materi antar bintang
TRANSCRIPT
Materi Antar BintangKetika sedang mengamati indahnya langit malam, pernahkah Anda bertanya-tanya tentang kekosongan pada ruang antar bintang. Apakah sama sekali tidak ada apa-apa di sana? Benarkah di alam semesta seluas ini, dengan jarak antar bintang yang berkisar ribuan atau bahkan) jutaan tahun cahaya, hanya diisi ruang kosong? Kalau Anda pernah menanyakan hal tersebut, tahukah Anda apa jawabannya?Sebenarnya, ruang antar bintang itu tidak kosong. Materi antar bintang (interstellar matter) adalah sebutan untuk pengisi kekosongan itu. Lalu, seberapa penting keberadaan materi antar bintang (MAB)? Sebenarnya penting sekali, karena sifat materi penyusunnya mempengaruhi apa yang kita pelajari dalam astronomi. Dengan mempelajari MAB, kita jadi tahu bagaimana MAB meredupkan, memerahkan, atau bahkan menghalangi cahaya bintang. Selain itu juga MAB memberikan petunjuk mengenai komposisi materi pembentukan bintang, karena bintang lahir dari MAB ini. Artikel kali ini hanya akan membahas pengaruh MAB terhadap cahaya bintang.
Secara umum terdapat dua jenis penyusun materi antar bintang, yang pertama adalah debu antar bintang dan yang kedua adalah gas. Masing-masing jenis materi ini memberikan pengaruh yang berbeda ketika diamati. Berikut ini akan saya bahas masing-masing dalam dua poin besar.A. Debu Antar Bintang
Materi ini jauh lebih kecil kelimpahannya dibandingkan dengan gas antar bintang, namun pengaruhnya terhadap berkas cahaya visual lebih besar. Hal ini disebabkan ukuran partikelnya yang besar (dalam orde 1/1000 mm), bandingkan dengan panjang gelombang cahaya tampak (1/20000 mm), sehingga materi ini cenderung untuk menyerap dan menghamburkan berkas cahaya. Debu antar bintang ini tersusun dari partikel-partikel es, karbon, atau silikat. Karakteristik debu ini menghasilkan bermacam efek terhadap cahaya bintang, yang akan dijelaskan sebagai berikut.
i. Nebula Gelap
Ada daerah tertentu di ruang antar bintang yang memiliki kepadatan debu yang sangat tinggi, sehingga cukup untuk menjadi awan (nebula) yang kedap cahaya. Walaupun kepadatan partikelnya masih jauh lebih rendah dari pada di Bumi, namun besarnya awan ini mengakibatkan terhalangnya cahaya bintang. Celah gelap memanjang di daerah Cygnus dan Horsehead Nebulae (Kepala Kuda) di Orion adalah contoh nebula gelap, yang menghalangi datangnya berkas cahaya bintang ke arah pengamat.
Horsehead Nebula (Sumber: APOD)
ii. Efek Redupan
Sekumpulan kecil debu selain di nebula gelap dapat juga memberikan efek meredupnya cahaya bintang sekitar 1 magnitudo setiap 1 kiloparsek yang ditempuh cahaya tersebut. Hal ini memunculkan permasalahan ketika akan ditentukan jarak sebuah bintang. Karena dalam menentukan jarak, diperlukan perbandingan antara magnitudo semu dan mutlak. Harga magnitudo semu yang didapat akan mengalami kesalahan akibat dari efek redupan tersebut, sehingga menyebabkan kesalahan pada nilai jarak bintang. Untuk mengatasinya, perlu diketahui terlebih dahulu seberapa besar efek redupan yang dialami cahaya bintang tersebut.
iii. Efek Pemerahan
Penghamburan berkas cahaya tidak sama di semua panjang gelombang. Karena ukuran partikel debu yang kecil, maka hanya gelombang elektromagnetik yang mempunyai panjang gelombang yang pendek yang lebih terkena efek penghamburan ini. Artinya, hanya cahaya ungu dan biru yang paling terkena efeknya. Sementara merah dan jingga tidak mengalami halangan yang berarti ketika melintasi debu antar bintang. Akibat dari kekurangan cahaya ungu dan biru ini, cahaya yang sampai di Bumi akan tampak merah. Hal inilah yang disebut sebagai efek pemerahan.
iv. Nebula Pantulan
Trifid Nebula/M20 (Sumber: APOD)
Hamburan oleh debu antar bintang, terutama cahaya biru, terkadang menerangi daerah di sekitarnya. Akibatnya, awan debu antar bintang ini akan tampak biru karena cahaya bintang di belakangnya melintasi awan debu ini. Contoh dari nebula pantulan ini adalah gugus bintang Pleiades di Taurus serta Trifid Nebulae di Sagittarius.
B. Gas Antar Bintang
Materi utama penyusun gas antar bintang ini adalah Hidrogen dengan sedikit Helium. Kepadatan gas dalam suatu ruang antar bintang biasanya mencapai 1 atom/cm3 , sementara di beberapa tempat, kepadatan partikel gas antar bintang dapat mencapai 105 atom/cm3 . Namun kerapatan ini masih jauh lebih rendah daripada kepadatan gas di Bumi, 1019 atom/cm3. Nebula gas ini dibagi dua, daerah H I dan H II.
i. Daerah H II, Nebula Emisi
Jika bintang muda dan panas (golongan B dan O) terletak dekat dengan nebula gas, maka pancaran ultraviolet dari bintang tersebut akan mengionisasi gas hidrogen yang terkandung di dalam nebula itu. Ketika inti atom hidrogen menangkap elektron yang lain, pada saat yang bersamaan dipancarkan pula radiasi elektromagnetik, dalam panjang gelombang cahaya tampak. Akibatnya, cahaya uv dari bintang diubah menjadi cahaya tampak oleh nebula gas ini. Jika dilihat spektrumnya, nebula ini memberikan garis emisi. Contoh nebula jenis ini adalah Nebula Orion di daerah pedang Orion, Nebula Lagoon dan Nebula Trifid di Sagittarius.
