Matahari Sebagai Bintang

15,656
-1

Published on

Matahari Sebagai Bintang diajukan guna memenuhi tugas mata kuliah Fisika Bumi dan Antariksa

Published in: Education
0 Comments
1 Like
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

No Downloads
Views
Total Views
15,656
On Slideshare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
0
Actions
Shares
0
Downloads
201
Comments
0
Likes
1
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Matahari Sebagai Bintang

  1. 1. MATAHARI SEBAGAI BINTANG MAKALAHdiajukan guna melengkapi tugas Fisika Bumi dan Antariksa kelas A Oleh : Kelompok 9 Rieska Vita Diyanti (100210102021) Ajeng Puspaningrum (100210102025) Fitra Dwi Ariangga (100210102027) Millathina Puji Utami (100210102029) Evin Andriani (100210102034) Halimatus Sa’diyah (100210102051) Devi Indah Permatasari (100210102090) PROGRAM STUDI PENDIDIKAN FISIKA JURUSAN PENDIDIKAN MIPA FAKULTAS KEGURUAN DAN ILMU PENDIDIKAN UNIVERSITAS JEMBER 2011 1
  2. 2. DAFTAR ISI HalamanHALAMAN JUDUL....................................................................................... 1DAFTAR ISI .................................................................................................. 2PRAKATA ...................................................................................................... 3BAB I PENDAHULUAN................................................................................. 1 1.1 Latar Belakang.......................................................................... 4 1.2 Rumusan Masalah..................................................................... 5 1.3 Tujuan....................................................................................... 5BAB II PEMBAHASAN.................................................................................. 6 2.1 Matahari sebagai bintang..................................................... 6 2.2 Asal Usul Bintang................................................................ 11 2.3 Jarak Bintang........................................................................ 13 2.4 Gerak Bintang...................................................................... 15 2.5 Magnitudo Bintang............................................................... 19BAB III PENUTUP.......................................................................................... 22 3.1 Kesimpulan........................................................................... 22 3.2 Saran..................................................................................... 22LAMPIRAN LATIHAN SOAL........................................................................ 23DAFTAR PUSTAKA 2
  3. 3. PRAKATA Segenap puji syukur penyusun panjatkan pada Tuhan Yang Maha EsaAllah SWT yang telah memberikan ridhonya atas terselesaikannya makalah ini.Makalah ini disusun guna memenuhi tugas mata kuliah Fisika, Bumi danAntariksa pada Program Studi Pendidikan Fisika, Fakultas Keguruan dan IlmuPendidikan, Universitas Jember. Penyusunan makalah ini tidak lepas dari bantuan berbagai pihak, olehkarena itu penyusun ingin menyampaikan ucapan terima kasih kepada semuapihak yang tidak dapat disebutkan satu per–satu yang telah memberikan bantuandalam penyelesaian makalah ini. Besar harapan penyusun bila segenap pemerhati memberikan kritik dansaran yang bersifat membangun demi kesempurnaan penulisan selanjutnya.Akhirnya penyusun berharap, semoga makalah ini dapat bermanfaat. Amin. Jember, April 2011 Penyusun 3
