1. Efek Doppler
Pada tahun 1842, Christian Doppler
menunjukkan bahwa jika suatu sumber
cahaya bergerak mendekati pengamat,
frekuensinya menjadi lebih tinggi ( lebih
pendek), dan sebaliknya. Peristiwa ini
disebut efek Doppler.
C. Doppler
(1803 – 1853)
Pada spektrum bintang, pergeseran ini dapat
dihitung berdasarkan garis absorpsinya. Caranya
adalah sebagai berikut,
DND-2006
2. Misalkan suatu sumber cahaya memancarkan
cahayanya pada panjang gelombang o. Jika
sumber cahaya ini bergerak relatif terhadap
pengamat dengan komponen kecepatan radial vr.
maka pengamat akan melihat perubahan panjang
gelombang sebesar , yaitu :
Δλ
λo
=
1 + vr /c
1 vr /c
1 . . . . . . . . .(5-24)
c = kecepatan cahaya, = pergeseran Doppler,
o = panjang gelombang diam (panjang gelombang
sumber jika sumber dan pengamat berada pada
kecepatan yang sama).
DND-2006
4. Jika vr << c, pers. (5-24) :
Δλ
λo
=
1 + vr /c
1 vr /c
1
vr . . . . . . . . . . . . . (5-25)
=
c
Jika vr positif sumber bergerak menjauhi pengamat
vr negatif sumber bergerak mendekati pengamat
menjadi,
Dengan menggunakan spektrograf, spektrum bintang
dapat direkam bersama dengan spektrum pembanding.
Dari garis spektrum pembanding, dapat diukur o.
Jika bintang bergerak terhadap pengamat,
pergeseran Doppler garis spektrumnya () dapat
diukur, sehingga kecepatan radial bintang dapat
ditentukan dari persamaan (5-25).
DND-2006
5. Pelebaran Garis Spektrum
Garis spektrum tidak merupakan garis yang tajam,
tetapi mempunyai lebar tertentu. Pelebaran garis ini
disebabkan oleh beberapa hal, antara lain :
Pengaruh langsung dari atom sendiri :
DND-2006
Pelebaran Alamiah
Pelebaran Doppler
Pelebaran Tumbukan
Efek Zeeman
6. Pengaruh dari luar :
Rotasi bintang
Pengembangan selubung bintang (Profil P-Cygni)
Turbulensi atmosfer bintang
DND-2006
7. 1. Pelebaran alamiah
Atom mempunyai tingkat enegi yang diskret.
Tingkat energi tersebut sebenarnya tidak tajam.
Harga energi yang diberikan pd suatu tingkat
energi, sebenarnya adalah harga yang paling
mungkin untuk tingkat tersebut.
Suatu atom yang berada pada tingkat tersebut
dapat mempunyai energi yang berbeda dari harga
yang paling mungkin itu.
DND-2006
8. Karenanya, foton yang bisa diserap atom untuk
mengeksitasikan elektronnya juga bukan merupakan harga yang pasti, tetapi bisa berkisar pada
harga tertentu.
Akibatnya garis spektrum yang dihasilkan oleh
sekumpulan atom tidak tajam tetapi agak lebar.
DND-2006
9. 2. Pelebaran Doppler
Atom yang memberikan suatu garis spektrum tidak
diam tetapi bergerak ke berbagai arah.
Makin tinggi temperatur, gerak atom makin cepat.
Akibat efek Doppler, setiap atom akan menyerap
foton dengan yang berbeda-beda, bergantung
pada kecepatan radialnya terhadap pengamat. Hal
ini mengakibatkan pelebaran garis spektrum
DND-2006
10. 3. Pelebaran Tumbukan
Tingkat energi suatu atom dapat terganggu oleh
adanya atom atau ion yang lewat di dekatnya,
atau yang menumbuknya.
Akibatnya, tingkat energi atom akan berubah
sedikit sehingga foton yang dapat diserap agak
berbeda dengan kalau tidak ada gangguan: atom
akan memberikan garis yang lebar.