Great Orion Nebula (Sumber: APOD)
Ada dua macam lagi nebula emisi yang berbeda dengan yang disebut di atas. Kedua macam nebula ini dibentuk dalam evolusi bintang. Yang pertama adalah planetary nebula, yaitu ketika sebuah bintang berada dalam evolusi tahap akhirnya, melontarkan selubung gas yang didorong dari bintang akibat tekanan dalamnya. Selama proses ini, gelombang uv dari bintang meradiasi selubung tersebut, sehingga terjadi peristiwa yang sama seperti penjelasan sebelumnya. Akibatnya terlihat sebuah bintang di tengah-tengah awan gas. Contoh planetary nebula jenis ini adalah Nebula Cincin di Lyra.
Planetary Nebula (Sumber: APOD)
Yang kedua adalah sisa ledakan supernova. Gas yang tersisa setelah ledakan bintang (supernova) menerima pancaran energi dari pusat nebula. Contohnya, Cygnus Loop.
Cygnus Loop (Sumber: APOD)
ii. Daerah H I, Awan Hidrogen Netral
Di daerah awan gas ini, tidak ada sumber gelombang uv yang dapat mengionisasi hidrogennya. Awan ini gelap, dingin dan transparan. Pengamatan objek ini bergantung pada sifat yang dimiliki oleh inti atom hidrogennya.
Diketahui bahwa pada elektron dan inti pada sebuah atom memiliki momentum spin. Keduanya dapat memiliki spin yang searah atau berlawanan. Dalam keadaan spin searah, atom memiliki tingkat energi yang lebih tinggi daripada spin berlawanan. Jika sebuah atom berada dalam keadaan spin searah, maka setelah 106 tahun atom tersebut akan berubah ke tingkat energi yang lebih rendah ( spin berlawanan ). Proses ini, disebut ’’electron spin flop’’, akan menghasilkan pancaran energi kuantum dengan panjang gelombang setara dengan gelombang radio, 21 cm. Maka, pengamatan yang telah dilakukan pun lebih banyak dilakukan oleh astronom radio.
iii. Molekul antar bintang
Pengamatan radio telah menghasilkan penemuan sejumlah senyawa dalam sebuah awan gas. Hal ini dapat diketahui dari sifat energi elektromagnetik yang dipancarkan maupun diserap oleh awan gas tersebut. Diantara yang diketahui adalah molekul-molekul organik, molekul yang menjadi dasar kehidupan.. Beberapa diantarnya adalah hidroksil radikal, amonia, air, metil alkohol, metil sianida, formaldehid, hidrogen sianida, dan karbon monoksida. Kelimpahan molekul-molekul ini jauh lebih kecil dari hidrogen.
Jarak Bintang dengan Metode Paralaks TrigonometeriPosted on February 28, 2009 - Filed Under Olimpiade Astronomi |
Pada abad ke-19 dilakukan pengukuran jarak bintang dengan cara Paralaks Trigonometri. Untuk memahami cara ini, lihatlah gambar berikut ini.
Akibat pergerakan Bumi mengelilingi Matahari, bintang terlihat seolah-olah bergerak dalam lintasan elips yg disebut elips paralaktik. Sudut yg dibentuk antara Bumi-bintang-Matahari (p) disebut paralaks bintang. Makin jauh jarak bintang dengan Bumi maka makin kecil pula paralaksnya. Dengan mengetahui besar paralaks bintang tsb, kita dapat menentukan jarak bintang dari hubungan:
tan p = R/d
R adalah jarak Bumi - Matahari, dan d adalah jarak Matahari - bintang. Krn sudut theta sangat kecil persamaan di atas dpt ditulis menjadi
Ø= R/d
pada persamaan di atas p dlm radian. Sebagian besar sudut p yg diperoleh dari pengamatan dlm satuan detik busur (lambang detik busur = {”}) (1 derajat = 3600″, 1 radian = 206265″). Oleh krn itu bila p dalam detik busur, maka
p = 206265 (R/d)
Bila kita definisikan jarak dalam satuan astronomi (SA) (1 SA = 150 juta km), maka
p = 206265/d
Dalam astronomi, satuan jarak untuk bintang biasanya digunakan satuan parsec (pc) yg didefinisi sebagai jarak bintang yg paralaksnya satu detik busur. Dengan begini, kita dapatkan
1 pc = 206265 SA = 3,086 x 10^18 cm = 3,26 tahun cahaya
p = 1/d –> p dlm detik busur, dan d dlm parsec.
Dari pengamatan diperoleh bintang yg memiliki paralaks terbesar adalah bintang Proxima Centauri yaitu sebesar 0″,76. Dengan menggunakan persamaan di atas maka jarak bintang ini dari Mthr (yg berarti jarak bintang dgn Bumi) adalah 1,3 pc = 4,01 x 10^13 km = 4,2 tahun cahaya (yang berarti cahaya yg dipancarkan oleh bintang ini membutuhkan waktu 4,2 tahun untuk sampai ke Bumi). Sebarapa jauhkah jarak tersebut?? Bila kita kecilkan jarak Bumi - Mthr (150 juta km) menjadi 1 meter, maka jarak Mthr - Proxima Centauri menjadi 260 km!!! Karena sebab inilah bintang hanya terlihat sebagai titik cahaya walau menggunakan teleskop terbesar di observatorium Bosscha.
Sebenarnya ada beberapa cara lain untuk mengukur jarak bintang, seperti paralaks fotometri yg menggunakan kuat cahaya sebenarnya dari bintang. Kemudian cara paralaks trigonometri ini hanya bisa digunakan untuk bintang hingga jarak 200 pc saja. Untuk bintang2 yg lebih jauh, jaraknya dapat ditentukan dengan mengukur kecepatan bintang tersebut.