  4. 4. BAB I PENDAHULUAN1.1. LATAR BELAKANG Pada era yang kita katakan modern saat ini, perkembangan ilmu astronomi sudah sedemikian maju. Seiring dengan banyaknya penemuan- penemuan terbaru membuat ilmu ini semakin berjalan dinamis. Teori-teori mengenai jagad raya pada umumnya serta tatasurya pada khususnya selalu terus diuji kevaliditasannya. Tatasurya tak ubahnya merupakan ’halaman belakang’ rumah astronomi kita. Di luar itu, terhampar samudera jagad raya yang seolah tanpa batas yang menunggu untuk diarungi. Sementara itu, perkembangan pengetahuan tata surya yang memanfaatkan instrumentasi bertekhnologi tinggi dan berbagai wahana mutakhir yang dikirim membuat kita harus selalu merevisi koleksi buku-buku astronomi kita. Matahari, sebagai ”aktor” utama dibalik segala macam hal yang terjadi di tata surya, merupakan salah satu topik pembahasan yang paling menarik untuk diikuti. Pada tulisan yang singkat ini, akan sedikit dijelaskan beragam fakta mengenai matahari termasuk struktur dan sejarah kelahirannya serta pengaruhnya terhadap lingkungan sekitarnya. Para ahli astronomi dahulu kala mengira Bumi adalah pusat tatasurya, bahkan beberapa diantaranya mengira bumi adalah pusat alam semesta. Semua benda langit seperti matahari, bulan, bintang dan planet bergerak mengitari bumi. Pandangan ini dikenal dengan teori ”Geosentris” (berarti bumi sebagai pusat), yang dikemukakan oleh seorang astronom Yunani-Mesir bernama Claudius Ptolemeus pada pertengahan abad ke-2 SM lewat bukunya yang terkenal ”Almagest”, atas dasar pandangan Pytagoras dan Aristoteles. Setelah bertahan selama lebih dari 1500 tahun, pendapat ini ternyata keliru. Pada tahun 1543, seorang astronom Polandia bernama Nicolaus 4
  5. 5. Copernicus, lewat bukunya yang berjudul ”De Revolutionibus Orbium Coelestium”, berpendapat bahwa semua planet – termasuk Bumi – bergerak mengitari matahari. Teori ini dikenal dengan teori ”Heliosentris” (berarti matahari sebagai pusat)1, teori ini semakin kuat setelah pada awal abad ke-16, astronom Austria bernama Johannes Keppler menemukan hukum peredaran planet atau yang dikenal dengan Hukum Keppler. Ia mendasarkan teorinya pada hasil pengamatan gerak planet Mars sehingga teorinya benar-benar merupakan hasil analisis data empiris. Penemuan astronom Italia bernama Galileo Galilei pada tahun 1610 akan adanya 4 satelit Jupiter dapat disebut turut mendukung konsep Heliosentris. Dalam teori ini, matahari-lah yang merupakan pusat tata surya dan bukan bumi. Dengan begitu, matahari memegang peranan yang sangat penting dalam segala dinamika yang terjadi di tata surya. Dari uraian diatas, marilah kita tinjau kembali bagaimana Matahari penting keberadaannya bagi tata surya yang akan disajikan dalam makalah.1.2. RUMUSAN MASALAH Berkaitan dengan uraian latar belakang di atas, maka beberapa permasalahan yang dapat dirumuskan dalam makalah ini sebagai berikut : a. Bagaimana struktur matahari sebagai bintang? b. Bagaimana asal-usul bintang? c. Bagaimana jarak dan gerak bintang? d. Apa dan bagaimana magnitudo sebuah bintang?1.3. TUJUAN 5
  6. 6. Berdasarkan rumusan di atas, maka tujuan yang ingin dicapai dalam pemaparan makalah ini adalah : a. Mengetahui struktur bintang b. Mengetahui proses kehidupan bintang c. Mengetahui jarak, gerakan, serta magnitudo bintang BAB II PEMBAHASAN2.1 Struktur Matahari sebagai Bintang Bintang adalah benda angkasa yang mempunyai cahaya sendiri dan gaspijar. Kekuatan cahaya bintang ditentukan berdasarkan magnitude (tingkatterang). Matahari disebut bintang karena matahari mampu menghasilkan danmemancarkan cahaya sendiri melalui reaksi fusi nuklir. Matahari merupakan 6
