PENDAHULUAN
Latar Belakang
Bintang merupakan benda langit yang dapat memancarkan cahaya sendiri. Bintang yang ada di galaksi tersusun atas hydrogen, helium, dan unsur unsur lain yang lebih berat. Unsur yang ada pada bintang dapat digunakan untuk mengidentifikasi usia bintang, dan dapat pula memberikan informasi mengenai sistem planet pada bintang itu. Komposisi kimia dapat diketahui melalui cahaya yang dipancarkan oleh bintang dengan menggunakan kaedah spektroskopi. Kaedah spektroskopi ini sangat membantu para astronom dan ilmuwan untuk memahami perilaku bintang.
Di dalam spektroskopi ada metode yang digunakan untuk memahami bintang, menggunakan dasar dasar hukum sebagai pedomanya. Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda. Terdapat pengelompokan spektrum bintang dalam golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. Sehingga urgensi pemahaman terhadap kaedah spektroskopi ini perlu diperhatikan.
Rumusan Masalah
1. Apa yang dimaksud dengan spektrum,spektroskopi dalam spektroskopi bintang?
2. Bagaimana pembentukan spektrum pada bintang ?
3. Bagaimana penggolongan bintang berdasarkan spektrumnya ?
BAB II
PEMBAHASAN
Pengertian Spektroskopi Bintang
Menurut kamus astronomi, bintang merupakan objek samawi bergas yang menghasilkan cahayanya sendiri. Cahaya bintang adalah tenaga yang dihasilkan melalui proses pelakuran nukleus, yaitu proses penukaran atom hidrogen kepada atom helium di dalam terasnya untuk mengeluarkan cahaya.
Cahaya bintang yang paling cerah pada waktu malam mempunyai nilai magnitudo negatif . Bintang yang cerah tetapi jauh dari bumi akan kelihatan lebih kabur daripada bintang yang berada hampirdekat dengan bumi. Jika bintang berada jauh dari bumi, jumlah cahaya bintang tersebut yang diterima adalah sedikit berbanding dengan bintang yang berada dekat dengan bumi. Melalui specktrum, unsur-unsur kimia yang terkandung dapat diketahui. Seperti hidrogen, helium, oksigen, karbon, nitrogen, silikon, magnesium, neon, besi dan sulfur yang terdapat dalam bintang (matahari). Secara keseluruhannya, komposisi bintang mengandungi 90% hidrogen, 10% helium dan selebihnya adalah unsurunsur berat yang lain.Komposisi kimia dapat diketahui melalui cahaya yang dipancarkan oleh bintang dengan menggunakan kaedah spektroskopi
Apa itu spektroskopi?
Ketika berkas sinar matahari dilewatkan melalui gelas prisma,akan tampak uraian warna yang dikenal sebagai spectrum. Spektrum ialah rentetan warna kontinyu yang diperoleh apabila cahaya diuraikan ke dalam komponenya. Wollaston pada 1804 menemukan adanya garis gelap pada spektrum matahari. Pengamatan yang lebih teliti oleh Fraunhofer menunjukan bahwa terdapat lebih dari 600 garis gelap pada spektrum matahari yang kemudian disebut garis Fraunhofer. Fraunhofer pada 1814 menemukan bahwa spektrum juga memiliki garis garis gelap serupa matahari.
Sedangkan 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.
Salah satu landasan spektroskopi adalah Hukum Kirchoff (1859) tentang pembentukan spectrum :
Apabila suatu benda dalam wujud padat cair atau gas dipijarkan pada tekanan tinggi,benda tersebut akan memancarkan radiasi pada semua pajang gelombang. Spektrumnya disebut spektrum kontinyu.
Gas beretekanan rendah jika dipijarkan akan memancarkan radiasi pada panjang gelombang tertentu. Spektrum yang diperoleh berupa garis garis terang yang disebut garis emisi.
Bila berkas cahaya putih dengan spectrum kontinyu dilewatkan melalui garis yang dingin dan bertekanan rendah,makagas tersebut akan menyerap cahaya pada panjang gelombang tertentu. Spektrum yang diperoleh berupa spektrum kontinyu dari cahaya tersebut dengan diselingi garis garis gelap yang disebut garis serapan atau absorpsi.
Ilmuwan Swiss yang bernama Balmer merumuskan suatu persamaan deret untuk memprediksi panjang gelombang dari garis serapan yang dihasilkan gas hidrogen. Persamaan terebut dikenal dengan deret Balmer.
dengan : λ: panjang gelombang serapan (cm)
RH : tetapan Rydberg (= 109678)
Gambar di atas menunjukan Spektrum emisi hidrogen yang menampilkan 4 garis spektrum pertama dalam deret Balmer.
Bintang memancarkan radiasi pada semua panjang gelombang sehingga memiliki spectrum kontinyu. Bagian bintang yang memancarkan spectrum kontinyu (yang berate berupa gas bertekanan tinggi) disebut sebagai fotosfer. Fotosfer diselubungi lapisan gas yang lebih dingin dan renggang sehingga memberikan radiasi dengan spectrum absorpsi. Dengan mengamati spektrum absorpsi radiasi bintang, dapat diperkirakan kandungan unsur kimia di atmosfer bintang tersebut.
