pancaran bintang
DESCRIPTION
presentasiTRANSCRIPT
DND-2006
Apakah astrofisika itu ?Apakah astrofisika itu ?
Penerapan ilmu fisika pada alam semesta/benda-benda langit
Informasi yang diterima Cahaya (gelombang elektromagnet)
Pancaran gelombang elektromagnet dapat dibagi dalam beberapa jenis, bergantung pada panjang gelombangnya ()
1. Pancaran gelombang radio, dengan antara beberapa milimeter sampai 20 meter
2. Pancaran gelombang inframerah, dengan ≈ 7500 Å hingga sekitar 1 mm (1 Å = 1 Angstrom = 10-8 cm)
DND-2006
3. Pancaran gelombang optik atau pancaran kasatmata dengan sekitar 3 800Å sampai 7 500 Å
merah oranye : 6 000 – 6 300 Å oranye : 5 900 – 6 000 Å kuning : 5 700 – 5 900 Å kuning hijau : 5 500 – 5 700 Å hijau : 5 100 – 5 500 Å hijau biru : 4 800 – 5 100 Å biru : 4 500 – 4 800 Å biru ungu : 4 200 – 4 500 Å ungu : 3 800 – 4 200 Å
Panjang gelombang optik terbagi dlm beraneka warna: merah : 6 300 – 7 500
Å
DND-2006
4. Pancaran gelombang ultraviolet, sinar X dan sinar mempunyai < 3 500 Å
http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/spectra.html
Pancaran gelombang elektromagnet mulai dari sinar Gamma sampai dengan pancaran radio
DND-2006
Keti
ng
gia
n
Sinar-X
Sinar Gamma
UV
Kasat
Mata
Infra-merah
Gel.Mikro
Radio
Permukaan Laut
ozon (O3)
molekul (H2O, CO2)
molekul ,atom, inti atom
teleskop optik
satelit balon, satelitbalon, satelitteleskop radio
http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/introduction/emsurface.html
Jendela Optik
Jendela Radio
Pancaran gelombang yang dapat menembus atmosfer Bumi adalah panjang gelombang kasatmata dan panjang
gelombang radio
DND-2006
Dengan mengamati pancaran gelombang elektromagnet kita dapat mempelajari beberapa hal yaitu, Arah pancaran. Dari pengamatan kita dapat menga-
mati letak dan gerak benda yang memancarkannya
Kuantitas pancaran. Kita bisa mengukur kuat atau ke-cerahan pancaran
Kualitas pancaran. Dalam hal ini kita bisa mempe-lajari warna, spektrum maupun polarisasinya
DND-2006
Informasi yang diterima dari benda-benda langit berupa gelombang elektromagnet (cahaya)
untuk mempelajarinya diperlukan pengetahuan mengenai gelombang elektromagnet tersebut
DND-2006
Jika suatu benda disinari dengan radiasi elektromag-netik, benda itu akan menyerap setidaknya sebagian energi radiasi tersebut.
temperatur benda akan naik
Teori Pancaran Benda HitamTeori Pancaran Benda Hitam
Jika benda tersebut menyerap semua energi yang datang tanpa memancarkannya kembali, temperatur benda akan terus naik Kenyataannya tidak pernah terjadi, mengapa?
Karena sebagian energi yang diserap benda akan dipancarkan kembali.
DND-2006
Apabila laju penyerapan energi lebih besar dari laju pancarannya,
temperatur akan terus naik akhirnya benda mencapai temperatur keseimbangan
dimana laju penyerapan sama dengan laju pancarannya.
Keadaan ini disebut setimbang termal (setimbang termodinamik).