  7. 7. bintang terdekat dengan bumi yang menjadi pusat dari tata surya, sehinggamatahari mampu “manarik dan mengatur” anggota tata surya lainnya. Cahayamatahari dibandingkan bintang yang lain terasa lebih cemerlang. Hal itulah yangmenyebabkan pada waktu siang hari kita tidak dapat melihat bintang selainmatahari. Matahari adalah bintang terdekat dengan Bumi dengan jarak rata-rata149.680.000 kilometer (93.026.724 mil). Matahari serta kedelapan buah planet(yang sudah diketahui/ditemukan oleh manusia) membentuk Tata Surya. Mataharidikategorikan sebagai bintang kecil jenis G. Matahari adalah suatu bola gas yang pijar dan ternyata tidak berbentukbulat betul. Matahari mempunyai katulistiwa dan kutub karena gerak rotasinya.Garis tengah ekuatorialnya 864.000 mil, sedangkan garis tengah antar kutubnya43 mil lebih pendek. Matahari merupakan anggota Tata Surya yang paling besar,karena 98% massa Tata Surya terkumpul pada matahari. Di samping sebagai pusat peredaran, matahari juga merupakan pusatsumber tenaga di lingkungan tata surya. Matahari terdiri dari inti dan tiga lapisankulit, masing-masing fotosfer, kromosfer dan korona. Untuk terus bersinar,matahari, yang terdiri dari gas panas menukar zat hidrogen dengan zat heliummelalui reaksi fusi nuklir pada kadar 600 juta ton, dengan itu kehilangan empatjuta ton massa setiap saat. Matahari dipercayai terbentuk pada 4,6 miliar tahun lalu. Kepadatan massamatahari adalah 1,41 berbanding massa air. Jumlah tenaga matahari yang sampaike permukaan Bumi yang dikenali sebagai konstan surya menyamai 1.370 wattper meter persegi setiap saat. Matahari sebagai pusat Tata Surya merupakanbintang generasi kedua. Material dari matahari terbentuk dari ledakan bintanggenerasi pertama seperti yang diyakini oleh ilmuwan, bahwasanya alam semestaini terbentuk oleh ledakan big bang sekitar 14.000 juta tahun lalu. 7
  8. 8. Matahari memancarkan energi dalam bentuk cahaya ke segala arah. Energiyang dipancarkan tersebut, hanya sebagian kecil yang sampai di bumi. Namunsejumlah energi yang kecil tersebut sudah cukup sebagai sumber energi di bumi.Berdasarkan hasil penelitian, setiap 1 cm2 atmosfir bumi rata-rata menerimaenergi matahari sebesar 2 kalori setiap menit (8,4 joule/menit). Nilai 2 kalori permenit ini selanjutnya disebut konstanta matahari. Berdasarkan penelitiandiperoleh bahwa matahari merupakan bola gas yang sangat panas. Bola gastersebut terdiri atas 70 % gas hidrogen, 25 % gas helium, dan 5 % unsur-unsurlain seperti gas oksigen, karbon, neon, besi, nitrogen, silikon, magnesium, nikel,dan belerang (sulfur). Wujud matahari adalah bola gas berpijar yang sangat besar. Berpijarnya bolagas tersebut disebabkan oleh adanya reaksi fusi di bagian inti matahari. Olehkarena itu. inti matahari mempunyai suhu yang paling tinggi dibandingkanbagian-bagian yang lain. Berdasarkan letaknya, susunan lapisan matahari dapatdibedakan menjadi empat macam. Lapisan-lapisan tersebut mulai dari yangterdalam berturut-turut adalah lapisan inti, fotosfer, kromosfer, dan korona. 8
  9. 9. • Inti. Inti merupakan bagian yang paling dalam dari matahari. Suhu di lapisan ini diperkirakan mencapai l6 juta oC. Oleh karena itu, di lapisan inilah reaksi fusi dapat berlangsung. Energi hasil reaksi fusi dipancarkan ke luar secara radiasi.• Fotosfer (Lapisan Cahaya) Fotosfer merupakan permukaan matahari yang tebalnya kurang lebih 350 km. Lapisan inilah yang memancarkan cahaya sangat kuat. Oleh karena itu. fotosfer juga disebut lapisan cahaya. Suhu di fotosfer diperkirakan rata-rata 6.000 oC. Pada suhu tersebut, suatu benda memancarkan cahaya berwarna kuning. Hal ini sesuai dengan cahaya matahari yang berwarna kekuning-kuningan. 9