Comments
15 Responses to “Jarak Bintang dengan Metode Paralaks Trigonometeri”
1. kisty on March 3rd, 2009 5:53 pm
assalamualaikum….
aaiiii bpakQ sg paling gnteng dwe???
bagaimana kbaRNya???
ingeD gaK sama anAknyA yanG paling swEEEEEEt dwe??
heeee
2. sidik on March 3rd, 2009 7:19 pm
Kisty gimana kabar studinya, lancar?Kapan main ke sekolah lagi?
3. rudynur on March 4th, 2009 11:25 am
nti ketemu di smansa pak abis pulang sekolah
4. Sidik Purnomo on March 4th, 2009 12:24 pm
iya pak aku ada bimbingan olimpiade fisika di lab.fisika
5. kisTy on March 6th, 2009 11:11 am
alhamdulillah lancar…
tapi banyak tugas ni….
heee…
smansa skg guayyya…chiiiiepzzz
6. dheva on March 6th, 2009 6:43 pm
maaf ni yee…Pak, saya peserta olimp astro…. tolong bantu saya kasih soal yang sedikit tidaknya dapat menjamin saya lu2s seleksi tingkat kabupaten aja… Persiapan masih kuranggg.. Palagi, sya masih kelas X. Gru na ksih kesempatan sama saya.. Krim ke e-mail q ya pak… Plizz..
7. sidik on March 7th, 2009 6:21 am
AnANDA dHEVA, kalo anda ingin belajar lebih lanjut olimpiade astronomi, silahkan buka materi dan soal latihannya di blog ini juga. Dheva tentu belum melihat yang lain bukan? Padahal udah banyak bapak posting tuh.
8. amil on March 7th, 2009 1:05 pm
pak,saya guru dari mtsn pare,bapak punya kisi olimpiade fisika smp tidak?trus sy bingung materi astronomi koordinat bola langit.trutama konsep dasar segitiga bola bola dan datar.trus penentuan koordinat pengamat jika melihat bintang seperti soal osn astronomi smp th kemarin.bpk pnya tidak yang soal astronomi smp?segera dibalas ya.maaf tanyanya banyak.trim bgt
9. sidik on March 7th, 2009 5:08 pm
Ibu Amil terima kasih udah berkunjung ke blog saya. Untuk materi bola langi Ibu bisa melihat materinya di blog ini juga. Untuk kisi-kisi OSN astronomi tingkat SMP sudah saya posting di web ini juga, ibu bisa membaca atau download. Makasih dan semoga bermanfaat.
10. aziz on March 8th, 2009 7:47 pm
pak, saya juga guru fisika. saya jg sudah lama memgajar memakai flsh. tap rata2 hasil dari downlod kami. rata2 bahsa inggris.yah kalo bisa pengantar materi pakai bahasa indonesia. THx
11. Rachajeng on March 10th, 2009 8:55 pm
Askum..pak..!!..pak bimbel-nya astro di tambah pak..soalnya masih banyak yg blm oq pahami…buku di perpus juga minim sekali pak..
12. [email protected] on March 31st, 2009 2:14 pm
mohon bantuan bagaimana mencari waktu malam terpendek dan malam terpanjang dari soal tes seleksi olimpiade astronomi tingkat propinsi 2005
13. FITRI on April 2nd, 2009 8:14 pm
pak, kasih tau penjelasan soal-soal astronomi dongdongdong. saya bingung bgt nih
14. yohanes h. on June 12th, 2009 7:01 pm
mohon bantuan soal-soal osn fisika smp
15. rere on September 9th, 2009 2:10 pm
mv pak..sya mw tnya..kr2 1 derajat brp pc?..tlng djwb y pak..
Leave a Reply
Name (required)
Email Address(required)
Website
PROFIL SAYA
Sidik Purnomo kelahiran Kediri, 2 mei 1969 menamatkan sarjana pendidikan S-1 Jurusan Pendidikan Fisika...
Profil
Buat Lencana Anda Tag Cloud
PEMBELAJARAN FISIKAo DKN o ARSIP SOAL FISIKA:
Fisika SPMB
Fisika UAN SMA
PRA OLIMPIADE FISIKA
o CONVERSIONS
o EQUATION EDITOR
o KKM
o PEMBELAJARAN FISIKA SMA :
Gerak Lurus
Alat Ukur Listrik
ALAT-ALAT OPTIK
Arus Searah
Besaran dan Satuan
Cara Membaca Meter PLN
Energi dan Daya Listrik
Gelombang
Gelombang Elektromagnetik
Gerak Lurus Beraturan (GLB)
Gerak Lurus Berubah Beraturan (GLBB)
GERAK MELINGKAR
Gerak Peluru
Gesekan
Hambatan,Arus,Tegangan
Hukum Kirchoff
Hukum Newton tentang Gerak
Jangka Sorong&Mikrometer
KALOR
Kalor & Perubahan Wujud Zat
KAPASITOR
Listrik Dinamis
MEDAN MAGNET
Optika Geometri
PEMUAIAN
Sistem Pengukuran
SUHU
Uji Kemampuan Fisika
Video Fisika
o Scientific Calculator
o STANDAR KOMPETENSI FISIKA SMA
Pilih Materi:
ARSIP
o November 2009 (2)
o June 2009 (4)
o March 2009 (1)
o February 2009 (6)
o January 2009 (4)
o December 2008 (4)
o November 2008 (7)
o October 2008 (41)
o September 2008 (8)
KALENDERApril 2010
M T W T F S S
« Nov
1 2 3 4
5 6 7 8 9 10 11
12 13 14 15 16 17 18
19 20 21 22 23 24 25
26 27 28 29 30
Blog Catalog
Rank My Blog
Rate My Blog
Blog Catalog Blog Directory
Komentar Terkinio bell on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o yesy on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o ..... on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o abcde on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o sidik jari on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o Timotius YS on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o Inna on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o Icha on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o fatchul on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o ihsan on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
955 spam comments
blocked byAkismet