DND-2006
Untuk memahami sifat pancaran suatu benda kita hipotesiskan suatu pemancar sempurna yang disebut benda hitam (black body) Benda hitam adalah suatu benda yang menyerap
seluruh pancaran elektromagnetik (energi) yang datang padanya Tidak ada pancaran yang dilalukan atau yang
dipantulkan Pada keadaan kesetimbangan termal, temperatur
benda hanya ditentukan oleh jumlah energi yang diserapnya per detik Pada keadaan ini, sifat pancaran dapat ditentukan
dengan tepat
DND-2006
a
r r
s
a = s/r (sudut bidang)
r r
A = luas penampang
= A/r2 (sudut ruang)radian steradian
Untuk mempelajari benda hitam, terlebih dahulu kita mengenal beberapa besaran yang berkaitan dengan benda hitam
Untuk mempelajari benda hitam, terlebih dahulu kita mengenal beberapa besaran yang berkaitan dengan benda hitam
DND-2006
+ d
d
r ddAr sin
dr sin d
Luas penampang :
Sudut ruang
Unsur kecil sudut ruangUnsur kecil sudut ruang
dA = r2 sin d d
d = dA/r2
. (2-1)
. . (2-2)r
r
= sin d d
LANGSUNG KE HK PLANCK
DND-2006
Tinjau unsur permukaan dA yang arah normalnya adalah garis n
dω
dA
n
Apabila berkas pancaran melewati permu-kaan dA berarah tegak lurus permukaan, dalam sudut ruang dω, maka jumlah energi yang lewat dalam selang waktu dt adalah,
dE = I dA dω dt
intensitas spesifik
jumlah energi yang mengalir pada arah tegak lurus permukaan, per cm2, per detik, per steradian
. . . . . . . . (2-3a)
dE = I dA sin θ dθ ddt . . (2-3b)atau
DND-2006
Tinjau berkas pancaran yang membentuk sudut θ terhadap garis normal
Pancaran bisa kita bayangkan melewati permukaan dA’ dengan arah tegak lurus.
dA’ = dA cos θ
Dari pers (2-3b) :
dE = I dA sin θ dθ d dt
diperoleh
dω
dA’
n’
dA
n
θ
Dalam hal ini,
dE = I dA’ sin θ dθ d dt
DND-2006
. (2-4)atau
besarnya energi yang dipancarkan oleh satuan luas permukaan, per detik, pada arah θ dan dalam sudut ruang dω
dE(θ) = I cos θ sin θ dθ d
dA dt
dω
dA’
n’
dA
n
θ
DND-2006
Jumlah energi yang dipancarkan keluar melalui permu-kaan seluas 1 cm2, per detik, ke semua arah dapat ditentukan dengan mengintegrasikan pers. (2-4) ke semua arah (luar) yaitu dari θ = 0 sampai /2 dan = 0 sampai 2
Pers. (2-4) : = I cos θ sin θ dθ ddE(θ) dA dt
Fluks Pancaran
. . . . . . . . . (2-5)F = I cosθ sinθ dθ d0
2
0
/2
= I cos θ sin θ dθ ddE(θ) dA dt
0
2
0
/2
0
2
0
/2
DND-2006
Apabila pancaran bersifat isotrop (sama ke semua arah), atau dengan kata lain bukan fungsi dari θ dan , maka
F = I . . . . . . . . . . . . . . . . (2-6)
Buktikan !
Pers. (2-5) :
menjadi,
F = I cosθ sinθ dθ d0
2
0
/2
Pancaran keluar ini (F) sering ditulis sebagai F untuk membedakan dengan pancaran ke dalam F.
DND-2006
F = I cosθ sinθ dθ d0
2
0
/2
Pancaran ke luar (F) 0 /2
F = I cosθ sinθ dθ d0
2
π/2
Pancaran ke dalam (F) /2
Pancaran Total : F = F + F
. . . . . . . . . . . . (2-7)
. . . . . . . . . . . . (2-8)
. . . . . . . . . . . . (2-9)
Untuk pancaran isotropik : F = I
F = I
Pancaran totalnya adalah, F = π I + I
DND-2006
Besaran lain yang sering digunakan dalam pembicaraan pancaran adalah,
. . . . . (2-10)
Untuk pancaran isotropik : J = I (Buktikan !)
Intensitas Rata-rata (J), yaitu harga rata-rata I (inten-sitas spesifik) untuk seluruh ruang
J = = I dω = dω
I dω
4π
1 I sin θ dθ d
4π
1
0
2
0
DND-2006
Besaran pancaran yang telah kita bicarakan adalah besaran energi untuk semua panjang gelombang atau frekuensi, karena itu tidak bergantung pada atau .
