Judul : Perhitungan Parameter Fisik Bintang
link : Perhitungan Parameter Fisik Bintang
Perhitungan Parameter Fisik Bintang
Penentuan terhadap parameter fisik bintang, diantaranya diameter, suhu, sampai kerapatan, terang berbeda dengan perhitungan serupa pada benda-benda di bumi. Berhubung jaraknya yang sangat jauh dan tak terjangkau secara fisik, perlu metodologi khusus untuk melaksanakan pengukuran semacam ini.
Untuk mengukur diameter bintang biasa dipakai beberapa cara. Dari kecerlangan dan jarak bintang, kita sanggup menghitung luminositasnya (L), sementara dari observasi terhadap kecerlangan pada panjang gelombang yang berbeda, kita sanggup menghitung temperaturnya (T). Karena radiasi dari banyak bintang sanggup diperkirakan dengan cukup akurat melalui spektrum benda-hitam Planck, besaran yang diperoleh sanggup dihubungkan melalui persamaan:
L = 4pR2sT4
Dari sini, kita memperoleh cara untuk menghitung R, radius (jari-jari) bintang. Dalam persamaan diatas, s ialah konstanta Stefan yang nilainya 5,67 × 10-5 erg/cm2deg4sec. (Radius R disini merujuk pada fotosfer bintang, kawasan dimana bintang secara efektif terlihat lingkaran melalui pengamatan dari luar.) Diameter sudut bintang sanggup dihitung melalui imbas interferensi. Alternatif lainnya, kita sanggup mengamati intensitas cahaya bintang dikala ditutupi oleh Bulan, yang menghasilkan difraksi di bab pinggir dengan pola yang bergantung kepada diameter sudut bintang. Diameter sudut bintang sebesar beberapa milidetik-busur sanggup diukur, namun sejauh ini terbatas pada bintang-bintang yang relatif cemerlang dan dekat.
Banyak bintang yang membentuk sistem bintang ganda, dimana dua buah bintang secara berpasangan mengorbit suatu sentra massa bersama. Periode (P) dari sistem bintang ganda berafiliasi dengan massa dari kedua bintang (m1 + m2), dan sumbu orbital semimayor a melalui aturan ketiga kepler:
P2=4p2a3/G[m1 + m2]
Dimana G ialah konstanta gravitasi universal. Dari diameter dan massa, nilai rata-rata kerapatan (densitas) bintang sanggup dihitung, dan kemudian kita juga sanggup mengukur tekanan dan temperatur di sentra bintang. Sebagai contoh, Matahari kita mempunyai kerapatan di pusatnya sebesar 158 g/cm3, tekanan diperhitungkan mencapai 1.000.000.000 atmosfir, dengan suhu mencapai 15.000.000 K. Dalam suhu setinggi ini, semua atom akan terionisasi, dan dengan demikian interior matahari terdiri dari plasma dan gas yang terionisasi, dengan inti atom hidrogen dan helium serta elektron sebagai penyusun utamanya. Sekelompok kecil inti hidrogen bergerak dengan kecepatan sedemikian tinggi sampai ketika bertumbukan, terjadi tolakan elektrostatik yang menjadikan fusi (penggabungan) inti helium dan diikuti oleh pelepasan energi. Sebagian energi dihantarkan oleh neutrino, namun sebagian besar dihantarkan oleh foton ke permukaan matahari. Proses inilah yang memungkinkan Matahari memancarkan sinarnya.
Bintang lainnya, baik yang lebih maupun kurang masif dibandingkan Matahari, mempunyai struktur yang kurang lebih sama, namun dalam hal ukuran, tekanan dan temperatur di pusat, dan kecepatan reaksi fusi, semuanya bergantung pada massa dan komposisi bintang bersangkutan. Bintang dan reaksi fusi didalamnya (dan luminositas resultannya) tetap dalam keadaan stabil dan terhindar dari keruntuhan alasannya ialah adanya keseimbangan antara tekanan ke arah dalam yang dihasilkan oleh tarikan gravitasi dan tekanan ke arah luar yang dipicu oleh foton hasil dari reaksi fusi.
Bintang yang berada dalam keadaan keseimbangan hidrostatik semacam ini disebut sebagai bintang tahapan utama (main-sequence). Dengan memanfaatkan diagram Hertzprung-Russel (H-R), kita sanggup menghitung temperatur bintang menurut magnitudo dan spektrumnya. Pengukuran terhadap magnitudo tampak pada pita spektral B dan V (antara 4350 dan 5550 angstrom [Å]) memungkinkan kita menghitung indeks warna (colour index), CI = mB - mV, dimana dari sana kita sanggup menghitung suhu pada bintang.
Untuk suhu yang diberikan, ada bintang yang mempunyai luminositas lebih besar dari bintang tahapan utama. Besar nilai R2T4 bergantung pada luminositasnya, makin besar luminositas, berarti radiusnya juga lebih besar. Bintang yang radiusnya lebih besar dari bintang-bintang tahapan utama kita golongkan sebagai bintang raksasa atau super-raksasa. Sebaliknya, bintang yang radiusnya lebih kecil kita masukkan kedalam golongan bintang kerdil. Bintang kerdil putih misalnya, mempunyai rentang suhu berkisar 10.000 sampai 12.000 K dan secara visual terlihat berwana putih kebiruan.
Klasifikasi spektral didasarkan pada indeks warna. Seperti sudah pernah kita pelajari disini, bintang-bintang dikelompokkan menjadi kelas-kelas spektral O, B, A, F, G, K, dan M, yang masing-masing dibagi lagi menjadi 10 subdivisi (bagian). Kekuatan garis-garis spektrum pada sebuah bintang mengatakan kelimpahan elemen di atmosfer bintang bersangkutan. Dari sini, masing-masing subdivisi untuk tiap bintang ditentukan. Matahari, misalnya, ialah bintang tahapan utama, yang dikelompokkan sebagai bintang tipe G2 V (V mengatakan bintang tahapan utama), sementara Betelgeuse yang merupakan sebuah bintang super-raksasa merah, dengan suhu di permukaan sekitar setengah kali Matahari namun dengan luminositas sekitar 10.000 kalinya, dikelompokkan sebagai M2 Iab.
Demikianlah Artikel Perhitungan Parameter Fisik Bintang
Sekianlah artikel Perhitungan Parameter Fisik Bintang kali ini, mudah-mudahan bisa memberi manfaat untuk anda semua. baiklah, sampai jumpa di postingan artikel lainnya.
Anda sekarang membaca artikel Perhitungan Parameter Fisik Bintang dengan alamat link https://zonaedukasiterpadu.blogspot.com/2012/12/perhitungan-parameter-fisik-bintang.html
0 Response to "Perhitungan Parameter Fisik Bintang"
Posting Komentar