Posting Terbaruo ENERGI
o Berjalan Paling Efisien
o TERMODINAMIKA
o MOMENTUM DAN IMPULS
o FLUIDA STATIS
Blog Kategorio Astronomi Hanieftrihantoro
o Astronomi Hansgunawan
o Astronomi Majalah
o Clifford Sampson’s Physics Page
o General Physics Java Applets
o Interactive Science Simulations
o IPho
o Multimedia Physics Studio
o Physics Java Applets by C. K. N
o Physics Olympiads
o Physics Simulation
o Physics Tutorials
o The Physics Classroom
o The Physics Classroom Tutorial
o TOFI
o TOKI
Blog Sekolaho SMA Negeri 1 Pare
Blog Temano Eko Hadi P
o Hermannudin
o Kidispur
o Margo Ridho
o Rofiul Hadi
o Rohedy LAboratory
Blogrollo Belajar GLBB
o Budak Fisika
o Dunia Fisika
o E-dukasi.net
o Eksperimen Fisika
o Fisika Animasi
o Fisika Flash 1
o Fisika Flash 2
o Fisika_LIPI
o Kucing Fisika
o Newton’s Laws Of Motion
o School For Champions
Link Govermento Balitbang
o Bappenas
o BSE-Depdiknas
o BSNP
o Depdiknas
o Depkominfo
o Dikmenum Depdiknas
o Dikmenum Jatim
o Ditjen Mandikdasmen
o Ditpropen
o PKLN Depdiknas
o PPPPTK-IPA
o PRESIDEN RI
o PSB-PSMA
o Pusat Informasi & Humas Depdiknas
o Pusbuk
o Puskur
o Puspendik
o Pustekkom
o Sertifikasi Guru
<a href="http://www6.shoutmix.com/?sidikpurnomo">View shoutbox</a> ShoutMix chat widget
Copyright © 2008 - SIDIK BLOG’S - Theme Powered By YGo Soo Simple brought by WordPress Themes hukum
MATERI OLIMPIADE ASTRONOMI NASIONAL 2010
A. TeoriI. Hukum Kepler dan Gravitasi Nowton1. Dapat menjelaskan tentang bentuk orbit dan gerak benda langit dalam orbit2. Hubungan periode orbit dan jarak benda langit terhadap titik pusat massa.3. Dapat menjelaskan tentang gerak benda langit melalui interaksi gaya tarik menarik Newton4. Dapat menjelaskan tentang hukum kekekalan energi5. Dapat menurunkan gaya pasang surut dan keterkaitannya dengan fase bulan (misalnya bulan purnama, bulan mati dsb)6. Bisa mengaplikasikan hukum Neton pada gerak dan lintasan planet, asteroid, komet dan satelit buatan7. Memahami masalah tiga benda terbatas dan fenomena keberadaan titik8. Lagrange dan deskripsi permasalahannya
II. Konsep dasar segitiga bola dan Tata Koordinat Astronomi1. Mengenal persaratan segitiga pada permukaan bola (segitiga bola)2. Dapat membedakan persaratan segitiga bidang datar dan segitiga bola.3. Mengenal konsep bola langit, lingkaran besar, lingkaran kecil4. Mengenal sistem koordinat geografis dalam bola Bumi (lintang dan bujur sebuah tempat)5. Dapat menjelaskan secara kualitatif sistem koordinat horizontal ( defenisi horizon, tinggi, azimuth, titik Utara, Timur, Selatan dan Barat , titik terbit dan terbenam dsb)6. Dapat menjelaskan secara kualitatif sistem koordinat equatorial (defenisi ekuator langit, asensiorekta, deklinasi, titik kutub langit, titik Aries dsb)7. Dapat menjelaskan secara kualitatif sistem koordinat ekliptika ( defenisi ekliptika, bujur dan lintang ekliptika, titik kutub ekliptika, titik Aries dsb
III. Sistem Waktu1. Dapat memahami dan mengerti konsep waktu matahari (waktu surya)
2. Dapat memahami dan mengerti konsep waktu bintang (waktu sideris)3. Dapat memahami dan mengerti konsep waktu standard (waktu lokal)4. Damat memahami sistem kalender (kalendar Yinani dan Romawai Kuno, kalender, kalender Gregorian dan kalender Hijriah)
IV. Matahari dan Tatasurya1. Dapat menjelaskan alasan matahari menjadi pusat gaya sentral anggota tata surya3. Dapat menjelaskan Matahari sebagai sumber energi radiasi dalam tatasurya3. Dapat menjelaskan secara kualitatif teori pembentukan tatasurya (Misalnya4. teori Laplace dan Kant dsb5. Mengenal fisik komponen anggota tatasurya (Planet, Komet, Asteroid,6. Meteor, Materi antar Planet)7. Memahami susunan dan pergerakan anggota tatasurya8. Memahami sistem Bumi-Bulan (periode sinodis dan sideris Bulan, fase-fase9. Bulan, proses gerhana Bulan dan Matahari)10. Memahami fenomena alam bersifat astronomis (aurora, hujan meteor, dll)
V. Hukum Radiasi,1. Memahami hukum-hukum Pancaran (Teori Benda Hitam, Fungsi Planck, Hukum Wien) dan mengenal besaran-besaran jumlah energi seperti intensitas2. spesifik, fluks dan luminositas.3. Menerapkan hukum-hukum pancaran pada bintang dan benda langit lainnya.4. Dapat menjelaskan pengaruh jarak terhadap kuat cahaya
VI. Besaran Dasar dan mendasar dalam Astronomi dan Astrofisika1. Memahami penentuan besaran fisis dan geometri (massa, temperatur, luminositas, radius, jarak) Matahari 2. Memahami konsep penentuan jarak dan radius bintang
VII. Fotometri Bintang1. Memahami penentuan skala terang bintang (sistem magnitudo)2. Hubungan magnitudo dan jarak bintang (Hukum Pogson)3. Memahami penentuan indeks warna bintang dan hubungannya dengan temperatur permukaan bintang 4. Memahami hubungan antara luminositas dengan temperatur/indeks warna bintang (Diagram Hertzprung-Russel) 5. Memahami masalah magnitudo bolometrik dan koreksi bolometrik