Tingkat
energi
2p
1s
Spektrum
Tidak ada tumbukan
DND-2006
Ada gangguan tumbukan
11. 4. Efek Zeeman
Medan magnet dapat menyebabkan suatu tingkat
energi sebuah atom terpecah menjadi dua atau
lebih.
Akibatnya garis spektrum juga terpecah menjadi
dua garis atau lebih.
Dalam spektrum bintang komponen garis ini
umumnya tidak dapat dipisah, sehingga akibatnya
tampak seperti pelebaran garis.
Tingkat
energi
2p
1s
Spektrum
Tidak ada medan magnet
DND-2006
Ada medan magnet
12.
Tugas. Carilah informasi mengenai pelebaran garis
spektrum yang disebabkan oleh pengaruh luar
seperti oleh,
Rotasi bintang
Pengembangan selubung bintang (Profil P-Cygni)
Turbulensi atmosfer bintang
DND-2006
13. Lebar Ekivalen
Lebar suatu garis spektrum dinyatakan oleh Lebar
Ekivalen (W) yaitu lebar suatu profil empat persegi
panjang dengan tinggi sama dengan tinggi fluks
spektrum kontinu pada panjang gelombang itu dan
luasnya sama dengan luas profil garis spektrum.
Iλ
C
D
A
B
λo
DND-2006
Wλ
14. Untuk menentukan lebar ekivalen, terlebih dahulu harus
diketahui kedalaman garis spektrum
Io = Intensitas kontinum
Iλ = Intensitas pd suatu λ
Ic = Intensitas pd pusat garis
Io
Iλ
Ic
Io Iλ
Dalamnya suatu garis adalah, rλ =
Io
Io Ic
Dalamnya pusat garis adalah, rc =
Io
DND-2006
. . . . . (5-26)
. . . . . (5-27)
15. Jadi lebar ekivalen adalah,
+
+
Wλ = rλ dλ =
-
-
Io Iλ
dλ . . . . . . . .(5-28)
Io
Jika Io dan I diketahui, maka W dapat dihitung
Lebar ekivalen suatu garis spektrum bergantung
pada jumlah atom penyerap per satuan luas di atas
atmosfer. Makin banyak atom tersebut, makin lebar
garis spektrum yang dihasilkan.
DND-2006
16. 123
1,0
4
5
0,5
6
0,3
0,2
0,1
0
1,1
0,2
0,3
Profil garis spektrum dengan berbagai lebar ekivalen
Makin besar angka pada kurva menunjukkan
makin banyak jumlah atom penyerapnya
DND-2006
17. Tinjau garis absorpsi yang disebabkan oleh transisi
suatu atom dari tingkat a ke b.
Misal jumlah atom ini per cm2 di
atas fotosfer adalah N.
b
h
υ
a
absorpsi
h
υ
emisi
Lebar ekivalen bergantung pada
besarnya N. Selain pada N, W juga
bergantung pada kekuatan penggetar f (oscillator strength)
Harga f menyatakan kemungkinan suatu atom melakukan transisi dari suatu tingkat energi ke tingkat lain.
DND-2006
18. Menurut Kramer :
26
1 1
1
1
g
fab =
b3 a3 ba . . . . . . .(5-29)
3 3π ga 12 12
a
b
ga = beban statistik, gba = faktor koreksi Gaunt.
Harga f untuk suatu transisi dapat dihitung secara
teori atau diukur di laboratorium.
Untuk setiap atom, harga f dapat diperoleh dari tabel.
Makin besar harga f, makin besar lebar ekivalennya
Jadi, W dapat dinyatakan sebagai fungsi Nf :
W = F(Nf)
DND-2006
19. Kurva yang menunjukkan hubungan antara log W
dengan log Nf disebut Kurva Pertumbuhan (Curve of
Growth). Kurva ini dapat diperoleh dari perhitungan teori
maupun eksperimen di laboratorium.