Pembentukan Spektrum Bintang
Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 4 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya.
Miss A. Maury dari Harvard Observatory menemukan bahwa klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak berbeda banyak.Klasifikasi yang dibuat oleh Miss Maury selanjutnya diperbaiki kembali oleh Miss Annie J. Cannon.Hingga sekarang klasifikasi Miss Cannon ini digunakan.
Subkelas spektrum
Klasifikasi spektrum bintang O, B, A, F, G, K, M masih dibagi lagi dalam subkelas, yaitu
B0, B1, B2, B3, . . . . . . . .., B9
A0, A1, A2, A3, . . . . . . . .., A9
F0, F1, F2, F3, . . . . . . . . . ., F9
Semakin besar angka yang menyatakan menunjukkan suhu bintang semakin rendah pula. Pengunaan subkelas ini dimaksudkan agar pengklasifikasian spektrum bintang menjadi lebih spesifik sehingg]a lebih jelas dan tepat.
M-K Kelas (Kelas Luminositas Bintang)
Bintang dalam kelas spektrum tertentu ternyata dapat mempunyai luminositas yang berbeda. Kecerahan bintang yang dikenali sebagai luminositi yaitu nisbah bagi jumlah keseluruhan cahaya yang dikeluarkan oleh bintang untuk bersinar. Manakala fluks adalah ukuran bagi jumlah cahaya yang diterima dari bintang. Kecerahan bintang bergantung kepada jumlah cahaya yang dipancarkan oleh bintang dan jarak bintang dengan bumi.
Pada tahun 1913 Adam dan Kohlscutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menentukan luminositas bintang. Berdasarkan kenyataan ini pada tahun 1943 Morgan dan Keenan dari Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas, yaitu :
Kelas 1a
Maharaksasa yang sangat terang
Kelas 1b
Maharaksasa yang kurang terang
Kelas II
Raksasa yang terang
Kelas III
Raksasa
Kelas IV
Subraksasa
Kelas V
Bintang deret utama
Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram H-R) di bawah ini.
Klasifikasi spektrum bintang sekarang ini merupakan penggabungan dari kelas spektrum dan kelas luminositas.
Contoh :
- G2 V : Bintang deret utama kelas spektrum G2
- G2 Ia : Bintang maharaksasa yang sangat terang kelas spektrum G2
- B5 III : Bintang raksasa kelas spektrum B5
- B5 IV : Bintang subraksasa kelas spektrum B5
Gerak Bintang
Bintang tidak diam, tapi bergerak di ruang angkasa. Pergerakan bintang ini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihat bintang seolah-olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang.
Laju perubahan sudut letak suatu bintang disebut gerak sejati (proper motion). Gerak sejati bisanya diberi simbol dengan μ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun. Bintang yang gerak sejatinya terbesar adalah bintang Barnard dengan μ = 10”,25 per tahun (dalam waktu 180 tahun bintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama).
Klasifikasi Bintang
Selain penggolongan bintang berdasarkan lumonitasnya ada pula penggolongan bintang berdasarkan panasnya. Sistem pengelompokan bintang yang dianggap baik disusunoleh Ejner Hertzsprung (Denmark) dan Henry Morris Russel (Amerika Serikat) pada tahun 19111. Mereka mengelompokan jenis bintang paling panas pada kelompok O sedangkan yang paling dingin adalah kelompok R ,N, dan S. Ditambah dengan jenis W oleh Wolf Rayet yang ternyata lebih panas dan letaknya sangat jauh. Lengkapnya ,kelompok bintang bintang itu terbagi dalam 10 jenis yaitu W,O,B,A,F,G,K,M,R,N, dan S.
Terkait spektrum warna pada bintang, terdapat pengelompokan bintang berdasarkan spektrumnya. Penggolongan berdasarkan spektrum diawali oleh Angelo Sechhi padatahun 1863. Penggolongan yang digunakan saat ini berdasarkan sistem dari Annie J Cannon.
