bintang-bintang
TRANSCRIPT
BINTANGSunyoto Eko Nugroho
Menentukan jarak BintangPenentuan jarak bintang
1 d* ! pd dalam parsec, P dalam detikbusur
d tan p ! d*
Sudut p sangat kecil, dinyatakan dalam radian
d p! d*
Apabila p dalam detik busur dan 1 radian = 206.265 maka
206265d p! d*
Apabila jarak bintang d* dalam parsec (parallax second) 1 pc adalah jarak sebuah bintang yang paralaksnya 1 detik busur 1 pc= 206265 AU = 3,086 x 1018 cm = 3,26 ly1 tahun cahaya (ly) = 365,25x24x60x60x3x1010 = 9,46x 1017 cm
206265 Apabila d = 1 AU maka p ! d*
Tata nama Bintang Berdasarkan nama yang telah diberikan orang sejak zaman kuno, misal Antares, Sirius, Betelgeuse, Aldebaran Berdasar rasi atau konstelasi tempat bintang, misal E Centauri, F Centauri Berdasarkan nomornya dalam katalog, , misal HD 226868 (katalog Henry Draper nomor 226868), M 31 (dalam Missier nomor 31)
Peta Bintang Rasi atau konstelasi dalam Bola langi
Cahaya Bintang Banyaknya energy radiasi total yang dipancarkan oleh suatu permukaan panas tiap 1 cm2 tiap sekon adalah = WT4 dengan W = 5,67 x 10-5 erg/cm2K4s d T dalam Kelvin (TK = TC + 273). Luminositas : kuat cahaya sebenarnya dari bintang Sebuah bintang yang memiliki jari-jari R akan memancarkan energy radiasi sebesal L (L=Luminositas) L = ( luas permukaan) x (energy yang diradiasikan per cm2 per sekon) 4
L ! (4TR)(WT )
Dalam banyak kasus, L dan T dapat diukur sehinga R yang menyatakan ukuran bintang dapat ditentukan
Terang Cahaya Apabila suatu bintang terletak pada jarak D dari Bumi maka fluks radiasi yang diterima BumiL E! 4T D 2Fluks dapat diukur secara langsung, sedangkan L diukur dengan teknik lain, sehingga D dapat ditentukan.
Terang bintang Skala magnitudo Hiparchos : makin terang sebuah bintang, makin kecil magnitudonya
Magnitudo
1
2
3
4
5
6
Dapat dibedakan melalui mata dengan membandingkan dua bintang
Terang dan Warna Bintang Magnitudo Bintang Skala Pogson :
E2 m2 m1 ! 2,5 log E1 Magnitudo Mutlak : magnitudo suatu bintang seandainya diamati padajarak 10 pc Ini disebut terang sebenarnya suatu bintang
E m M ! 2,5 log Eodengan m magnitudo. M magnitudo mutlak, E fluks energi bintang diamati dari bumi. Eo, fluks energi bintang diamati dari jarak 10 pc
Sistem Magnitudo Berdasarkan kepekaan mata pada P =5500 (kuning), disebut magnitudo visual (mv ) Berdasarkan emulsi fotografi pada P =4500 (biru), disebut magnitudo fotografi (mfot ) Indeks warna = selisih (mfot - mv ) Bintang Vega (kelas spektrum A0V) sebagai bintang standar dengan indek warna nol Sistem UBV (Johnson &Morgan) U = magnitudo semu dalam daerah ungu P =3600 B = magnitudo semu dalam daerah biru P =4300 V = magnitudo semu dalam daerah visualP =5500 Bintang Vega U = B = V Magnitudo Bolometrik : magnitudo diukur dalam seluruh panjang gelombang
Magnitudo Bolometrik Melalui magnitudo bolometrik , kita dapat menentukan luminositas bintang, dengan membandingkannya dengan magnitudo mutlak bolometrik Matahari (mbol _mthr = 4,74) Mbol =4,74-2,5 log
L Lmthr
Modulus jarak untuk magnitudo bolometrik mbol - Mbol =-5 + 5 log d Koreksi bolometrik BC= mv mbol (nilai BC bergantung suhu atau warna bintang) Bintang bersuhu tinggi (daerah UV) atau rendah (daerah IR) mempunyai BC besar, sedangkan bintang bersuhu sedang (daerah visual) memiliki BC kecil
Temperatur Efektif Bintang Dapat ditentukan dengan mengukur indeks bolometrik (mbol) dan garis tengah (diameter) sudut bintang (H) log Tef = 2,726-0,5log H -0,1mbolUntuk matahari Tef = 5785K, H =1920 , mbol=-26,79
Diagram HR (Hertzprung Russel)Sebagian besar bintang berada pada deret utama (kiri atas: panas dan luminositas tinggi) ke kanan bawah : dingin dan luminositas rendah)
Spektrum Gelombang elektromagnetik
Pengamataan Radiasi Elektromagnetik Arah radiasi, untuk menentukan letak dan gerak yang memancarkan Kuantitas radiasi, kuat atau kecerahan radiasi Kualitas Radiasi, warna, spektrum, dan sifat polarisasi
Spektrum Kontinyu Apabila suatu benda padat, cair, atau gas, bertekanan tinggi dipijarkan, benda tersebut akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang
Spektrum Garis Emisi garis-garis terang Gas bertekanan rendah jika dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna atau panjang gelombang tertentu saja