6. Memahami konsep pemerahan bintang oleh materi antar bintang
VIII. Spektroskopi Bintang dan Gerak Bintang1. Memahami konsep pembentukan spektrum2. Memahami konsep pembentukan spektrum bintang3. Memahami konsep pengklasifikasian spektrum dan luminositas bintang4. Menentukan gerak bintang berdasarkan pergeseran garis spektrumnnya (efek Doppler)5. Memahami konsep gerak diri (proper motion) dan hubungannya dengan gerak tangensial bintang7. Diagram HR berdasarkan kelas spektrum dan luminositas
IX. Evolusi Bintang1. Memahami atmosfer dan struktur dalamnya bintang2. Mengenal teori pembangkit energi dalam bintang3. Memahami dan mengerti proses evolusi awal bintang (kelahiran bintang)4. Memahami dan mengerti proses evolusi di deret utama5. Memahami dan mengerti proses evolusi setelah deret utama6. Akhir riwayat sebuah bintang (katai putih, supernova, bintang neutron, lubang hitam)
X. Galaksi Bimasakti dan Ektragalaksi1. Dapat menjelaskan kedudukan dan gerak matahari di dalam galaksi Bima Sakti.2. Mengenal struktur galaksi (Piringan/Disk, Bulge, Halo, Lengan Spiral dsb)3. Mengenal komponen galaksi (materi antar bintang, bintang muda, bintang tua, populasi bintang, dsb) 5. Memahami gerak rotasi dan penentuan massa galaksi6. Dapat menjelaskan ragam galaksi (spiral, eliptikal dan iregular)
IX. Kosmologi1. Pengenalan dan motivasi studi alam semesta secara keseluruhan dan evolusinya2. Memahami penentuan harga parameter-parameter kosmologi via estimasijarak, estimasi konstituen alam semesta, estimasi umur alam semesta, dll.3. Mengenal metode uji model kosmologi (seperti penentuan umur alam semesta yang tak bergantung model, dll), dan juga permasalahan dalam model kosmologi standar serta ide-
ide penyelesaiannya (misal: skenario inflasi).4. Memberikan gambaran besar tentang proses evolusi struktur skala besar.5. Dapat menjelaskan asal mula terbentuknya jagad raya berdasarkan teori Big Bang.
B. PraktekI. Pengamatan dengan Mata Bugila. Mengenal Rasi Bintangb. Mengenal Bintang Terangc. Mengenal Planet Tampakd. Mengenal Ekliptika dan kutub Ekliptikae. Mengenal Ekuator Galaksi Bimasakti,f. Mengenal Ekuator Langit
II. Pengamatan Virtual (dalam hal cuaca tidak memungkinkan untuk pengamatan langsung)a. Menganal Rasi Bintangb. Mengenal Bintang Terangc. Mengenal Planet Tampakd. Mengenal Ekliptika dan kutub Ekliptikae. Mengenal Ekuator Galaksi Bimasakti, f. Mengenal Ekuator Langit
Pengamatan dengan Teleskop dan detektor Astronomia. Mengenal komponen-komponen teleskop dan detektornyab. Menjalankan dan mengarahkan teleskopc. Merekam dan mengolah data/citrad. Mengenal cara menganalisis data
SISTEM MAGNITUDO (Sumber artikel ini dari http://hansgunawan-astronomy.blogspot.com)
Materi yang berikutnya akan dibahas sebagai rangkaian pengenalan akan fotometri adalah sistem magnitudo. Magnitudo adalah suatu sistem skala ukuran kecerlangan bintang. Sistem magnitudo ini dibuat pertama kali oleh Hipparchus pada abad 2 sebelum masehi. Dia membagi terang bintang menjadi 6 kelompok berdasarkan penampakkannya dengan mata telanjang. Bintang yang
paling terang diberi magnitudo 1 sedangkan bintang yang paling lemah yang bisa diamati oleh mata telanjang diberi magnitudo 6. Hal yang perlu diperhatikan bahwa semakin terang suatu bintang, semakin kecil magnitudonya. Kelemahan sistem ini adalah tidak adanya suatu standar baku tentang terang bintang dan penentuan skala ini sangat tergantung pada kejelian dan kualitas mata pengamat (karena bersifat kualitatif)
Ilmuwan John Herschel mendapatkan bahwa kepekaan mata dalam menilai terang bintang bersifat logaritmik. Bintang yang bermagnitudo 1 ternyata 100 kali lebih terang dibandingkan bintang yang bermagnitudo 6. Berdasarkan fakta ini, Pogson merumuskan skala magnitudo secara kuantitatif. Hal ini menyebabkan sistem magnitudo semakin banyak digunakan hingga saat ini.
Skala Pogson untuk magnitudo (semu):m1 - m2 = -2,5log(E1/E2)dengan :m1 : magnitudo (semu) bintang 1m2 : magnitudo (semu) bintang 2E1 : Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 1E2 : Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 2
Harga acuan (pembanding standar) skala magnitudo mula-mula digunakan bintang Polaris. Bintang Polaris ditetapkan memiliki magnitudo 2 dan bintang lainnya dibandingkan terhadap bintang Polaris. Bintang Polaris, yang juga bintang kutub langit utara, dipilih karena bintang ini terlihat dari seluruh observatorium yang ada di belahan bumi utara (karena pada masa itu, belahan bumi utara lebih berkembang dan maju secara teknologi). Namun, bintang ini ternyata memiliki kecerlangan yang berubah-ubah (Polaris ternyata adalah sebuah bintang variabel Cepheid) sehingga kecerlangan Polaris tidak bisa digunakan sebagai patokan/standar baku. Oleh sebab itu, astronom menentukan bintang - bintang lainnya untuk dijadikan standar.