Contoh kurva pertumbuhan untuk garis ion CaII
+1
log
Wλ 0
Karena untuk suatu
garis spektrum harga f
tetap, maka absis hanya
menunjukkan log N.
1
2
10
DND-2006
12
14
16
18
Log N
20. Cara memperoleh kurva pertumbuhan pada spektrum
bintang.
Harga N tidak dapat ditentukan dan tidak dapat
diubah-ubah.
Oleh karena itu, digunakan garis yang berasal
dari suatu multiplet yaitu, sekelompok garis
spektrum yang disebabkan oleh transisi dari
tingkat energi bawah yang sama ke tingkat energi
dengan momentum sudut orbit (L) dan
momentum sudut spin (S) yang sama tetapi
dengan momentum sudut total (J) yang berbeda.
DND-2006
21. Karena transisi yang mengakibatkan suatu multiplet
berasal dari tingkat energi bawah yang sama, maka
harga N akan sama untuk semua garis anggota
multiplet tersebut. Jadi, kita dapat membuat kurva
pertumbuhan dengan memplot log W dengan log f
untuk garis-garis tersebut.
Kurva ini selanjutnya dibandingkan dengan kurva
antara log W dan log Nf yang diperoleh secara teori
atau pengukuran di laboratorium. Dari perbandingan
ini diperoleh log N.
Dengan cara ini kita dapat memperoleh perbandingan
harga N untuk atom dengan tingkat eksitasi yang
berbeda-beda
DND-2006
22. Selanjutnya dari persamaan Boltzmann (Pers. 5-21)
log
Nb
Na
=
5040 Eab
T
+ log
gb
ga
dapat ditentukan temperatur atmosfer bintang (T). T yg
ditentukan dengan cara ini disebut Temperatur Eksitasi.
Jumlah ion dari berbagai tingkat ionisasi juga dapat
ditentukan dengan cara ini.
Dari persamaan Saha (Pers. 5-23)
log
Nr+1
Nr
5040
Pe =
T
Ir + 2,5 log T 0,48 log Pe + log
2ur+1
ur
dapat ditentukan Temperatur Ionisasi (T) dan Tekanan
Elektron (Pe).
DND-2006
23. Dari kurva pertumbuhan dapat ditentukan juga perbandingan jumlah unsur kimia di atmosfer bintang.
Hidrogen merupakan unsur terbanyak di bintang 60
- 80 % dari massa bintang
Helium adalah unsur kedua terbanyak.
Hidrogen + Helium = 96 - 99 % massa bintang
Sisanya: neon, oksigen, nitrogen, karbon, magnesium,
argon, silikon, sulfur, besi, klor, dll.
DND-2006
24. Dari penjelasan di atas, dapat disimpulkan, bahwa
spektroskopi bintang dapat memberikan informasi
tentang :
temperatur permukaan bintang
komposisi kimia
rotasi
pengembangan selubung
kecepatan radial
dan lainnya
DND-2006
25. Bintang Berspektrum Khusus
Yang dimaksud dengan bintang berspektrum khusus
adalah bintang-bintang yang tidak termasuk kelas O, B,
A, F, G, K, M
1. Bintang Wolf-Rayet (WR)
Spektrum meyerupai kelas O dengan garis emisi
yang lebar dari unsur helium, nitrogen, karbon, dan
oksigen yang berada pada tingkat ionisasi tinggi.
Tef 40.000 - 50.000 K
WN : garis emisi He dan N
WR
WC : garis emisi He, C, dan O.
DND-2006
27. Garis emisi pada spektrum bintang WR, berasal dari
materi yang dilontarkan bintang dan membentuk
selubung yang melingkupi bintang.
Pelontaran materi ini berlangsung dengan kecepatan
(v) yang tinggi.
Akibatnya terjadi efek Doppler pada garis emisi.
Karena garis emisi berasal dari berbagai lapisan
selubung yang kecepatan radialnya berbeda-beda,
Maka terjadilah garis emisi yang lebar : v = 100
km/det.
