DND-2004 Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum Atmosfer bintang temp. lebih dingin sehingga menyerap foton Photons Bintang.

Presentasi berjudul: "DND-2004 Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum Atmosfer bintang temp. lebih dingin sehingga menyerap foton Photons Bintang."— Transcript presentasi:

1 DND-2004 Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum Atmosfer bintang temp. lebih dingin sehingga menyerap foton Photons Bintang

2 DND-2004 Bintang Atmosfer A B Garis Absorpsi Garis Emisi Spektrum Kontinu, berasal dari fotosfer bintang Kalau atmosfernya tipis, garis emisi tidak teramati

3 DND-2004 Klasifikasi Spektrum Bintang Klasifikasi Spektrum Bintang  Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom Italia bernama Angelo Secchi mengelompokan 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)

4 DND-2004 Klasifikasi Spektrum Bintang  Klasifikasi yang dibuat oleh Miss Maury selanjutnya diperbaiki kembali oleh Miss Annie J. Cannon. Hasil klasifikasi Miss Cannon inilah yang sekarang digunakan. A. J. Cannon (1863 – 1941) O h, B e, A, F ine, G irl, K iss, M e  Klasifikasi Miss Annie J. Cannon. O, B, A, F, F, G, K, M O h, B e, A, F ine, G uy, K iss, M e

5 DND-2004 Klasifikasi Secchi Tipe1, Tipe II, Tipe III, Tipe IV, Tipe V 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

6 DND-2004 HH HH HH HH HH HH HH He II He I Kls. Spek:O Warna:Biru Temperatur:> 30 000 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, tapi lemah. Garis hidrogen juga tampak, tapi lemah. Contoh :Bintang 10 Lacerta Klasifikasi Spektrum Bintang

7 DND-2004 HH HH HH HH HH HH HH HeII (Å)

8 DND-2004 Kls. Spek:B Warna:Biru Temperatur:11 000 – 30 000 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 HH HH HH HH HH HH HH He I He II HH

9 DND-2004 HH HH HH HH HH HH HH (Å) HH HeI (4471) HeI (4744) HeI (4026)

10 DND-2004 Kls. Spek:A Warna:Biru Temperatur:7 500 – 11 000 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 HH HH HH HH HH HH HH HH

11 DND-2004 HH HH HH HH HH HH HH (Å) HH

12 DND-2004 Kls. Spek:F Warna:Biru keputih-putihan Temperatur:6 000 – 7 500 K Ciri Utama : Garis hidrogen tampak lebih lemah daripada kelas A, tapi masih jelas. Garis-grais kalsium, besi dan chromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan chromium netral serta garis logam lainnya mulai terlihat. Contoh :Bintang Canopus dan Proycon HH HH HH HH HH HH HH HH K Lines G Band H Lines K line = Ca II (  3934) H line = Ca II (  3968) G Band = Molekul CH (  4323)

13 DND-2004 HH HH HH HH HH HH (Å) G band K+H Lines

14 DND-2004 Kls. Spek:G Warna:Putih kekuning-kuningan Temperatur:5 000 – 6000 K Ciri Utama : Garis hidrogen lebih lemah daripada kelas F. Garis calsium terionisasi terlihat. Garis-garis logam terionisasi dan logam netral tampak. Pita molekul CH (G-Band) tampak sangat kuat. Contoh :Matahari dan Bintang Capella HH HH HH HH HH K LinesG Band H Lines Mg I

15 DND-2004 HH HH HH HH HH (Å) G band K+H Lines Mg I

16 DND-2004 Kls. Spek:K Warna:Jingga kemerah-merahan Temperatur:3 500 – 5000 K Ciri Utama : Garis logam netral tampak mendominasi. Garis hidrogen lemah sekali. Pita molekul TiO mulai tampak Contoh :Bintang Acturus dan Aldebaran H  (sudah tidak tampak) K LinesG Band H  (tidak tampak) H Lines Ca I ( 4227 ) Mg I

17 DND-2004 HH HH HH HH (Å) G band H Lines Ti O Fe I Mg I K Lines Ca I

18 DND-2004 Kls. Spek:M Warna:Merah Temperatur:2 500 – 3 000 K Ciri Utama : Pita molekul Tio ( titanium oksida) terlihat sangat mendominasi, garis logam netral juga tampak dengan jelas. Contoh :Bintang Betelgeues dan Antares H   idak tampak Ca I ( 4227 ) K Lines G Band H Lines Ti O Mg I

19 DND-2004 (Å) Ti O Mg I Ca I

20 DND-2004 O 50 000 o K B 20 000 o K A 10 000 o K F 7 500 o K G 6 000 o K K 4 000 o K M 3 500 o K Urutan Kelas Spektrum Bintang

21 DND-2004 Subkelas 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...... dst

22 DND-2004 H CaII HeI HeII MgII SiIII SiII FeII FeI CaI TiO Kuat garis Spektrum B0A0F0G0K0M0Kls Spektrum Perubahan kuat garis unsur tertentu untuk berbagai kelas spektrum  Astronom menggunakan nama logam untuk semua unsur yang lebih berat dari helium