Untuk mengukur kecerlangan suatu bintang digunakan alat yang dinamakan fotometer. Prinsip kerjanya adalah dengan memanfaatkan gejala fotolistrik. Efek fotolistrik inilah yang membuat Einstein memperoleh hadiah Nobel (dan bukan karena hukum relativitas). Penerapan efek fotolistrik ini antara lain diterapkan pada sel surya, chip CCD, dll. Cahaya (atau gelombang elektromagnetik lainnya) ketika menyentuh kelompok bahan tertentu akan menyebabkan elektron yang ada di permukaan bahan akan terlepas. Jumlah elektron yang terlepas tergantung dari intensitas radiasi gelombang elektromagnetik yang diterimanya. Jumlah elektron yang dihasilkan ini dapat menghasikan arus listrik yang dapat kita ukur. Dengan prinsip inilah, kita dapat mengukur intensitas cahaya sebuah bintang.
Cara terbaik untuk mengukur magnitudo adalah dengan membandingkan kecerlangan suatu bintang dengan bintang standar yang ada di dekatnya. Hal ini disebabkan perbedaan keadaan atmosfer antara kedua bintang (bintang standar dan bintang program/yang diamati) tidaklah besar. Atmosfer Bumi dapat menyerap sebagian cahaya bintang dan besarnya penyerapan tergantung dari ketinggian dan kondisi atmosfer yang dilewati cahaya bintang sebelum sampai ke detektor pengamat. Pada saat ini, sudah banyak bintang standar, baik di langit belahan utara maupun selatan.
Magnitudo yang kita bahas di atas merupakan ukuran terang bintang yang kita lihat atau terang semu (ada faktor jarak dan penyerapan yang harus diperhitungkan). Magnitudo yang menyatakan ukuran fluks energi bintang yang kita terima/ukuran terang bintang yang kita lihat/jumlah foton yang kita terima disebut magnitudo semu (apparent magnitude).
Untuk menyatakan luminositas atau kuat sebenarnya sebuah bintang, kita definisikan besaran magnitudo mutlak (intrinsic/absolute magnitude), yaitu magnitudo bintang yang diandaikan diamati dari jarak 10 pc.
Skala Pogson untuk magnitudo mutlak (M) :M1 - M2 = -2,5log(L1/L2)dengan :M1 : magnitudo mutlak bintang 1M2 : magnitudo mutlak bintang 2L1 : Luminositas bintang 1L2 : Luminositas bintang 2
Hubungan antara magnitudo semu (m) dan magnitudo mutlak (M) disebut modulus jarak.m - M = -5 + 5 log ddengan d adalah jarak bintang (dalam pc) dan (m-M) disebut modulus jarak.
Persamaan modulus jarak umumnya digunakan dalam menentukan jarak bintang-bintang yang jauh secara tidak langsung (metode indirect). Seperti yang sudah pernah dibahas sebelumnya bahwa metode paralaks trigonometri hanya bisa menentukan jarak secara akurat untuk beberapa bintang dengan jarak kurang dari 500 pc. Untuk bintang yang lebih jauh lagi, perlu digunakan metode-metode tak langsung (indirect). Salah satunya adalah dengan mengukur magnitudo semu bintang lalu memperkirakan magnitudo mutlaknya. Cara memperkirakan magnitudo mutlak ini banyak metode/caranya. Dengan mengetahui magnitudo semu dan perkiraan magnitudo mutlak, maka kita bisa memperkirakan jarak suatu bintang dengan modulus jarak.
Hal yang perlu diperhatikan adalah persamaan modulus jarak di atas valid/benar/akurat jika diasumsikan tidak ada materi antar bintang yang terletak di antara arah pandang kita ke bintang. Materi antar bintang tersebut dapat mengabsorpsi sebagian cahaya bintang. Jika keberadaan serapan oleh materi antar bintang (MAB) tidak diabaikan, maka persamaan modulus jaraknya :m - M = -5 + 5 log d + AV
dengan AV : konstanta serapan materi antar bintang.
Contoh:Magnitudo mutlak sebuah bintang adalah M = 5 dan magnitudo semunya adalah m = 10. Jika absorpsi oleh materi antar bintang diabaikan, berapakah jarak bintang tersebut ?
Jawab : m = 10 dan M = 5, dari rumus Pogsonm - M = -5 + 5 log ddiperoleh, 10 - 5 = -5 + 5 log d5 log d = 10log d = 2 –> d = 100 pc
Sebelum perkembangan fotografi, magnitudo bintang ditentukan dengan mata. Kepekaan mata untuk daerah panjang gelombang yang berbeda tidak sama. Mata terutama peka untuk cahaya kuning hijau di daerah λ = 5 500 Å, karena itu magnitudo yang diukur pada daerah ini disebut magnitudo visual atau mvis.
Dengan berkembangnya fotografi, magnitudo bintang selanjutnya ditentukan secara fotografi. Pada awal fotografi, emulsi fotografi mempunyai kepekaan di daerah biru-ungu pada panjang gelombang sekitar 4.500 Å. Magnitudo yang diukur pada daerah ini disebut magnitudo fotografi atau mfot .
Jadi, untuk suatu bintang, mvis berbeda dari mfot. Selisih kedua magnitudo tersebut, yaitu magnitudo fotografi dikurang magnitudo visual disebut indeks warna (Color Index - CI).Semakin panas atau makin biru suatu bintang, semakin kecil indeks warnanya.
Dengan berkembangnya fotografi, selanjutnya dapat dibuat pelat foto yang peka terhadap daerah panjang gelombang lainnya, seperti kuning, merah bahkan inframerah.
Pada tahun 1951, H.L. Johnson dan W.W. Morgan mengajukan sistem magnitudo yang disebut sistem UBV, yaitu :
U = magnitudo semu dalam daerah ultraungu (λef = 3500 Å)B = magnitudo semu dalam daerah biru ( λef = 4350 Å)V = magnitudo semu dalam daerah visual ( λef = 5550 Å)
Dalam sistem UBV ini, indeks warna adalah U-B dan B-V. Semakin panas suatu bintang, semakin kecil nilai (B-V) nya.