  10. 10. • Kromosfer. Kromosfer merupakan lapisan gas dli atas fotoser yang tebalnya sekitar l6.000 km. Oleh karena itu, kromosfer sering disebut lapisan atmosfer matahari. Di lapisan bawah (dekat fotosfer). suhu kromosfer diperkirakan sekitar 4.000 oC. Makin ke atas. suhu kromosfer makin tinggi. Pada lapisan yang paling atas.,suhu kromosfcr diperkirakan mencapai 10.000 o C. Kromosfer.hanya dapat dilihat pada saat terjadi gerhana matahari total. Pada saat itu. Kromosfer tampak seperti gelang atau cincin yang berwarna merah.• Korona. Korona mempakan lapisan matahari yang paling luar. lapisan ini juga sering disebut lapisan atmosfer matahari bagian luar. Korona juga merupakan lapisan gas yang sangat tipis. Gas tersebut sering tampak seperti mahkota putih cemerlang yang mengelilingi rnatahari. Oleh karena itu, lapisan gas tersebut disebut korona, artinya mahkota. Karena merupakan lapisan gas tipis. bentuk korona selalu berubah-ubah. Tebal korona diperkirakan mencapai 2,5 juta km. Adapun suhunya diperkirakan mencapai 1 juta oC Korona dapat diamati setiap saat dengan teleskop. Teleskop yang digunakan untuk mengamati korona disebut koronagraf. 10
  11. 11. 2.2 Asal Usul Bintang Setiap tahun, bintang-bintang terbentuk di dalam nebula yang sekaligusmerupakan bahan bakarnya. Melalui reaksi nuklir yang luar biasa, bintangmengkonsumsi miliaran ton bahan bakar setiap detik. Cadangan hidrogenmatahari sangat besar sekitar 2000 miliar miliar ton sehingga reaksi nuklir yangtelah terjadi sejak 5 miliar tahun yang lalu tetap beranjt selama itu juga. Bintang terlahir di dalam awan hidrogen dan debu yang sangat besar yangdisebut nebula. Ledakan sebuah atau beberapa bintang disekitarnya memengaruhinebula, dan grafitasi mulai yang memegang. Awan lambat laun berkontraksi dibawah pengaruh gravitasi, dan materi akan menggumpal secara alami. Awanmulai berotasi dan temperaturnya meningkat. Embrio bintang (protostar)terbentuk. Tak lama kemudian reaksi nuklir terjadi. Protostar membutuhkanwaktu 10 miliar tahun untuk kemudian menjadi sebuah bintang yang akanbersinar sampai seluruh cadngan hidrosfer yang dimilikinya berubah menjadihelium. 11
  12. 12. Jika protostar tidak memiliki cukup massa untuk membangkitkan reaksinuklir, ia akan menjadi katai cokelat. Protostar dengan massa yang cukup akanmemicu proses fusi termonuklir dan mengawali kehidupan dewasanya sebagaibintang deret utama. Ini seperti Matahari kita saat ini. Setelah 10 milir tahun,bintang tersebut akan berubah menjadi raksasa merah dengan diameter 100diameter Matahari dan ratusan kali lebih terang. Lambat laun, lapisan bagian luarraksasa merah terlontar ke angkasa dan membentuk planetari nebula selama 1miliar tahun. Kemudian, inti bintang akan terus berkontraksi hingga menjadiseukuran bumi dan menjadi katai putih, objek dengan kerapatan luar biasa. Jikakatai putih memiliki bintang pasangan, akan menarik materialnya dan akanmenjadi nova 1 yang sangat terang. Bintang akan meredup terus hingga tidakbersinar kembali. Setelah beberapa miliar tahun akan menjadi bintang mati, kataigelap.Nova 12