Jika ingin mengetahui pancaran pada suatu panjang gelombang () tertentu, maka besaran-besaran pancaran di atas harus bergantung pada atau .
Walaupun demikian, kita tidak dapat mengamati hanya pada suatu panjang gelombang saja, karena sangat sukar untuk mengisolasinya. Yang paling mungkin adalah pada suatu daerah panjang gelombang, yaitu antara dengan + d.
DND-2006
I = ∫ Iλ do
Dengan demikian, intensitas pada suatu , yaitu I, didefinisikan sebagai intensitas yang disebabkan oleh panjang gelombang antara dan + d. Intensitas untuk semua panjang gelombang dapat
dituliskan sebagai :
. . . . . . . . . . . . . . . (2-11)
Karena λ = c/υ, maka
dλdυ
c
υ2=d = c υ-2dυ . . . . . . . . . . (2-12)
Tanda negatif berarti panjang gelombang naik pada saat frekuensi turun
DND-2006
Dengan demikian,
Iυ d = Iλ dc
υ2
ddυ
Iυ = I = I = I 2
c
Fluks pancaran dapat dituliskan sebagai :
I = Iλ d = Iυ dυ ∫o
∫o
F = F d = Fυ dυ ∫o
∫o
. . . . . . . . . . (2-13)
. . . . . . . . . . (2-14)
DND-2006
Suatu benda hitam tidak memancarkan seluruh gelombang elektromagnet secara merata. Benda hitam bisa memancarkan cahaya biru lebih banyak dibandingkan dengan cahaya merah, atau sebalik-nya, bergantung pada temperaturnya.
Sifat pancaran benda hitam telah dipelajari secara eksperimen pada akhir abad ke-19, tetapi baru pada awal abad ke-20, Max Planck berhasil memperoleh penafsiran secara fisis.
Max Planck
(1858 – 1947)
DND-2006
Menurut Planck, suatu benda hitam yang temperaturnya T akan memancarkan energi dalam panjang gelom-bang antara dan + d dengan intensitas spesifik B(T) d sebesar
Fungsi Planck
. . . . . . . (2-15)
Intensitas spesifik (I) = Jumlah energi yang mengalir pada arah tegak lurus permukaan per cm2 per detik, per steradian
5
2 h c2 1
e hc/kT - 1B (T) =
DND-2006
h = Tetapan Planck = 6,625 x 10-27 erg detk = Tetapan Boltzmann = 1,380 x 10-16 erg/ oKc = Kecepatan cahaya = 2,998 x 1010 cm/detT = Temperatur dalam derajat Kelvin (oK)
Apabila dinyatakan dalam frekuensi fungsi Planck menjadi :
. . . . . . . . . (2-16)2 h 3
c 2
1e h/kT - 1
B (T) =
Buktikan !!!
. . . . . . . (2-15)5
2 h c2 1
e hc/kT - 1B (T) =
DND-2006
Distribusi energi menurut panjang gelombang untuk pancaran benda hitam dengan berbagai temperatur (Spektrum Benda Hitam)
Makin tinggi temperatur benda hitam, makin tinggi pula intensitas spesifiknya dan jumlah energi terbesar dipancarkan pada pendek
Intensitas spesifik benda hitam sebagai fungsi panjang gelombang
Kasatmata
(m)
Inte
ns
ita
s S
pe
sif
ik [
B(
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 K4 000 K
DND-2006
Panjang gelombang maksimum bagi pancaran benda hitam, yaitu pada harga yang maksimum (maks) dapat
diperoleh dari syarat maksimum, yaitu,
= 0d B(T)
d . . . . . . . . . . . . . . . (2-
17)
0,00 (m)
Inte
ns
ita
s S
pe
sif
ik [
B(
T)]
0,50 1,00 1,50 1,75 2,00
Garis Singgung
λmaks
DND-2006
Dari pers. (2-15) :5
2 h c2 1
e hc/kT - 1B (T) =
dan pers. (2-17) : = 0d B(T)
d
diperoleh, = 4,965h c
k T . . . . . . . . . . . (2-
18)
Buktikan !