Spektrum bintang digolongkan ke dalam kelas yang dapat dinyatakan dengan huruf sebagai :
O B A F G K M
Penggolongan ini berdasarkan suhu permukaan bintang
Bintang berdasarkan spectrum :
-Kelas : O
Warna : Biru
Suhu : >30.000 K
Ciri : Garis absorpsi dari Helium terionisasi,Garis Hidrogen juga tampak tapi lemah
Contoh : Bintang bintang di sabuk Orion (Alnitak dan Mintaka)
-Kelas B
Warna : Biru keputih putihan
Suhu : 11.000 - 30.000 K
Ciri : Garis absorpsi dari Helium netral,Garis Hidrogen lebih jelas disbanding kelas O
Contoh : Bintang Rigel dan Spica
- Kelas A
Warna : Putih
Suhu : 7500 - 11.000 K
Ciri : Garis absorpsi Hidrogen tampak kuat
Contoh : Bintang Sirius dan Vega
- Kelas F
Warna : Putih Kekuningkuningan
Suhu : 6000 – 7000 K
Ciri : Garis Hidrogen tampak lebih lemah dibanding kelas A. Garis absorpsi kalsium terionisasi mulai tampak
Contoh : Bintang Canopus,Procyon,Polaris
- Kelas G
Warna : Kuning
Suhu : 5000 - 6000 K
Ciri : Garis absorpsi Hidrogen lebih lemah dibanding kelas F. Garis absorpsi kalsium terionisasi mulai tampak kuat
Contoh : Matahari,Capella,Alpha Centauri
- Kelas K
Warna : Oranye
Suhu : 3500 - 5000 K
Ciri : Garis absorpsi dari logam netral dan terionisasi satu kali
Contoh : Bintang Arcturus dan Aldebaran
- Kelas M
Warna : Merah
Suhu : 2500 - 3000 K
Ciri : Garis absorpsi molekuler tampak kuat
Contoh : Bintang Betelgeuse dan Antares
Bintang dengan spectrum khusus
Terdapat banyak bintang yang tidak dapat digolongkan ke dalam kelas O BA F G K & M.
Bintang Wolf Rayer (WR)
-Spektrumnya mirip bintang kelas O namun dengan garis emisi yang lebar dari unsur He,N,C dan O terionisasi tinggi
-Terbagi 2 grup : WR yang meiliki unsur garis emisi He dan N (Bintang WN=WR dengan N) dan yang memiliki garis emisi He,C dan O (bintang WC=WR dengan C)
-Suhu efektif bintang WR mencapai 40000 – 50000 K
Bintang P –Cygni
Memiliki garis emisi kuat dari H dan He yang berdampingan dengan garis absorpsi pada gelombang pendek
Bintang Barium (Ba)
-Spektrumnya mirip bintang kelas G awal atau K awal ditambah garis Barium (Ba) dan Stronsium (Sr) yang kuat
Bintang B emisi
Spektrumnya mirip bintang kelas B namun meliki garis emisi pada deret Balmer Ha dan Hb garis He dan terkadang garis logam terionisasi
Bintang kelas A metallik (Am)
-Spektrumnya mirip bintang kelas A atau F awal ditambah garis garis yang kuat dari unsur unsur berat
-Hampir semua bintang Am adalah bintang ganda.
Bintang kelas A yang aneh/peculiar (Ap)
Spektrumnya mirip bintang kelas A namun dengan Si,Sr,Cr, dan Eu yag kuat
Bintang T Tauri
-Spektrumya mirip bintang kelas F atau M ditambah garis emsii kuat dari H,Ca terionisasi 2 kali dan K
gelombang pendek
Pelebaran Garis Spektrum
Garis sprektrum tidak tajam,namun memiliki ketebalantertentu. Hal ini bisa diakibatkan oleh:
Pelebaran alamiah
Pelebaran Doppler
Pelebaran tumbukan
Efek Zeeman
Namun selain pengaruh internal atom unsur,pelebaran garis spectrum juga dapat diakibatkan oleh pengaruh luar,misal:
Rotasi bintang
Pengembangan selubung (kasus P-Cygni)
Turbulensi di atmosfer bintang
Efek Doppler
C Doppler tahun 1842 menunjukan bahwa jika sumber cahaya bergerak mendekat,maka frekuensinya meningkat.
BAB III
PENUTUP
A.Simpulan
Spektrum ialah rentetan warna kontinyu yang diperoleh apabila cahaya diuraikan ke dalam komponenya. Sedangkan 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.Secara keseluruhannya komposisi bintang mengandungi 90% hidrogen, 10% helium dan selebihnya adalah unsurunsur berat yang lain. Komposisi kimia dapat diketahui melalui cahaya yang dipancarkan oleh bintang dengan menggunakan kaedah spektroskopi. Oleh sebab itu, spektroskopi merupakan salah satu ilmu dasar dalam astronomi.
Salah satu landasan spektroskopi adalah Hukum Kirchoff tentang pembentukan spectrum. Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 4 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya.Semakin besar angka yang menyatakan menunjukkan suhu bintang semakin rendah pula. Pengunaan subkelas ini dimaksudkan agar pengklasifikasian spektrum bintang menjadi lebih spesifik sehingg]a lebih jelas dan tepat.
DAFTAR PUSTAKA
Ian Ridpath. 1997. Jurnal UMY, A Dictionary Of Astronomy. Oxford: Oxford University Press
Baker, Robert Horace.1968.An Introduction to Astronomy, Fredick, Laurence W (ed.), c. 7. Princeton: D. Van Nostrand Company)
Darmawan, Denny. 2008.Lecture NotesSpektroskopi Bintang .(Yogyakarta:Fakultas Matematika dan Ilmu Pengetauan Alam UNY)
https://hansgunawan-astronomy.blogspot.com/2008/12/spectroscopy.html diakses pada 10 Oktober 2019 pukul 12.37
Yani,Ahmad. 2009. Handout mata kuliah Kosmografi.(Bandung:FPIPS UPI)
Mitton,Jacqueline 1998The Peguin Dictionary of Astronomy.(London: Peguin Books Ltd).
0 Komentar