  13. 13. Katai putih yang berubah menjadi sebuah bintang yang sangat terangsecara tiba – tiba disebut sebagai “bintang baru”. Diperkirakan terdapat puluhannova yang terbentuk setiap tahunnya di Galaksi Bimasakti. Proses yangmenyebabkan terjadinya nova dapat terjadi ketika sebuah bintang katai putihdekat dengan bintang lainnya. Katai putih terkadang mengisap materi bintangpasangannya. Materi tersebut berakumulasi di sekitar permukaannya danmembentuk sebuah cakram akresi. Peningkatan temperatur, menyebabkan ledakanbesar. Nova tampak terang di langit. Dalam satu tahun, “bintang baru” tersebutmemancarkan energy lebih banyak dari yang dipancarkan Matahari selama satujuta tahun.2.3 Jarak Bintang Bintang yang terdekat dari kita setelah matahari (jarak 150.000.000 km)adalah bintang Proksima Centauri yang berjarak 40.000.000 km. Begitubanyaknya angka yang harus ditulis membuat astronom menggunakan satuan lainuntuk menyatakan jarak bintang. Dengan mengetahui bahwa dalam 1 detik cahayabergerak melintasi 300.000 km, maka astronom mendefinisikan satuan cahaya (1tahun cahaya = 9,46 x 1012 km) sebagai acuan jarak bintang. Dengan demikian,cahaya membutuhkan waktu sekitar 500 detik untuk sampai ke bumi darimatahari, dan 4,3 tahun dari bintang Proksima Centauri. Dengan kata lain jarakbumi-Proksima Centauri adalah 4,3 tahun cahaya. 13
  14. 14. Penentuan jarak bintang baru dapat dilakukan pada abad ke-19, dandikenal dengan nama cara paralaks trigonometri. Akibat gerak edar bumimengelilingi matahari, maka bintang yang dekat akan terlihat bergeser letaknyarelative terhadap bintang-bintang yang lebih jauh. Bintang tersebut seolahbergerak menempuh lintasan berbentuk elips yang sebenarnya merupakanpencerminan gerak bumi. Jika sudut p adalah bentangan sudut yang dibentukantara posisi bintang saat tertentu relative pada saat acuan, maka dari trigonometrisederhana dapat dirumuskan sebagai p = αo/α dengan αo adalah jarak mataharibumi, dan α adalah jarak bumi ke bintang. Karena p sudut yang kecil. Maka jikadinyatakan dalam radian dapat dituliskan sin p = αo /α. Sebagai ilustrasi, bintang 61 Cygni (di rasi Cygnus) diukur paralaksnya 0,3detik busur, maka dengan rumus di atas dengan mudah dapat dihitung jaraknya1014 km. Astronom kerapkali menggunakan satuan jarak parsek, yangdidefinisikan sebagai jarak bintang yang paralaksnya 1 detik busur. Hubunganyang diperoleh adalah 1 parsek = 3,26 tahun cahaya. Tabel : Bintang-bintang yang terdekat dengan matahari yang sudahditentukan paralaksnya Bintang Paralak s (“) Jarak (pc) Jarak (ly) Proxima Centauri 0,76 1,31 4,27 Alpha Centauri 0,74 1,35 4,40 Barnard 0,55 1,81 5,90 Wolf 359 0,43 2,35 7,66 Lalande 21185 0,40 2,52 8,22 Sirius 0,38 2,65 8,64 14
  15. 15. 2.4 Gerak Bintang Bintang tidak diam, tetapi bergerak di ruang angkasa. Pergerakan bintangini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihatbintang seolah-olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang.Bila diamati, bintang selalu bergerak di langit malam, baik itu tiap jam maupuntiap hari akibat pergerakan bumi relatif terhadap bintang (rotasi dan revolusibumi). Walaupun begitu, bintang sebenarnya benar-benar bergerak karenamengitari pusat galaksi, namun pergerakannya itu sangat kecil sehingga hanyadapat dilihat dalam pengamatan berabad-abad. Gerak semacam inilah yangdisebut gerak sejati bintang. Gerak sejati biasanya diberi symbol dengan µ dandinyatakan dalam detik busur pertahun. Bintang yang gerak sejatinya terbesaradalah bintang Barnard dengan µ = 10”,25 per tahun (dalam waktu 180 tahunbintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama). 15