Apabila kita masukan harga h, k dan c, maka pers. (2-18) menjadi
DND-2006
. . . . . . . . . . . . (2-19)maks = 0,2898
T
Hukum Wien
maks dinyatakan dalam cm dan T
dalam derajat Kelvin
hmaks = 2,821 kT
Apabila maks dinyatakan dalam frekuensi, hukum Wien menjadi
. . . . . . . . . . . . . . (2-20)
Wilhelm Wien
(1864 – 1928)
DND-2006
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.
maks = 0,2898
T
Hukum Wien
DND-2006
Panjang Gelombang0 0.25 0.50 0.75 1.00 1.25 1.50 1.75 2.00
Inte
nsi
tas
maks = 0,36 m = 3,62 x 10-5 cm
Contoh penentuan maks
maks = 0,2898
T
0,2898
3,62 x 10-5=
= 8 000 K
Apabila maks dapat ditentukan, maka temperatur benda dapat dicari, yaituDistribusi energi
benda hitam
maks
0,2898T =
DND-2006
Contoh :Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa puncak spektrum bintang A dan bintang B masing-masing berada pada panjang gelombang 0,35 m dan 0,56 m. Tentukanlah bintang mana yang lebih panas, dan seberapa besar perbedaan temperaturnya
Jawab :
Jadi bintang A mempunyai maks lebih pendek daripada bintang B. Menurut hukum Wien, bintang A lebih panas daripada bintang B
maks A = 0,35 m , maks B = 0,56 m
maks = 0,2898
TT =
0,2898
maks
DND-2006
Untuk bintang A :
Untuk bintang B :
Jadi temperatur bintang A lebih panas 1,6 kali daripada temperatur bintang B
TA = 0,2898
lmaks A
=0,2898
0,35
TB = lmaks B
0,2898=
0,2898
0,56
0,2898
0,35
0,56
0,2898
TA
TB = = 1,6
DND-2006
Bintang B : maks = 0,56 m = 0,56 x 10-4 cm
Bintang A : maks = 0,35 m = 0,35 x 10-4 cm
Cara lain :
Jadi bintang A 1,6 kali lebih panas daripada bintang B
maks = 0,2898
T
0,2898T =
maks
0,2898
0,35 x 10-4TA = = 8 280 K
0,2898
0,56 x 10-4TA = = 5 175 K
5175
8280TA
TB = = 1,6
DND-2006
1. Distribusi Wien
Untuk kecil ( besar), atau T yang rendah, maka :
h k T
h c
k Tatau sangat besar 1
Sehingga, eh/kT 1 ≈ eh/kT atau ehc/kT 1 ≈ ehc/kT
Jadi fungsi Planck menjadi,
B (T) = e h/kT2h 3
c2
. . . . . . . . (2-21)
Dari Fungsi Planck, dapat diturunkan juga Aproksimasi Wien (Distribusi Wien) dan Aproksimasi Rayleigh - Jean (Distribusi Rayleigh - Jean), yaitu :
DND-2006
2. Distribusi Rayleigh - JeanUntuk besar ( kecil), atau T yang tinggi, maka :h k T
h c
k Tatau sangat kecil 1
Akibatnya fungsi Planck menjadi,
B (T) =2 2 kT
c2
B (T) =2c k T
4atau
. . . . . . . . . . . . . (2-23)
h k T
h c
k TSehingga, eh/kT ≈ 1 + atau e
hc/kT ≈ 1 +
. . . . . . . . . . . . . (2-24)
B (T) = e hc/kT2hc2
5atau . . . . . . . . (2-22)
DND-2006
Energi total yang dipancarkan benda hitam dapat ditentukan dengan mengintegrasikan persamaan (2-15)
. . . . . (2-25)
Buktikan !
