Dokumen tersebut membahas tentang sifat pancaran benda hitam dan hukum-hukum terkaitnya, termasuk fungsi Planck, hukum Stefan-Boltzmann, dan hukum Wien. Dokumen juga menjelaskan bahwa bintang dapat dianggap sebagai benda hitam dan parameter pentingnya seperti intensitas spesifik, fluks, luminositas, dan fluks pada jarak tertentu.
2. DND-2005
Untuk memahami sifat pancaran suatu benda kita
hipotesakan suatu pemancar sempurna yang disebut
benda hitam (black body)
Pada keadaan kesetimbangan termal, temperatur
benda hanya ditentukan oleh jumlah energi yang
diserapnya per detik
Suatu benda hitam tidak memancarkan seluruh
gelombang elektromagnet secara merata. Benda hitam
bisa memancarkan cahaya biru lebih banyak
dibandingkan dengan cahaya merah, atau sebaliknya.
3. DND-2005
Menurut Max Planck (1858 – 1947), suatu benda hitam
yang temperaturnya T akan memancarkan energi
berpanjang gelombang antara λ dan λ + dλ dengan
intensitas spesifik Bλ(T) dλ sebesar
Fungsi Planck
. . . . . . . . . . . . . (2-1)
Bλ (T) = Intensitas spesifik (I) = Jumlah energi yang
mengalir pada arah tegak lurus permukaan
per cm2
per detik, per steradian
2 h c2
λ5
1
ehc/λkT
- 1
Bλ (T) =
4. DND-2005
h = Tetapan Planck = 6,625 x 10-27
erg det
k = Tetapan Boltzmann = 1,380 x 10-16
erg/ o
K
c = Kecepatan cahaya = 2,998 x 1010
cm/det
T = Temperatur dalam derajat Kelvin (o
K)
2 h c2
λ5
1
ehc/λkT
- 1
Bλ (T) =
5. DND-2005
Apabila dinyatakan dalam frekuensi fungsi Planck menjadi :
Distribusi energi
menurut panjang
gelombang
(Spektrum Benda
Hitam)
. . . . . . . . . . . . . . . . (2-2)
Intensitas spesifik
benda hitam sebagai
fungsi panjang
gelombang
2 h ν 3
c 2
1
e hν/kT
- 1
Bν (T) =
Visible
Panjang Gelombang (µm)
IntensitasSpesifik[Bλ(T)]
0,00 0,25 0,50 0,75 1,00 1,25 1,50 1,75 2,00
UV Inframerah
8 000 K
7 000 K
6 000 K
5 000 K
4 000 K
6. DND-2005
Panjang gelombang maksimum (λmaks
) pancaran benda
hitam dapat ditentukan dengan menggunakan Hukum
Wien yaitu
λmaks
dinyatakan dalam cm dan T dalam derajat Kelvin
Hukum Wien ini menyatakan bahwa makin tinggi
temperatur suatu benda hitam, makin pendek
panjang gelombangnya
Hal ini dapat digunakan untuk menerangkan gejala
bahwa bintang yang temperaturnya tinggi akan
tampak berwarna biru, sedangkan yang temperatur-
nya rendah tampak berwarna merah.
. . . . . . . . . . . . . . . . . . (2-3)λmaks =
0,2898
T
7. DND-2005
0 0.25 0.50 0.75 1.00 1.25 1.50 1.75 2.00
Panjang Gelombang
Intensitas 8 000 K
= 3,62 x 10-5
cm = 0,36 µm
λmaks =
0,2898
T
0,2898
8000
=
8. DND-2005
Contoh :
Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa puncak
spektrum bintang A dan bintang B masing-masing
berada pada panjang gelombang 0,35 µm dan 0,56 µm.