DND-2006
28. Bintang Wolf-Rayet Blows Bubbles
yang diabadikan dengan Telescope 1,2
m, di Whipple Observatory
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/9701/ngc2359_cfa_big.jpg
DND-2006
29. Nebula M1-67 disekeliling bintang WR124
Gambar bintang WR124 yang
diambil oleh pesawat ruang
angkasa
Hubble.
Dalam
gambar
tampak
WR124
dilingkupi oleh selubung yang
panas Selubung ini berasal
dari materi yang dilontarkan
bintang dengan kecepatan
sekitar 100 000 mil per jam.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1998/38/image/a
DND-2006
30. 2. Bintang P-Cygni
Spektrumnya mempunyai garis emisi yang kuat dari
H dan He yang berdampingan dengan garis absorpsi
pada sisi gelombang yang pendek
Spektrum bintang
P-Cygni
DND-2006
31. Spektrum bintang P-Cygni pada garis H
http://www.astrosurf.com/buil/us/peculiar2/pcygni.htm
DND-2006
32. Bintang golongan P-Cygni
letupan secara acak.
Contoh : bintang P-Cygni
menunjukkan
peristiwa
tahun 1600 - 1606 : dari tak terlihat menjadi mv = 3,
menurun lagi menjadi mv = 6
tahun 1655 : mv = 3,5
tahun 1659 : mv = 5,2 sekarang
Bagaimana terjadinya profil P-Cygni?
DND-2006
34. B
Bintang
A
B
λo
λ
Bila selubung B cukup tebal, garis emisi akan lebih
dominan daripada garis absorpsi sehingga pengamat
akan melihat spektrum bergaris emisi
DND-2006
35. B
Bintang
A
B
λo
DND-2006
λ
Bila selubung mengembang dengan kecepatan tinggi,
pengamat akan melihat bagian A bergerak ke arah
pengamat :
garis absorpsinya akan mengalami pergeseran
Doppler ke arah pendek.
bagian B mengembang ke atas dan ke bawah, dan
garis emisinya tetap simetris terhadap panjang
gelombang diamnya .
36. B
Bintang
A
B
λo
λ
Superposisi spektrum emisi dan absorpsi ini akan
menghasilkan profil garis emisi yang kuat disertai
komponen absorpsi di sisi gelombang yg lebih pendek.
Salah satu bintang yang mempunyai bentuk garis
spektrum seperti ini adalah bintang P-Cygni; karena
itu profil garis seperti ini dinamakan profil P-Cygni.
DND-2006
37. Dengan mengukur pergeseran Doppler komponen
absorpsi suatu profil P-Cygni, dapat dihitung
kecepatan pengembangan selubung.
vr
= c
o = diam
vr = kecepatan radial,
c = kecepatan cahaya
λ
λo
Δλ
DND-2006
λ
38. Dari hasil penelitian pada berbagai bintang yang
mempunyai garis spektrum berbentuk profil P-Cygni
diperoleh
bahwa
kecepatan
pengembangan
selubung lebih besar daripada kecepatan yang
diperlukan untuk lepas dari medan gravitasi bintang;
ini berarti selubung yang mengembang tersebut
akan lepas dari bintangnya
Adanya profil P-Cygni pada spektrum bintang
merupakan petunjuk bintang tersebut sedang
mengalami proses kehilangan massa.
DND-2006
39. 3. Bintang Be (emisi)
Spektrumnya termasuk kelas B dengan garis emisi
pada deret Balmer (H, H) dan garis helium netral
(HeI), Kadangkala garis-garis emisi ini tampak juga
pada garis metal terionisasi.
Menurut Struve (1931) garis emisi ini disebabkan
karena bintang Be memiliki selubung dingin di sekitar
bintang kelas B yang berotasi sangat cepat.
Yang menjadi masalah sekarang adalah, darimana
selubung bintang ini berasal ?