  16. 16. Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu: 1. Kecepatan radial : kecepatan bintang menjauhi atau mendekati pengamat (sejajar garis pandang). 2. Kecepatan tangensial : kecepatan bintang bergerak di bola langit (pada bidang pandang).Sedangkan kecepatan total adalah kecepatan gerak sejati bintang yang sebenarnya(semua komponen).KECEPATAN RADIAL Kecepatan radial, seperti telah dijelaskan sebelumnya, adalah kecepatanbintang menjauhi atau mendekati pengamat. Kecepatan ini biasanya cukup besar,sehingga terjadi peristiwa pergeseran panjang gelombang. Kecepatan radialbintang dapat diukur dengan metode Efek Doppler.atau dengan pendekatan untuk vr<<c dapat digunakan versi nonrelativistik yaitu: Kebanyakan gerak bintang-bintang yang dapat diaamati geraknyamemiliki kelajuan yang jauh di bawah kelajuan cahaya, sehinggi kita gunakan sajapersamaan yang kedua. Penting untuk mengetahui kecepatan bintang dan galaksiumumnya dinyatakan dalam km/s.KECEPATAN TANGENSIAL Kecepatan tangensial adalah kecepatan gerak bintang pada bola langit.Misalkan pada suatu tahun, bintang tersebut berada pada α,δ sekian, namun padatahun berikutnya posisinya berubah. Perubahan koordinat dalam tiap tahun ini 16
  17. 17. disebut proper motion (μ) yang merupakan kecepatan sudut bintang (perubahansudut per perubahan waktu). Kecepatan liniernya dinyatakan dalam satuankilometer per detik. Kecepatan linier inilah yang dikatakan kecepatan tangensial,yang dapat dicari dengan menggunakan rumus keliling lingkaran. Misalperubahan posisi bintang dari x ke x’, yaitu sebesar μ (detik busur) setiaptahunnya.Perhatikan gambar gerak tangensial bintang :d (parsec) dan μ (“)kita juga memiliki hubungan d = 1/p untuk d dalam parsec dan p dalam detikbusurKeliling = 360 º = 1296000”Keliling = 2πd = 2π/pdan mengingat definisi kecepatan sudut, v = ω d, maka: 17
  18. 18. KECEPATAN TOTAL Di atas kita telah membahas kecepatan bintang dalam arah radial dantangensial, sekarang kita akan mencari kecepatan total bintang, v. Karena arahsumbu radial dan tangensial tegak lurus, maka dengan mudah kita dapatmenyelesaikannya menggunakan dalil Pythagoras atau trigonometri. Ingatlahsudut yang dibentuk antara sumbu radial dan vektor kecepatan bintang disebutsudut β. Gambar : diagram kecepatan totalv2 = vr2 + vt2vr = v cos βvt = v sin β 18
  19. 19. 2.5 Magnitudo Bintang Bintang merupakan benda langit yang amat besar. Jika kita amati secaraseksama, maka warna bintang di langit berbeda – beda, ada yang kekuning –kuningan, merah, dan biru. Dapat kita simpulkan ( dengan hokum Wien padafisika radiasi, dimana λmaks T = konstan ) bahwa bintang yang biru memiliki suhutinggi, sedang yang bersuhu rendah berwarna merah. Jadi, dengan mengamatiwarna bintang astronom dapat mengukur suhu bintang tersebut. Padakenyataannya diperlukan alat ukur yang sangat teliti untuk keperluan pengukuranwarna bintang. Kalau diperhatikan, maka jelas kita memiliki kesan ada bintang yangterang dan ada yang lemah cahayanya. Hipparchus (100 SM) mencoba secarakuantitatif memberikan skala terang bintang dalam konsep magnitude, yang dalamversi modernnya digambarkan sebagai berikut. Ua bintang yang salah satunyalebih terang 100 kali memiliki magnitude 5 kali lebih kecil, atau dengan kata lain, 19
