Presentasi sedang didownload. Silahkan tunggu

Presentasi sedang didownload. Silahkan tunggu

SPEKTROSKOPI BINTANG I: Teori Dasar Spektroskopi Pembentukan Spektrum Bintang Klasifikasi Spektrum Bintang Kompetensi Dasar: Memahami spektroskopi bintang.

Presentasi serupa


Presentasi berjudul: "SPEKTROSKOPI BINTANG I: Teori Dasar Spektroskopi Pembentukan Spektrum Bintang Klasifikasi Spektrum Bintang Kompetensi Dasar: Memahami spektroskopi bintang."— Transcript presentasi:

1 SPEKTROSKOPI BINTANG I: Teori Dasar Spektroskopi Pembentukan Spektrum Bintang Klasifikasi Spektrum Bintang Kompetensi Dasar: Memahami spektroskopi bintang Judhistira Aria Utama, M.Si. Lab. Bumi & Antariksa Jur. Pendidikan Fisika FPMIPA UPI

2 Teori Dasar Spektroskopi Apabila seberkas cahaya putih dilalukan ke dalam prisma, maka cahaya tersebut akan terurai dalam beberapa warna (panjang gelombang) R O Y G B V Å Å Å Prisma Spektrum Cahaya putih Judhistira Aria Utama | TA

3 6 000 Å Å Å R O Y G B V Spektrum Selain dengan prisma, spektrum cahaya juga dapat diuraikan oleh kisi Digunakan dalam spektrograf Kisi Cahaya datang Judhistira Aria Utama | TA

4 Apabila seberkas gas hidrogen dipijarkan akan memancarkan sekumpulan garis terang atau garis emisi dengan jarak antar satu dan lainnya yang memperlihatkan suatu keteraturan tertentu. Menurut Balmer, panjang gelombang garis emisi tersebut mengikuti hukum: = panjang gelombang, n = bilangan bulat 3, 4, 5,.... dan R = suatu tetapan (6-1) n2n2 = R Johann J. Balmer (1825 – 1898) Judhistira Aria Utama | TA

5 Untuk: deret Balmer pertama : H  pada = 6563 Å n = 3 deret Balmer ke dua : H  pada = 4861 Å n = 4 deret Balmer ke tiga : H  pada = 4340 Å n = 5 deret Balmer ke empat : H  pada = 4101 Å n = n =  limit deret Balmer pada = 3650 Å (Å) HH HH HH HH Judhistira Aria Utama | TA

6 Setelah ditemukan deret Balmer ditemukan deret hidrogen lainnya  Persamaan deret Balmer masih tetap berlaku dengan mengubah 2 2 menjadi m 2 (m adalah bilangan bulat mulai dari 1, 2, 3,....) ditemukan deret Lyman dengan n = 2, 3, …m = 1 ditemukan deret Paschen dengan n = 4, 5, …m = 3 ditemukan deret Bracket dengan n = 5, 6, …m = 4 ditemukan deret Pfund dengan n = 6, 7, … m = (6-2) 11 m2m2 1 n2n2 = R Konstanta Rydberg Apabila dinyatakan dalam cm maka R = Judhistira Aria Utama | TA

7 1234 Tingkat Energi Atom proton deeksitasieksitasi Tingkat energi Diagram tingkat energi atom hh eksitasi hh deeksitasi Elektron bebas tingkat energi elektron Judhistira Aria Utama | TA

8 N.H.D. Bohr (1885 – 1962) 22 h Menurut Bohr, elektron hanya dapat bergerak mengelilingi proton pada orbit tertentu dan jarak orbit tersebut (r) memungkinkan momentum sudut elektron di sekitar inti mempunyai harga yang diberikan oleh kelipatan. konstanta Planck Energi yang dimiliki elektron di tingkat tertentu adalah: E n = eV 13,6 n2n (6-3) Sehingga apabila elektron berpindah dari tingkat n ke tingkat m (m > n): Judhistira Aria Utama | TA

9 h  = E m – E n = 13,6 m2m2 n2n2 = 13,6 1 m2m2 1 n2n (6-4) h c 1 m2m2 = 13,6 1 n2n2 = m2m2 1 n2n2 1 Judhistira Aria Utama | TA

10 Hukum Kirchoff tentang Pembentukan Spektrum Bintang Judhistira Aria Utama | TA Bila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, benda tersebut akan memancarkan energi pada seluruh panjang gelombang. Spektrum Kontinu Gustav R. Kirchoff (1824 – 1887)

11 Judhistira Aria Utama | TA Gas bertekanan rendah bila dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna (panjang gelombang) tertentu. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis pancaran atau garis emisi. Letak setiap garis atau panjang gelombang garis tersebut merupakan ciri dari gas yang memancarkannya. Spektrum Garis Gas panas

12 Judhistira Aria Utama | TA Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah), gas tersebut tersebut akan menyerap cahaya putih pada warna (panjang gelombang) tertentu. Akibatnya, akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dilewatkan yang diselang-seling garis- garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorpsi. Spektrum Kontinu & garis absorpsiGas dingin

13 Judhistira Aria Utama | TA

14 Pembentukan Spektrum Bintang Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum Atmosfer bintang memiliki tempe- ratur lebih dingin sehingga akan menyerap foton Foton Bintang Judhistira Aria Utama | TA