Dewasa ini pengamatan fotometri tidak lagi menggunakan pelat film, tetapi dilakukan dengan kamera CCD, sehingga untuk menentukan bermacam-macam sistem magnitudo tergantung pada filter yang digunakan.
Contoh:Tiga bintang diamati magnitudo dalam panjang gelombang visual (V) dan biru (B) seperti yang diperlihatkan dalam tabel di bawah.
1. Tentukan bintang nomor berapakah yang paling terang ? Jelaskanlah alasannya
2. Bintang yang anda pilih sebagai bintang yang paling terang itu dalam kenyataannya apakah benar-benar merupakan bintang yang paling terang ? Jelaskanlah jawaban anda.
3. Tentukanlah bintang mana yang paling panas dan mana yang paling dingin. Jelaskanlah alasannya.
Jawab:
No. B V
1 8,52 8,82
2 7,45 7,25
3 7,45 6,35
1. Bintang 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 bintang no. 3
2. Belum tentu karena terang suatu bintang bergantung pada jaraknya ke pengamat seperti terlihat pada rumus yang sudah dijelaskan sebelumnya. Oleh karena itu bintang yang sangat terang bisa tampak sangat lemah cahayanya karena jaraknya yang jauh.
3. 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.
Dari tabel di atas tampak bahwa bintang yang mempunyai indeks warna terkecil adalah bintang no. 1. Jadi bintang terpanas adalah bintang no. 1.
Magnitudo BolometrikSistem magnitudo yang sudah kita bahas di atas hanya diukur pada panjang gelombang tertentu saja (mvis,mfot,mB,mU). Walaupun berbagai magnitudo tersebut dapat menggambarkan
sebaran energi pada spektrum bintang sehingga dapat memberikan petunjuk mengenai temperaturnya, namun belum dapat memberikan informasi mengenai sebaran energi pada seluruh panjang gelombang yang dipancarkan oleh suatu bintang. Oleh sebab itu, didefinisikanlah sistem magnitudo bolometrik (mbol) yang menyatakan magnitudo bintang yang diukur dalam seluruh panjang gelombang.
Magnitudo mutlak bolometrik bintang sangat penting karena dapat digunakan untuk mengetahui luminositas dari sebuah bintang (energi total yang dipancarkan permukaan bintang per detik) dengan membandingkannya dengan magnitudo mutlak bolometrik Matahari.
Dengan Mbol = magnitudo mutlak bolometrik bintangMbol¤ = magnitudo mutlak bolometrik Matahari (4,74)
Persamaan modulus jarak untuk magnitudo bolometrik (absorpsi MAB diabaikan):mbol - Mbol = -5 + 5log ddengan d dalam parsec.
Apabila Mbol suatu bintang dapat ditentukan, maka luminositasnya juga dapat ditentukan (dapat dinyatakan dalan luminositas Matahari). Luminositas bintang merupakan parameter yang sangat penting dalam teori evolusi bintang. Sayangnya, magnitudo mutlak bolometrik sangat sukar ditentukan, karena beberapa panjang gelombang tidak dapat menembus atmosfer bumi. Untuk bintang yang panas, sebagian energinya dipancarkan pada daerah ultraviolet. Untuk bintang yang
Nomor bintang B V B - V
1. 8,52 8,82 -0,30
2. 7,45 7,25 0,20
3. 7,45 6,35 1,10
dingin, sebagian energinya dipancarkan pada daerah inframerah. Oleh karena itu, pengamatan magnitudo bolometrik harus dilakukan di atas atmosfer.
Untuk memudahkan, magnitudo bolometrik ditentukan secara teori berdasarkan pengamatan di bumi. Atau, dapat ditentukan secara tidak langsung, yaitu dengan memberikan koreksi pada magnitudo visualnya, yang disebut koreksi bolometrik (Bolometric Correction - BC).
mv - mbol = BC
Mv - Mbol = BC
Nilai BC tergantung pada temperatur atau warna bintang.
Untuk bintang yang sangat panas, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah ultraviolet sedangkan untuk bintang yang sangat dingin, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah inframerah (hanya sebagian kecil saja pada daerah visual). Untuk bintang-bintang seperti ini, harga BC-nya besar. Untuk bintang-bintang yang bertemperatur sedang, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah visual, sehingga harga BC-nya kecil.
Karena harga BC bergantung pada warna bintang, maka kita dapat mencari hubungan antara BC dan indeks warna (B-V). Untuk bintang yang dapat ditentukan magnitudo bolometriknya. Didefinisikan bahwa harga terkecil BC adalah nol (BC ≥ 0). Untuk BC = 0 untuk (B-V) = 0,3.
Hubungan antara nilai BC dengan indeks warna (CI) ditunjukkan dalam grafik di bawah ini:
Untuk Matahari, magnitudo bolometriknya (mbol¤) = -26,83, magnitudo mutlak bolometriknya adalah Mbol¤ = 4,74 dan koreksi bolometriknya BC = 0,08. Berikut disajikan tabel temperatur efektif dan koreksi bolometrik untuk bintang-bintang deret utama dan bintang maharaksasa.
Latihan :
1. Bintang A tampak mempunyai kecerlangan yang sama pada filter merah dan biru. Bintang B tampak lebih terang pada filter merah daripada filter biru. Bintang C tampak lebih terang pada filter biru daripada di filter merah. Urutkan bintang-bintang itu berdasarkan pertambahan temperaturnya.
2. The binary star Capella has a total magnitude of 0.21m and the two components differ in magnitude by 0.5m. The parallax of Capella is 0.063″. Calculate the absolute magnitudes of the two components.
3. There are about 250 millions of the stars in the elliptical galaxy M32. The visual magnitude of this galaxy is 9. If the luminosities of all are equal, what is the visual magnitude of one star in this galaxy?
4. Two stars have the same apparent magnitude and are of the same spectral type. One is twice as far away as the other. What is the relative size of the two stars?