Tentukanlah bintang mana yang lebih panas, dan
seberapa besar perbedaan temperaturnya
Jawab :
Jadi bintang A mempunyai λmaks lebih pendek daripada
bintang B. Menurut hukum Wien, bintang A lebih panas
daripada bintang B
λmaks A = 0,35 µm , λmaks B = 0,56 µm
λmaks =
0,2898
T
T =
0,2898
λmaks
9. DND-2005
Untuk bintang A :
Untuk bintang B :
Jadi temperatur bintang A lebih panas 1,6 kali daripada
temperatur bintang B
TA =
0,2898
λmaks A
=
0,2898
0,35
TB =
0,2898
λmaks B
=
0,2898
0,56
0,2898
0,35
=
0,2898
0,56TA
TB
= 1,6
10. DND-2005
Bintang B : λmaks = 0,56 µm = 0,56 x 10-4
cm
Bintang A : λmaks = 0,35 µm = 0,35 x 10-4
cm
Cara lain :
Jadi bintang A 1,6 kali lebih panas daripada bintang B
λmaks =
0,2898
T
0,2898
T =
λmaks
0,2898
0,35 x 10-4
TA = = 8 280 K
0,2898
0,56 x 10-4
TA = = 5 175 K
5175
8280TA
TB
= = 1,6
11. DND-2005
Energi total yang dipancarkan benda hitam dapat
ditentukan dengan mengintegrasikan persamaan (2-1)
. . . . . . . . . . . (2-4)
Hukum Stefan-Boltzmann
konstanta Stefan-Boltzmann
B(T) = Bλ (T) dλ
0
∞
B(T) =
σ
π
T4
2 k4
π5
σ
= 15 h3
c2
= 5,67 x 10-5
erg cm-2
K-4
s-1
12. DND-2005
Dari intensitas spesifik Bλ(T) dapat ditentukan jumlah
energi yang dipancarkan oleh setiap cm2
permukaan benda
hitam per detik ke semua arah, yaitu
F = π B(T) = σ Τ4
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2-5)
Fluks energi benda hitam
Apabila suatu benda berbentuk bola beradius R dan
bertemperatur T memancarkan radiasi dengan sifat-sifat
benda hitam, maka energi yang dipancarkan seluruh
benda itu ke semua arah perdetik adalah,
L = 4 πR2
F = 4 π R2
σΤ4
. . . . . . . . . . . . . . . . (2-6)
Luminositas benda Temperatur efektif
L = 4 π R2
σΤef
4
14. DND-2005
1 cm
1 cm
Intensitas spesifik B(T) = I
Fluks F = σ T4
Luminositas L = 4 π R 2
σ T4
dFluks pada jarak d :
Energi yang melewati
sebuah permukaan bola
yang beradius d per detik
per cm2
Resume
E =
L
4 π d2
1 cm
1 cm
15. DND-2005
0.00
0.20
0.40
0.60
0.80
1.00
1.20
1.40
1.60
1.80
0.35 0.45 0.55 0.65 0.75 0.85
Panjang Gelombang (µ m )
Intensitas
Bintang sebagai Benda Hitam
Bintang dapat dianggap sebagai benda hitam. Hal ini bisa dilihat
dalam gambar di bawah, yaitu distribusi energi bintang kelas O5
dengan Tef = 54 000 K sama dengan distribusi energi benda hitam
yang temparaturnya T = 54 000 K.
Black Body
T = 54 000 K
Bintang Kelas O5
Tef = 54 000 K
16. DND-2005
Intensitas spesifik (I) :
Jumlah energi yang dipancarkan bintang pada arah
tegak lurus permukaan per cm2
per detik per steradian
Fluks (F) :
Jumlah energi yang dipancarkan oleh setiap cm2
permukaan bintang per detik ke semua arah
F = π B(T) (F = π I)
F = σ Τ4
Oleh karena itu semua hukum-hukum yang berlaku
pada benda hitam, berlaku juga untuk bintang.
2 h c2
λ5
1
ehc/λkT
- 1
Bλ (T) =
F =
L
4 π R2
17. DND-2005
Luminositas (L) : L = 4 π R2
σΤef
4
Energi yang dipancarkan oleh seluruh permukaan
bintang yang beradius R dan bertemperatur Tef per
detik ke semua arah
Fluks pada jarak d (E) :
Energi bintang yang diterima/melewati permukaan
pada jarak d per cm2
per detik (E)
E =
L
4 π d2
Pers. ini disebut juga hukum kuadrat kebalikan
(invers square law) untuk kecerlangan (brightness).
Karena pers. ini menyatakan bahwa kecerlangan
berbanding terbalik dengan kuadrat jaraknya
Makin jauh sebuah bintang, makin redup
cahayanya
18. DND-2005
Contoh :
Berapakah kecerlangan sebuah bintang dibandingkan
dengan kererlangan semula apabila jaraknya dijauhkan 3
kali dari jarak semula.
Jawab :
Misalkan dA jarak semula dan kecerlangannya adalah EA.
Jarak sekarang adalah dB = 3 dA dan kererlangannya
adalah EB. Jadi,
Jadi setelah jaraknya dijauhkan 3 kali dari jarak semula,
maka kecerlangan bintang menjadi lebih redup sebesar
1/9 kali kecerlangan semula.
EA =
L
4 π dA
2
EB =
L
4 π dB
2
dB
EB = dAEA
2 dA
3dA
= EA
2
= EA
1
9
19. DND-2005
Contoh :
Bumi menerima energi dari matahari sebesar 1380 W/m2
.
Berapakah energi dari matahari yang diterima oleh
planet Saturnus, jika jarak Matahari-Saturnus adalah 9,5
AU ?.
Jawab :
Misalkan energi matahari yang diterima di Bumi adalah EB
= 1380 W/m2
dan jarak Bumi-Matahari adalah dB = 1 AU.
Misalkan energi matahari yang diterima di Saturnus
adalah ES dan jarak Saturnus-Matahari adalah dS = 9,5 AU.
Jadi
1
9,5
= 1380
2
= 15,29 W/m2ES = dB
dS
EB
2