15 Klasifikasi Spektrum Bintang Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda. Angelo Secchi (1863) mengelompokkan spektrum bintang dalam empat 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. Antonia Maury (1866 – 1952) Judhistira Aria Utama | TA

16 Klasifikasi Spektrum Bintang A. J. Cannon (1863 – 1941) O h, B e, A, F ine, G irl, K iss, M e O h, B e, A, F ine, G uy, K iss, M e Klasifikasi spektrum bintang yang sekarang digunakan merupakan karya Miss Cannon yang merupakan perbaikan dari klasifikasi Miss Maury. Klasifikasi Miss Annie J. Cannon: O B A F G K M

17 Judhistira Aria Utama | TA Klasifikasi Secchi Tipe1, Tipe II, Tipe III, dan Tipe IV Klasifikasi Miss A. Maury Kelas A, B, C, D, E, F, G, H, I, J, K, L, M, N, O, P dan Q Klasifikasi Miss. Annie J. Cannon Kelas O, B, A, F, G, K, M Perjalanan Klasifikasi Spektrum Bintang

18 Judhistira Aria Utama | TA HaHa HbHb HgHg HdHd HzHz HhHh HeHe He II He I Kls. Spek.:O Warna:Biru Temperatur:> K Ciri Utama : Garis absorpsi yang tampak sangat sedikit. Garis helium terionisasi, garis nitrogen terionisasi dua kali, garis silikon terionisasi tiga kali dan garis atom lain yg terionisasi beberapa kali tampak, namun lemah. Garis hidrogen meskipun lemah juga tampak. Contoh :Bintang 10 Lacerta Klasifikasi Spektrum Bintang

19 Judhistira Aria Utama | TA Kls. Spek.:B Warna:Biru Temperatur: – K Ciri Utama : Garis helium netral, garis silikon terionisasi satu dan dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat. Garis hidrogen lebih jelas daripada kelas O. Contoh :Bintang Rigel dan Spica HaHa HbHb HgHg HdHd HzHz HhHh HeHe He I He II HqHq

20 Judhistira Aria Utama | TA Kls. Spek.:A Warna:Biru Temperatur:7500 – K Ciri Utama : Garis hidrogen tampak sangat kuat. Garis magnesium silikon, besi, titanium dan kalsium terionisasi satu kali mulai tampak. Garis logam netral tampak lemah. Contoh :Bintang Sirius dan Vega HaHa HbHb HgHg HdHd HzHz HhHh HeHe HqHq

21 Judhistira Aria Utama | TA Kls. Spek.:F Warna:Biru keputih-putihan Temperatur:6000 – 7500 K Ciri Utama : Garis hidrogen tampak lebih lemah daripada kelas A, tapi masih jelas. Garis-garis kalsium, besi, dan kromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan kromium netral serta garis logam lainnya mulai terlihat. Contoh :Bintang Canopus dan Procyon HaHa HbHb HgHg HdHd HzHz HhHh HeHe HqHq K Lines G Band H Lines K line = Ca II (l 3934) H line = Ca II (l 3968) G Band = Molekul CH (l 4323)

22 Judhistira Aria Utama | TA Kls. Spek.:G Warna:Putih kekuning-kuningan Temperatur:5000 – 6000 K Ciri Utama : Garis hidrogen lebih lemah daripada kelas F. Garis kalsium terionisasi terlihat. Garis-garis logam terionisasi dan logam netral tampak. Pita molekul CH (G-Band) tampak sangat kuat. Contoh :Matahari dan Capella HaHa HbHb HgHg HdHd HzHz K LinesG Band H Lines Mg I

23 Judhistira Aria Utama | TA Kls. Spek.:K Warna:Jingga kemerah-merahan Temperatur:3500 – 5000 K Ciri Utama : Garis logam netral tampak mendominasi. Garis hidrogen terlihat lemah sekali. Pita molekul TiO mulai tampak. Contoh :Bintang Acturus dan Aldebaran H a (sudah tidak tampak) K LinesG Band H b (tidak tampak) H Lines Ca I ( 4227 ) Mg I

24 Judhistira Aria Utama | TA Kls. Spek.:M Warna:Merah Temperatur:2500 – 3000 K Ciri Utama : Pita molekul Tio (titanium oksida) terlihat sangat mendominasi. Garis logam netral juga tampak dengan jelas. Contoh :Bintang Betelgeus dan Antares H a Tidak tampak Ca I ( 4227 ) K Lines G Band H Lines Ti O Mg I

25 Judhistira Aria Utama | TA Subkelas Klasifikasi spektrum bintang O, B, A, F, G, K, M masih dapat dibagi lagi ke dalam sub-subkelas, yaitu: O0, O1, O2, O3, ………, O9 B0, B1, B2, B3, , B9 A0, A1, A2, A3,...………, A9 F0, F1, F2, F3, ………….., F9 dst M0, M1, M2, M3, ………..., M9 Spektrum bintang berbeda antara satu dengan lainnya  Perbedaan komposisi kimia  Perbedaan temperatur permukaan


Download ppt "SPEKTROSKOPI BINTANG I: Teori Dasar Spektroskopi Pembentukan Spektrum Bintang Klasifikasi Spektrum Bintang Kompetensi Dasar: Memahami spektroskopi bintang."

Presentasi serupa


Iklan oleh Google