Spektrum Garis Absorpsi Bila berkas cahaya putih dengan spektrum kontinyu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah), gas tersebut akan menyerap cahaya tadi pada warna atau panjang gelombang tertentu. Letak garis absorpsi sama dengan garis emisi ketika gas dingin itu dipijarkan
Absorpsi oleh Atmosfir Bumi Materi yang berada di atmosfer Bumi akan menyerap sebagian cahaya bintang sehingga cahaya yang diterima di bumi menjadi lebih redup
Absorpsi oleh Materi Antar Bintang Cahaya bintang mengalami pelemahan karena sebagian cahaya diserap oleh materi antar bintang
Pembentukan Spektrum Bintang
Klasifikasi Bintang Kelas SpektrumKelas Spektrum Warna Temperatur (K) OBiru
BBiru
ABiru
FBiru Keputihan
GPutih kekuningan
KJingga kemerahan
MMerah
>30000
11000- 750030000 11000
6000-7000
50006000
3500-5000
25003000
Kelas Luminositas Kelas Ia : bintang maharaksasa sangat terang kelas Ib : bintang maharaksasa kurang terang Kelas II : bintang raksasa yang terang Kelas III : bintang raksasa Kelas IV : bintang sub raksasa Kelas V : bintang deret utama
Efek Dopler Cahaya Suatu sumber cahaya bergerak mendekati kita maka frekuensi menjadi tinggi atau panjang gelombangnya menjadi lebih pendek. Pergeseran ini dapat dihitung berdasarkan garis absorpsinya. Sumber cahaya dengan panjang gelombang Po bergerak relatif terhadap pengamat dengan kecepatan radial vr , maka mengalami pergeran panjang gelombang (P
(P (1 vr / c) 1 ! Po (1 vr / c) Apabila vr 1,44 Tekanan radiasi (Bintang mengembang) Proses selanjutnya (Bintang menjadi bintang raksasa merah bergantung pada dan akhirnya bintang massa awal bintang Gravitasi meledak bagai (Bintang mengerut) supernova) M> 3,0 Lubang hitam M< 3,0
Bintang netron
Evolusi Bintang Evolusi mula-mula Bintang bintang berasal dari kabut antara bintang yang mengelompok dan mengkerut karena interaksi gravitasi partikel-partikel gas itu, kemudian dipancarkan radiasi dan panas. Tekanan radiasi mengimbangi gaya mengkerut bintang, dan menjadi stabil (beradan dalam deret utama diagram Hertzprung Russel). Bintang bermassa besar lebih cepat menuju deret utama
Evolusi dari tahap deret utama ke tahap raksasa Di deret utama bintang berada dalam keadaan stabil. Bintang menghabiskan 2/3 waktu hidupnya pada deret utama. Lamanya di deret utama berbanding terbalik dengan kuadrat massanya
Evolusi setelah tahap raksasa Pada tahap raksasa merah, suhu permukaan bintang rendah, suhu pusat tinggi karena pengerutan helium. Terjadi reaksi tripel alpha, 3 inti helium menjadi satu atom karbon. Bintang memuai kemudian mengkerut. Jika massa bintang < 1,44 massa matahari (batas Candrasekhar), tekanan degenari elektron menghentikan pengerutan dan menjadi bintang katai putih
Pelontaran massa Evolusi bintang katai putih yang dari semula kecil berlangsung lambat Evolusi bintang bermassa besar berlangsung cepat, hingga tahap akhir evolusi terjadi pelontaran massa menjadi dibawah batas candrasekhar. Bintang dalam tahap pelontaran massa umumnya berada di planetary nebula
Bintang meledak, bintang netron dan blackhole Bintang bermassa besar meledak (terjadi supernova) pada tahap akhir evolusi,akhirnya pusat bintang runtuh menjadi bintang netron atau blackhole
Warna bintang
Spektrum emisi
Teori Big Bang
Aurora
Bintang Sirius A dan B
Indeks Warna
Hubungan suhu dan warna
Bintang dingin
Bintang panas
Intensitas maks terhadap P
Warna galaksi
Hukum Wien
Class
Temperature[8] (Kelvin)
Mass[8] Conventio Apparent (solar nal color color[9][10] masses) blue blue to blue white blue blue white white to blue white 16 M 2.1 16 M 1.4 2.1 M 1.04 1.4 M
Radius[8] (solar radii) 6.6 R 1.8 6.6 R 1.4 1.8 R 1.15 1.4 R
Fraction Luminosit of all y[8] Hydrogen main (bolometr lines sequence ic) stars[11] 30,000 L 25 30,000 L Weak ~0.00003 % 0.13%
O B
30,000 K 10,000 30,000 K
Medium
A
7,500 10,000 K white
5 25 L
Strong
0.6%
F
6,000 7,500 K
yellowish white white
1.5 5 L
Medium
3% 7.6%
G K M
5,200 6,000 K yellow 3,700 5,200 K orange 3,700 K red
yellowish 0.8 1.04 white M yellow orange orange red 0.45 0.8 M 0.45 M
0.96 1.15 0.6 1.5 R L 0.7 0.96 R 0.7 R 0.08 0.6 L 0.08 L
Weak
Very weak 12.1% Very weak 76.45%