1 / 38

Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum

Pembentukan Spektrum Bintang. Photons. Atmosfer bintang temp. lebih dingin sehingga menyerap foton. Bintang. Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum. B. Garis Emisi. A. Garis Absorpsi. Bintang. Atmosfer. Garis Emisi. Kalau atmosfernya tipis, garis emisi tidak teramati.

margot
Download Presentation

Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Pembentukan Spektrum Bintang Photons Atmosfer bintang temp. lebih dingin sehingga menyerap foton Bintang Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum

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

  3. 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. 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. • Klasifikasi Miss Annie J. Cannon. A. J. Cannon (1863 – 1941) O, B, A, F, G, K, M Oh, Be, A, Fine, Girl, Kiss, Me Oh, Be, A, Fine, Guy, Kiss, Me

  5. Perjalanan Klasifikasi Spektrum Bintang

  6. Ha Hb Hd He Hg Hh He II Hz He I Klasifikasi Spektrum Bintang

  7. HeII HeII Ha Hb He Hz Hg Hd Hh (Å)

  8. Ha Hb Hd He Hg Hh Hz Hq He I He I He II

  9. Hh Ha Hb He Hz Hg Hd Hq HeI (4744) HeI (4471) HeI (4026) (Å)

  10. Ha Hb Hd He Hg Hq Hh Hz

  11. Ha Hb Hz Hg Hd He Hh Hq (Å)

  12. Ha Hb Hd He Hg Hq Hh Hz K Lines G Band H Lines K line = Ca II (l 3934) H line = Ca II (l 3968) G Band = Molekul CH (l 4323)

  13. G band K+H Lines Hz Hd He Hg Hb Ha (Å)

  14. Ha Hb Hd Hg Mg I H Lines Mg I Hz K Lines G Band

  15. G band K+H Lines Hd Hg Hb Mg I Mg I Ha He (Å)

  16. Mg I Ca I (4227) Ha (sudah tidak tampak) Hb (tidak tampak) Mg I H Lines K Lines G Band

  17. G band H Lines K Lines Ti O Hd Mg I Mg I Hg Hb Ha Fe I Ca I (Å)

  18. Ha Tidak tampak Ti O Ti O Ti O Ti O Ca I (4227) KLines Mg I H Lines G Band

  19. Ti O Ti O Ca I Ti O Ti O Mg I (Å)

  20. Urutan Kelas Spektrum Bintang

  21. 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. H CaII HeI TiO HeII Kuat garis Spektrum CaI FeI FeII MgII SiIII SiII B0 A0 F0 G0 K0 M0 Kls Spektrum Perubahan kuat garis unsur tertentu untuk berbagai kelas spektrum • Astronom menggunakan nama logam untuk semua unsur yang lebih berat dari helium

  23. 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. Log (Nn/NH) T (oK) Gambar 5.1. Perubahan N2/NH terhadap temperatur. N2/NH naik dg cepat dari 2500 oK hingga 8000 oK kemudian turun lagi. Hal ini menjelaskan mengapa garis deret Balmer sangat kuat pada bintang kelas A.

  25. 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. Kelas Luminositas Bintang (Kelas MK) Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram H-R)

  27. Kelas Luminositas Dalam Diagram HR http://anzwers.org/free/universe/hr.html

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

  29. Spektrum Bintang Subkelas V H Hδ Hγ Hβ H B5 V A1 V A5 V F0 V F5 V K5 V K0 V O5 V M0 V M5 V B0 V G0 V G4 V

  30. Spektrum Bintang Deret Utama Kelas O-K Ha Hb Hd He Hg Hh Hz O5 O7-B0 B3-4 B6 Intensitas Relatif A1-3 A5-7 A8 A9-F5 F6-7 F8-9 G1-2 G6-8 G9-K0 Panjang Gelombang (Å)

  31. Spektrum Bintang Deret Utama Kelas K-M Ha sudah tidak tampak Ti O K4 K5 M2 M4 (Å)

  32. Effek Luminositas pada bintang kelas B5 http://astro1.phys.uniroma1.it/nesci/lezlab3/gray/Gray10.html

  33. Effek Luminositas pada bintang kelas A0 http://astro1.phys.uniroma1.it/nesci/lezlab3/gray/Gray12.html

  34. 2ur+1 log = Ir + 2,5 log T 0,48  log Pe + log ur Nr+1 Nr  5040 T 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.

  35. 2ur+1 log = Ir + 2,5 log T 0,48  log Pe + log ur Nr+1 Nr  5040 T • Atau harga Nr+1/N lebih besar pada bintang raksasa.

  36. Contoh : Kita bandingkan garis kalsium netral (Ca I) terhadap garis ion Ca II pada bintang raksasa dan pada bintang deret utama. Untuk atom kalsium : Ir = 6,09 eV dan log (2u2/u1) = 0,44 • Pada bintang raksasa kelas M2 : T = 3150 K dan Pe = 0,1 dyne/cm2 Dari rumus Saha didapat : NII/NI = 0,912 • Pada bintang deret utama kelas M2 : T = 3150 K dan Pe = 2,5 dyne/cm2 Dari rumus Saha didapat : NII/NI = 0,036

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

  38. Lanjutkan Kembali ke Daftar Materi

More Related