B(T) = Bλ(T) d = dx 0
2 k4 T4
h3 c20
x3
ex - 1
dimana h υ
x = k T
Pers. (2-15) : 2 h c2
5
1
e hc/kT - 1B (T) =
π 4/15
B(T) = =2 k4 T4
h3 c2
π4
15
2 k4 5
15 h3 c2
T4
π= T4
σπ
konstanta Stefan-Boltzmann
= 5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4 s-1
. . (2-26)
. . (2-27)
DND-2006
Dengan mensubtitusikan
F = B(T) = T4 . . . . . . . . . . . . (2-28)
Fluks energi benda hitam
F = IPers. (2-6) :
ke pers. 2-26 : B(T) =
T4
σπ
dapat ditentukan jumlah energi yang dipancarkan oleh setiap cm2 permukaan benda hitam per detik ke semua arah, yaitu
DND-2006
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 R2 F = 4 R2 Tef 4 . . . . . . . (2-29)
Luminositas benda Temperatur efektif
DND-2006
Fluks Pancaran
Luminositas :
L = 4 R2 F = 4 R2 T4
Rd
Fluks
Luas permukaan bola
F =L
4 R2
E =L
4 d 2 . (2-30)
DND-2006
1 cm
1 cm
Intensitas spesifik B(T) = I
Fluks F = T4
Luminositas L = 4 R 2 T4
dFluks pada jarak d : Energi yang melewati sebuah permukaan bola yang beradius d per detik per cm2
ResumeResume
E =L
4 d 2
1 cm1 cm
R
DND-2006
Bintang sebagai Benda HitamBintang sebagai Benda HitamBintang dapat dianggap sebagai benda hitam. Hal ini bisa dilihat dalam gambar berikut, yaitu distribusi energi bintang kelas O5 (Tef = 54.000 K) sama dengan distri-busi energi benda hitam dg temperatur T = 54.000 K.
Bintang Kelas O5Tef = 54 000 K
Black BodyT = 54 000 K
DND-2006
Intensitas spesifik (I) :
Jumlah energi yg dipancarkan bintang pd arah tegak lurus permukaan per cm2 per detik per steradian
Fluks Pancaran :
Jumlah energi yang dipancarkan oleh setiap cm2 permukaan bintang per detik ke semua arah
F = B(T) (F = I)
F = T4
Oleh karena itu semua hukum-hukum yang berlaku pada benda hitam, berlaku juga untuk bintang.
2 h c2
5B (T) =
1
ehc/kT - 1
F =L
4 R2
DND-2006
Luminositas (L) : L = 4 R2 Tef 4
Energi yang dipancarkan oleh seluruh permukaan bintang yang beradius R dan bertemperatur Tef per detik ke semua arah Temperatur Efektif (Tef) adalah temperatur lapisan paling luar sebuah bintang (lapisan fotosfere).
Fluks pada jarak d : E =L
4 d 2
Energi bintang yg diterima/melewati permukaan pada jarak d per cm2 per detik (E) Makin jauh sebuah bintang, makin redup cahayanya
hukum kuadrat kebalikan (invers square law)
DND-2006
Contoh :Berapakah kecerlangan sebuah bintang dibandingkan dengan kecerlangan semula apabila jaraknya dijauhkan 3 kali dari jarak semula.
Jawab :Misalkan dA jarak semula dan kecerlangannya adalah EA. Jarak sekarang adalah dB = 3dA dan kecerlangannya adalah EB. Jadi,
Bintang lebih redup sebesar 1/9 kali dari kecerlangan semula.
EA =L
4 dA2
EB =L
4 dB2
dB
EB =dAEA
2 dA
3dA
= EA 2= EA
19
DND-2006
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 dB = 1 AU.
Misalkan energi matahari yang diterima di Saturnus adalah ES dan jarak Saturnus-Matahari dS = 9,5 AU. Jadi
19,5
= 1380 2
= 15,29 W/m2 ES =
dB
dS
EB 2
DND-2006
1. Andaikan sebuah bintang A yang mirip dengan Matahari (temperatur dan ukurannya sama) berada pada jarak 250 000 AU dari kita. Berapa kali lebih lemahkah penampakan bintang tersebut dibanding-kan dengan Matahari?
2. Andaikan bintang B 1000 kali lebih terang daripada bintang A (pada soal no.1 di atas) dan berada pada jarak 25 kali lebih jauh dari bintang A. Bintang manakah yang akan tampak lebih terang jika dilihat dari Bumi? Berapa kali lebih terangkah bintang yang lebih terang tersebut?
Soal-soal LatihanSoal-soal Latihan