  20. 20. jika E1 adalah fluks enegi bintang 1 dan E2 adalah fluks enegi bintang 2. m1 adalahmagnitude bintang 1, m2 adalah magnitude bintang 2, maka dapat dirumuskan: m1 – m2 = -2,5 log(E2/E1) Terang bintang yang diukur di bumi hanyalah terang semu (magnitudenisbi), yaitu terang yang kita lihat , bukan terang sebenarnya. Ada bintang yangsebenarnya sangat terang, tetapi karena begitu jauhnya maka tampak redup.Sebaliknya ada bintang yang sebenarnya tidak terlalu terang, tetapi karena dekat,jadi tampak berkilau. Untuk mengetahui keadaan intrinsik suatu bintang,astronom perlu mengetahui terang sebenarnya (terang mutlak) bintang, yaknimagnitude mutlak. Magnitude mutlak suatu bintang adalah terang bintang dalammagnitude jika diamati dari jarak 32,6 tahun cahaya atau 10 parsek (pc), dandirumuskan: m – M = -5+5log d(pc)dengan m magnitude semu (nisbi), M magnitude mutlak, dan d(pc) adalah jarakbintang dalam satuan parsek. Oleh karena itu, jarak sebuah bintang merupakaninformasi yang amat penting dalam astronomi. Dari pembicaraan mengenai matahari diungkapkan bahwa gelombangelektromagnetik yang dipancarkan sebagai cahaya polikromatik dapat diuraikanke dalam warna – warna. Uraian cahaya inilah yangn disebut spectrum. Denganhokum Kirchoff untuk spectrum kontinu (malar), emisi dan absorbs, maka dasarspektroskopi(ilmu penelaahan spectrum cahaya) dibentuk. Bila spectrum berbagai bintang diamati, terlihat pola garis spektrumnyaberbeda – beda. Astronom mengelompokkan spectrum bintang berdasarkankemiripan susunan garis spektrumnya. Klasifikasi spectrum bintang dalamastronomi modern dinyatakan dengan symbol – symbol kelas spectrum O, B, A,F, G, K, dan M. Untuk memudahkan mengingat urutan klasifikasi spectrumbintang tersebut dibuat jembatan keledai sebagai berikut: “Oh Be A Fine Girl(Cuy) Kiss Me” Awalnya perbedaan pola spectrum bintang diduga arena 20
  21. 21. perbedaan komposisi kimiawi bintang, tetapi ternyata teori struktur dan angkasabintang modern menunjukkan bahwa penyebab utamanya adalah perbedaan suhubintang. Unsur dasar yang paling dominan dalam tubuh bintang adalah hydrogen,diikuti oleh Helium dan dengan fraksi kecil sekali unsur – unsur atom berat.Tabel Klasfikasi Spektrum Bintang Kelas spectrum Suhu Warna O > 25.000 K Biru B 11.000 – 25.000 K Biru A 7.500 – 11.000 K Biru F 6.000 – 7.500 K Biru keputih – putihan G 5.000 – 6.000 K Putih kekuning – kuningan K 3.500 – 5.000 K Jingga kemerah – merahan M < 3.500 K Merah BAB III PENUTUP 21
  22. 22. KESIMPULAN Berdasarkan hasil dan pembahasan pada bab sebelumnya, dapat diperoleh kesimpulan sebagai berikut: 1. Bintang adalah benda angkasa yang mempunyai cahaya sendiri dan gas pijar. 2. Matahari terdiri dari adalah lapisan inti, fotosfer, kromosfer, dan korona. 3. Bintang terlahir di dalam awan hidrogen dan debu yang sangat besar yang disebut nebula. 4. Bintang yang terdekat dari kita setelah matahari (jarak 150.000.000 km) adalah bintang Proksima Centauri yang berjarak 40.000.000 km. 5. Gerak sejati bintang dibedakan menjadi dua berdasarkan arah geraknya, yaitu kecepatan radial dan kecepatan tangensial. 6. Terang suatu bintang dalam astronomi dinyatakan dalam satuan magnitudoSARAN Matahari memegang peranan yang sangat penting dalam segala dinamikayang terjadi di tata surya dimana merupakan dapur ilmiah raksasa tempat prosesledakan nuklir yang sangat dahsyat. Dari sekian banyak pengetahuan tentangmatahari, tentunya hanya sedikit yang telah diketahui oleh manusia. Tatasuryayang terlihat sekarang pun merupakan tatasurya yang sekedar telah teramati.Masih banyak misteri yang belum terungkap yang terus ’menggelitik’ rasa 22