DND-2006
40. Untuk bintang Be yang merupakan pasangan bintang
ganda, selubung ini kemungkinan besar dihasilkan
oleh proses akresi massa dari bintang pasangannya.
Untuk bintang Be tunggal, jawaban yang paling
mungkin adalah berasal dari bintang itu sendiri, yaitu
adanya pelontaran massa dari permukaannya.
Materi yang dilontarkan itu makin lama akan
berakumulasi sehingga membentuk selubung yang
menyebabkan munculnya garis-garis emisi yang
dapat diamati dari bumi.
Bukti bahwa bintang Be mengalami pelontaran
massa dapat dilihat dari profil garis spektrumnya
yang tidak simetri dan cendrung membentuk
profil P-Cygni.
DND-2006
42. Pada awalnya diperkirakan mekanisme pelontaran
massa ini disebabkan oleh rotasi bintang yang sangat
cepat
Pendapat ini kurang kuat karena ada bintang Be
yang memiliki kecepatan rotasi yang rendah.
Teori yang sekarang diyakini kebenarannya adalah teori
angin bintang yang didorong oleh tekanan radiasi
bintang yang menjadi pusatnya.
Teori ini menyatakan bahwa tekanan radiasi bintang
mendorong materi di sekitarnya sehingga materimateri tersebut terlontar ke luar dan membentuk
selubung.
DND-2006
43. Bentuk garis emisi bintang Be :
Ada tiga bentuk propil garis emisi bintang Be yaitu,
Berpuncak
tunggal
(bentuk Be)
DND-2006
Puncak ganda yang
Berpuncak
lemah dan ditengahnya
ganda
(bentuk Be) garis absorpsi yang
kuat (bentuk Shell)
44. Ada banyak teori mengapa terjadi tiga bentuk profil garis
emisi bintang Be ini, salah satunya adalah,
1. Perbedaan Arah Pandang
Garis emisi tunggal terjadi apabila bintang Be dilihat
dari arah kutubnya, garis emisi berpuncak ganda
terjadi apabila bintang Be dilihat dari arah antara
kutub dan ekuator, sedangkan garis shell terjadi
apabila bintang Be dilihat dari arah kutubnya
DND-2006
50. Walaupun
pada
awalnya
model
ini
diyakini
kebenarannya, namun sekarang tidak berlaku lagi.
Mengapa?
Saat ini telah banyak diamati bintang Be yang garis
emisinya berubah dari bentuk Be menjadi bentuk
shell dan kemudian berubah lagi menjadi bintang
kelas B normal atau kebalikannya (Be B shell B
normal)
Kalau teori perbedaan arah pandang di atas benar,
maka haruslah bintang tersebut berubah inklinasinya
dan hal ini tidak mungkin.
DND-2006
51. Fase Be
July 1974
Fase Shell
Desember 1974
Fase B normal
Oktober 1975
Perubahan Fase Bintang 59 Cyg
DND-2006
52. 2. Model Lengan Tunggal Berkerapatan Tinggi
Kato (1983) mengusulkan
tunggal (one-armed global
bergerak semi Keplerian
variabilitas garis-garis emisi
bintang Be.
DND-2006
osilasi global lengandisk oscillation) yang
untuk menerangkan
pada spektrum visual
54. Spektrum Bintang Be pada garis H yang diamati dengan teleskop
GOTO dan Bosscha Compact Spectrograph di Observatorium Bosscha
16000
HR 8386
8773
8628
8539
8402
H
V R
14000
V R
Relative Intensity
12000
V
10000
V
R
R
8000
6000
4000
2000
6520
6530
6540
6550
6560
6570
Wave Length (Å)
DND-2006
6580
6590
6600
55. Bintang Berspektrum Khusus Lainnya
1. Bintang Ap (Bintang kelas A peculiar)
2. Bintang Ba (Barium)
3. Bintang Herbig Ae/Be
4. Bintang T-Tauri
5. dan lain-lain
Tugas ! Cari penjelasan bintang-bintang di atas
termasuk spektrumnya
DND-2006
