsi yang lebar juga, atau sebaliknya.

Garis absorpsi yang lebar menunjukkan bintang itu berputar dengan cepat. Pada bintang yang berputar ada bagian bintang yang mendekati kita dan ada bagian yang menjauhi kita. Bagian yang mendekati kita memberikan garis spektrum yang bergeser kearah biru dan bagian yang menjauhi kita meberikan garis spektrum yang bergeser kearah merah (akibat efek Doppler). Akibatnya garis spektrum itu melebar. Kecepatan rotasi yang ditentukan dari lebar garis spektrum itu menunjukkan kecepatan rotasi 200-300 km per detik

Bintang dengan Spektrum Profil P Cygni

Bagian selubung di D bergerak menjauhi kita. Bagian itu memberikan garis spektrum emisi yang bergeserkan ke arah merah (redshifted).

Bagian selubung di C mengembang pada arah tegak lurus garis pandang. Bagian ini memberikan garis emisi pada panjang gelombang diamnya ().

Bagian selubung di B mengembang mendekati kita. Bagian itu memberikan garis spektrum emisi yang bergeserkan kea rah biru (blueshifted).

Bagian selubung di A mengembang mendekati kita. Bagian ini, karena berada di depan bintang, memberikan garis absorpsi yang bergeser kearah biru (blueshifted).

Bintang Wolf Rayet (WR)

Bintang Wolf Rayet (atau disingkat WR) merupakan bintang yang sangat panas (melebihi bintang kelas O, sampai 50.000 K) dan sangat terang (100.000 hingga sejuta kali Matahari). Bintang ini sangat jarang (hanya satu di antara 10 juta bintang).

Bintang WR adalah bintang yang telah mengalami evolusi lanjut dan kehilangan sebagian besar lapisan luarnya yang kaya akan hidrogen (akibat pelontaran massa dari bintang itu).

THANKS

PERTANYAAN UNTUK KLP

1. Esy, bintang B emisi kenapa ketika mendekati spectrum berwaran merah

2. Roni, hubungan suhu dan panjang gelombang ?