  23. 23. keingintahuan kita. Berbagai proyek sudah direncanakan. Pengiriman manusia kemars, penjelajahan koloni manusia, pencarian makhluk cerdas sebagai ’teman’ dialam semesta maha luas ini dan sebagainya. Tentunya semua itu harus di dukungoleh peralatan yang canggih bertekhnologi tinggi. Berharap dengan semakinberkembangnya ilmu pengetahuan, termasuk jaringan kerjasama yang terkaitdengan astronomi dan berbagai bidang keilmuan lain, tentunya rasa optimis untuksemakin menambah wawasan mengenai tatasurya secara khusus dan jagad rayasecara umum perlu dikedepankan pada generasi masa depan. 23
  24. 24. LAMPIRAN LATIHAN SOAL1. Berapakah kecerlangan sebuah bintang dibandingkan dengan kecerlangan semula apabila jaraknya dijauhkan 3 kali jarak semula? Jawab : Misalnya dA jarak semula dan kecerlangannya adalah EA, jarak sekarang adalah dB = 3dA dan kecerlangannya EB. Jadi, Jadi, setelah jaraknya dijauhkan 3kali dari jarak semula, maka kecerlangan bintang menjadi lebih redup sebesar 1/9kali kecerlangan semula.2. Magnitudo mutlak sebuah bintang adalah M =5 dan magnitudo semunya adalah m = 10. Jika absorbsi oleh materi antar bintang diabaikan, berapakah jarak bintang tersebut ? Jawab : m = 10 dan M = 5, dari rumus Pogson Diperoleh, 24
  25. 25. 3. Tiga bintang diamati magnitudo dalam panjang gelombang visual (V) dan biru (B) seperti yang diperlihatkan dalam tabel berikut No. B V 1 8,52 8,82 2 7,45 7,25 3 7,45 6,35 a. Tentukan bintang nomor berapakah yang paling terang? Jelaskan alasannya ! b. Bintang yang anda pilih sebagai bintang yang paling terang itu dalam kenyataannya apakah benar-benar merupakan bintang yang paling terang? Jelaskan alasannya ! c. Tentukan bintang mana yang paling panas dan mana yang paling dingin? Jelaskan alasannya ! Jawab : a. Bintang yang paling terang adalah bintang yang magnitudo visualnya paling kecil. Dari tabel tampak bahwa bintang yang magnitudo visualnya paling kecil adalah bintang no.3, jadi bintang yang paling terang adalah intang no.3 25
  26. 26. b. Belum tentu karena terang suatu bintang bergantung pada jaraknya ke pengamat seperti tampak pada rumus dimana E adalah terang bintang, L luminositas bintang dan d adalah jarak bintang ke pengamat. Oleh karena itu, bintang yang sangat terang bisa tampak sangat lemah cahanya karena jaraknya yang jauh. c. Untuk menjawab pertanyaan-pertanyaan ini kita tentukan dahulu indeks warna ketiga bintang tersebut, karena makin panas atau makin biru sebuah bintang maka semakin kecil indeks warnanya. No. B V B-V 1 8,52 8,82 -0,30 2 7,45 7,25 0,20 3 7,45 6,3 1,10 5 Dari tabel di atas tampak bahwa bintang yang mempunyai indeks warna terkecil adalah bintang no.1. Jadi, bintang terpanas adalah bintang no.1.4. Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa puncak spectrum bintang A dan bintang B masing-masing berada pada panjang gelombang 0,35 µm dan 0,56 µm. Tentukan bintang mana yang lebih panas, dan seberapa besar perbedaan temperaturnya? Jawab : 26
  27. 27. Jadi, bintang A mempunyai lebih pendek daripada bintang B. Menurut hukum Wien, bintang A lebih panas daripada bintang B. Jadi, temperatur bintang A lebih panas 1,6 kali daripada temperatur bintang B. DAFTAR PUSTAKAAnonim.2011.Matahari. di dalam http://id.wikipedia.org. tanggal akses 30-03 2011.Darmodjo & Kaligis.2004. Ilmu Alamiah Dasar. Jakarta:Pusat Penerbitan Universitas Terbuka.Gunawan, Hans.2011.Belajar Astronomi. di dalam http://hansgunawan-astronomy.blogspot.com. tanggal akses 27-01-2011.Klinken, Gerry Van.2008.Revolusi Fisika dari Alam Ghaib ke Alam Nyata. Jakarta:Gramedia Pustaka Utama 27
  28. 28. Young, H.D.1998.Macmillan Encyclopedia Of Science.New York:Macmillan Reference. 28

×