Fisika Antariksa

1. BAB IV
Deret Utama Raksasa Merah
dan Katai Putih
DELVIAN ARIYANTO
DESKI PERMADI
HENDRO ANGGA
HAFIS SUHENDRA
TRISYA AFIDAH SUKMA
UCI CATUR UTAMI

2. 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.

3. Hukum Kirchoff

4.  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

5. 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
𝟏
𝝀
= 𝑹
𝟏
𝟐 𝟐 −
𝟏
𝒏 𝟐 (4.1)

6.  Deretan garis yang dipancarkan hidrogen ini disebut
deret Balmer. Dengan mengambil 𝑛 = 3 diperoleh garis
Balmer yang pertama yang disebut 𝐻 𝛼 pada 𝜆 = 6563 Å,
demikian seterusnya. Untuk 𝑛 makin besar, beda
panjang gelombang masing-masing garis Balmer makin
kecil
 Untuk n yang mendekati tak hingga didapat limit Balmer
pada 𝜆 = 3650 Å
4000 5000 6000 7000
𝝀 AngStorm
Spektrum Hidrogen

7. 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
𝟏
𝝀
= 𝑹
𝟏
𝒎 𝟐 −
𝟏
𝒏 𝟐 (4.2)
Spektrum Hidrogen

8. 𝟏
𝝀
= 𝑹
𝟏
𝒎 𝟐 −
𝟏
𝒏 𝟐 (4.2)
 𝑛 dan 𝑚 adalah bilangan bulat dengan 𝑛 > 𝑚.
 untuk deret Lymann 𝑚 = 1,
 deret Balmer 𝑚 = 2,
 deret Paschen 𝑚 = 3, dan
 deret Bracket 𝑚 = 4.
 Tetapan 𝜆 dinyatakan dalam cm.
 R = 1,097 X 10-7 m-1

9. Spektrum Bintang
Gambar. Uraian cahaya oleh gelas prisma

10. 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..

11. 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 kuat
F 6.000 – 7.500 K Hidrogen dan ion logam seperti
kalsium dan besi
G 5.000 – 6.000 K Ion kalsium, logam ion dan netral
K 3.500 – 5.000 K Ion netral
M 2.000 – 3.500 K Molekul kuat, misalnya Titanium Oksid
dan kalsium netral
Ciri-Ciri Spektrum Bintang

12. 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.
∆𝝀
𝝀 𝒐
=
𝒗 𝒓
𝒄
(4.7)

13. 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
𝐻 𝛼 yang seharusnya berpanjang
gelombang 𝜆 𝑜 = 6563 Å akan bergeser ke
panjang gelombang 𝜆 = 6570 Å . Lebih
merah dari seharusnya.

14.  Jika sumber bergerak dengan
kecepatan tinggi maka Pers. (4.7)
harus diganti ke bentuk relativistik
(yang diturunkan berdasarkan teori
relativitas khusus Einstein), yaitu

∆𝝀
𝝀 𝒐
=
𝟏+𝒗 𝒓/𝒄
𝟏−𝒗 𝒓/𝒄
(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 )

15. 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).

16. 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

17. filter U (ultra ungu). Filter B (biru),
dan filter V (visual atau kuning).
Kepekaan filter U, B, dan V
terhadap panjang gelombang
𝑈 − 𝑀 𝑈 = −5 + 5 log 𝑑 (4.9)
𝐵 − 𝑀 𝐵 = −5 + 5 log 𝑑 (4.10)
𝑉 − 𝑀 𝑉 = −5 + 5 log 𝑑 (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 B
V = magnitude bintang filter V
Pc = parsec kependekan dari parallax of
one arcsecond
1 pc = 3,26 tahun cahaya
1 tahun cahaya = 9,46 x 1012 km
1 tahun cahaya = jarak yang ditempuh
seberkas cahaya dalam 1 tahun

18. Indeks warna
Indeks 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 = 0,9
U << 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 Antares
B = 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)

19. 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
𝑬 𝑩−𝑽 = (𝑩 − 𝑽 ) − (𝑩 − 𝑽 𝟎) (4.12)
 Disebut ekses warna. Jika magnitudo visual asli bintang V0 dan
magnitudo visual yang diamati V, maka besarnya serapan adalah
 𝑨 𝑽 = 𝑽 − 𝑽 𝟎 = 𝟑𝑬 𝑩−𝑽

20. Magnitudo Bolometrik dan Temperatur Efektif
 Magnitudo bolometric (M 𝑏𝑜𝑙 ) 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)
𝑀 𝑏𝑜𝑙 − 𝑀 𝑏𝑜𝑙⊛ = −2,5 log
𝐿
𝐿⊛
(4.14)
Dengan
𝑀 𝑏𝑜𝑙 = magnitude mutlak bolometric bintang
𝑀 𝑏𝑜𝑙⊛ = +4,72 (magnitudo mutlak bolometric Matahari)
L = luminositas bintang
𝐿⊛ = luminositas Matahari

21. Magnitudo Bolometrik bintang dapat ditentukan secara tidak
langsung dengan memberikan koreksi pada magnitude visualnya
𝑚 𝑏𝑜𝑙 = 𝑉 − 𝐵𝐶 (4.15)
Atau
𝑀 𝑏𝑜𝑙 = 𝑀 𝑉 − 𝐵𝐶 (4.16)
Dengan 𝐵𝐶 = 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.

22. 4.3 Jenis-jenis Bintang

23. 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.

24. 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)

25. 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.

27. 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.

28. 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.

29. 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

30. 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 (𝜆 𝑜).
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).

31. 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).

32. THANKS

33. PERTANYAAN UNTUK KLP
1. Esy, bintang B emisi kenapa ketika mendekati spectrum berwaran merah
2. Roni, hubungan suhu dan panjang gelombang ?