B - VBintang deret utama Bintang maharaksasa
Tef BC Tef BC
- 0,25 24500 2,30 26000 2,20
- 0,23 21000 2,15 23500 2,05
- 0,20 17700 1,80 19100 1,72
- 0,15 14000 1,20 14500 1,12
- 0,10 11800 0,61 12700 0,53
- 0,01 10500 0,33 11000 0,14
0,00 9480 0,15 9800 - 0,01
0,10 8530 0,04 8500 - 0,09
0,20 7910 0 7440 - 0,10
0,30 7450 0 6800 - 0,10
0,40 6800 0 6370 - 0,09
0,50 6310 0,03 6020 - 0,07
0,60 5910 0,07 5800 - 0,003
0,70 5540 0,12 546 0,003
0,80 5330 0,19 5200 0,10
0,90 5090 0,28 4980 0,19
1,00 4840 0,40 4770 0,30
1,20 4350 0,75 4400 0,59
5. Sebuah galaksi diamati memiliki magnitudo visual mV = 21. Magnitudo ini berasosiasi dengan energi dari 1011 bintang yang ada di dalamnya (terdiri dari 3 jenis). Perkirakan/hitung jarak galaksi tersebut. Untuk itu gunakan asumsi sebagai berikut
Jenis bintang MV Jumlah (%)
a 1 20
b 4 50
c 6 30
Comments
2 Responses to “FOTOMETRI (bag.2)”
1. DENI@ on November 5th, 2009 9:08 am
makasih banyak. tolong kirimin contoh soalnya ya ? terima kasih banyak
2. Deni@ on March 26th, 2010 8:18 am
mas, saya minta tolong kirimin soal-soal astronomi dan pembahasannya mengenai bintang. saya kesulitan mencarinya. terima kasih.
Leave a Reply
Name (required)
Email Address(required)
Website
PROFIL SAYA
Sidik Purnomo kelahiran Kediri, 2 mei 1969 menamatkan sarjana pendidikan S-1 Jurusan Pendidikan Fisika...
Profil
Buat Lencana Anda Tag Cloud
PEMBELAJARAN FISIKAo DKN o ARSIP SOAL FISIKA:
Fisika SPMB
Fisika UAN SMA
PRA OLIMPIADE FISIKA
o CONVERSIONS
o EQUATION EDITOR
o KKM
o PEMBELAJARAN FISIKA SMA :
Gerak Lurus
Alat Ukur Listrik
ALAT-ALAT OPTIK
Arus Searah
Besaran dan Satuan
Cara Membaca Meter PLN
Energi dan Daya Listrik
Gelombang
Gelombang Elektromagnetik
Gerak Lurus Beraturan (GLB)
Gerak Lurus Berubah Beraturan (GLBB)
GERAK MELINGKAR
Gerak Peluru
Gesekan
Hambatan,Arus,Tegangan
Hukum Kirchoff
Hukum Newton tentang Gerak
Jangka Sorong&Mikrometer
KALOR
Kalor & Perubahan Wujud Zat
KAPASITOR
Listrik Dinamis
MEDAN MAGNET
Optika Geometri
PEMUAIAN
Sistem Pengukuran
SUHU
Uji Kemampuan Fisika
Video Fisika
o Scientific Calculator
o STANDAR KOMPETENSI FISIKA SMA
Pilih Materi:
ARSIPo November 2009 (2)
o June 2009 (4)
o March 2009 (1)
o February 2009 (6)
o January 2009 (4)
o December 2008 (4)
o November 2008 (7)
o October 2008 (41)
o September 2008 (8)
KALENDERApril 2010
M T W T F S S
« Nov
1 2 3 4
5 6 7 8 9 10 11
12 13 14 15 16 17 18
19 20 21 22 23 24 25
26 27 28 29 30
Blog Catalog
Rank My Blog
Rate My Blog
Blog Catalog Blog Directory
Komentar Terkinio bell on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o yesy on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o ..... on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o abcde on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o sidik jari on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o Timotius YS on Kalor dan Perubahan Wujud zat
o Inna on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o Icha on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o fatchul on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
o ihsan on Kisi-Kisi Olimpiade Kebumian
955 spam comments
blocked byAkismet
Posting Terbaruo ENERGI
o Berjalan Paling Efisien
o TERMODINAMIKA
o MOMENTUM DAN IMPULS
o FLUIDA STATIS
Blog Kategorio Astronomi Hanieftrihantoro
o Astronomi Hansgunawan
o Astronomi Majalah
o Clifford Sampson’s Physics Page
o General Physics Java Applets
o Interactive Science Simulations
o IPho
o Multimedia Physics Studio
o Physics Java Applets by C. K. N
o Physics Olympiads
o Physics Simulation
o Physics Tutorials
o The Physics Classroom
o The Physics Classroom Tutorial
o TOFI
o TOKI
Blog Sekolaho SMA Negeri 1 Pare
Blog Temano Eko Hadi P
o Hermannudin
o Kidispur
o Margo Ridho
o Rofiul Hadi
o Rohedy LAboratory
Blogrollo Belajar GLBB
o Budak Fisika
o Dunia Fisika
o E-dukasi.net
o Eksperimen Fisika
o Fisika Animasi
o Fisika Flash 1
o Fisika Flash 2
o Fisika_LIPI
o Kucing Fisika
o Newton’s Laws Of Motion
o School For Champions
Link Govermento Balitbang
o Bappenas
o BSE-Depdiknas
o BSNP
o Depdiknas
o Depkominfo
o Dikmenum Depdiknas
o Dikmenum Jatim
o Ditjen Mandikdasmen
o Ditpropen
o PKLN Depdiknas
o PPPPTK-IPA
o PRESIDEN RI
o PSB-PSMA
o Pusat Informasi & Humas Depdiknas
o Pusbuk
o Puskur
o Puspendik
o Pustekkom
o Sertifikasi Guru
<a href="http://www6.shoutmix.com/?sidikpurnomo">View shoutbox</a> ShoutMix chat widget
Copyright © 2008 - SIDIK BLOG’S - Theme Powered By YGo Soo Simple brought by WordPress Themes