23 DND-2004  Dari urutan penggolongan kelas spektrum, dapat dilihat bahwa bintang kelas awal ( kelas O, B dan A) adalah bintang yang panas, sedangkan bintang kelas lanjut (kelas K dan M) adalah bintang yang dingin. Matahari masuk bintang kelas G2.  Dari urutan penggolongan kelas spektrum ini dapat dilihat juga bahwa garis spektrum suatu unsur tertentu berubah kekuatannya dengan berubahnya temperatur. Mengapa?  Sebagai contoh garis hidrogen deret Balmer yg sangat kuat di kelas A dapat dijelaskan dengan kombinasi persamaan Boltzman dan Saha seperti yang ditunjukkan dalam Gambar 5.1.

24 DND-2004 Gambar 5.1. Perubahan N 2 /N H terhadap temperatur. N 2 /N H naik dg cepat dari 2500 o K hingga 8000 o K kemudian turun lagi. Hal ini menjelaskan mengapa garis deret Balmer sangat kuat pada bintang kelas A. T ( o K) Log (N n /N H )

25 DND-2004 Kelas Luminositas Kelas Luminositas  Bintang dalam kelas spektrum tertentu ternyata dapat mempunyai luminositas yang berbeda. 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

26 DND-2004 Kelas Ia Maharaksasa yang sangat terang Kelas Ib Maharaksasa yang kurang terang Kelas II Raksasa yang terang Kelas III Raksasa Kelas IV Subraksasa Kelas V Deret utama Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram H-R) Kelas Luminositas Bintang (Kelas MK)

27 DND-2004 G2 V : Bintang deret utama kelas spektrum G2 Klasifikasi spektrum bintang sekarang ini merupakan penggabungan dari kelas spektrum dan kelas luminositas. G2 Ia : Bintang maharaksasa yang sangat terang kelas spektrum G2 B5 III : Bintang raksasa kelas spektrum B5 B5 IV : Bintang subraksasa kelas spektrum B5 Contoh :

28 DND-2004 Spektrum Bintang Subkelas V O5 V B0 V B5 V A1 V A5 V F0 V F5 V G0 V G4 V K0 V K5 V M0 V M5 V HH HβHβ HγHγ HδHδ HH

29 DND-2004 HH HH HH HH HH HH O5 O7-B0 B3-4 B6 A1-3 A5-7 A8 A9-F5 F6-7 F8-9 G1-2 G6-8 G9-K0 HH Intensitas Relatif Spektrum Bintang Deret Utama Kelas O-K Panjang Gelombang (Å)

30 DND-2004 Spektrum Bintang Deret Utama Kelas K-M K4 H  sudah tidak tampak K5 M2 M4 Ti O (Å)

31 DND-2004 Effek Luminositas pada bintang kelas B5 http://astro1.phys.uniroma1.it/nesci/lezlab3/gray/Gray10.html

32 DND-2004 Effek Luminositas pada bintang kelas A0 http://astro1.phys.uniroma1.it/nesci/lezlab3/gray/Gray12.html

33 DND-2004 Penjelasan fisis mengapa beberapa garis tampak kuat pada bintang raksasa dibandingkan dengan bintang deret utama atau sebaliknya dapat dijelaskan dengan rumus Saha.  Bintang raksasa mempunyai atmosfer yang lebih renggang dibandingkan dengan bintang deret utama, sehingga tekanan elektron pada bintang raksasa lebih rendah daripada bintang katai. Akibatnya jumlah elektron yang terionisasi akan lebih banyak pada bintang raksasa. log P e = I r + 2,5 log T  0,48  log P e + log N r+1 NrNr 2u r+1 urur  5040 T

34 DND-2004  Atau harga N r+1 /N lebih besar pada bintang raksasa. log P e = I r + 2,5 log T  0,48  log P e + log N r+1 NrNr 2u r+1 urur  5040 T

35 DND-2004 Contoh : Kita bandingkan garis kalsium netral (Ca I) terhadap garis ion Ca II pada bintang raksasa dan pada bintang deret utama. Untuk atom kalsium : I r = 6,09 eV dan log (2u 2 /u 1 ) = 0,44  Pada bintang raksasa kelas M2 : T = 3150 K dan P e = 0,1 dyne/cm 2 Dari rumus Saha didapat : N II /N I = 0,912  Pada bintang deret utama kelas M2 : T = 3150 K dan P e = 2,5 dyne/cm 2 Dari rumus Saha didapat : N II /N I = 0,036

36 DND-2004 Mengidentifikasi Spektrum Kls A0 ? Kls A2 ? Kls A5 ? Kls F ?...... CLEA SpecLab Project http://www.gettysburg.edu/academics/physics/clea/CLEAhome.html

37 DND-2004 Kelas Luminositas Dalam Diagram HR http://anzwers.org/free/universe/hr.html

38 DND-2004 Lanjutkan Kembali ke Daftar Materi