MAGNITUDO BINTANG

Magnitudo Bitang

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 . Magnitudo  bintang  yang diukur  dalam  daerah warna  biru  disebut  magnitudo  fotografi (mfot).   Sebagai contoh  kita  ambil  perbandin- gan hasil pengukuran  magnitudo  visual dengan magnitudo  fotografi untuk  bintang  Rigel dan  Betelgeuse  yang berada  di rasi Orion.   Rigel berwarna  biru  sedangkan  Betelgeuse berwarna  merah.

Perbandingan bintang  Rigel dan Beteguese

Jadi  untuk  suatu  bintang,  mvis berbeda  dari mfot.  Selisih kedua magnitudo  tersebut, dinamakan  indeks warna (Color Index  CI).

CI = mfot - mvis

Makin panas atau  makin biru suatu  bintang,  semakin kecil indeks warnanya. Distribusi  energy spectrum  bintang  Rigel

Distribusi  energy spectrum  bintang  Betelgeus

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  ultraviolet  (panjang  gelombang = 3500 )

B = magnitudo  semu dalam daerah  biru (panjang  gelombang = 4350 )

V = magnitudo  semu dalam daerah  visual (panjang  gelombang = 5550)

Berbagai 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  telan- jang.   Bintang  yang  paling  terang  diberi  magnitudo  1 sedangkan  bintang  yang  paling lemah yang bisa diamati  oleh mata  telanjang  diberi magnitudo  6. Hal yang perlu diper- hatikan  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  magnitude  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  1

m2 : magnitudo  (semu) bintang  2

E1 : Fluks pancaran  yang diterima  pengamat  dari bintang  1

E2 : Fluks pancaran  yang diterima  pengamat  dari bintang  2

Harga acuan (pembanding  standar) skala magnitudo  mula-mula digunakan bintang Po- laris. 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.

a.      Magnitudo  Semu

Magnitudo  tampak  atau  semu (m) dari suatu  bintang,  planet  atau  benda langit lainnya adalah  pengukuran  dari kecerahan  atau  kecerlangan yang tampak yaitu  banyaknya cahaya yang diterima  dari objek itu.

m = -2,5 log E+  tetapan

dengan  m:magnitude semu

b.      Magnitudo  Mutlak

Untuk menyatakan luminositas atau kuat sebenarnya  sebuah bintang,  kita definisikan besaran magnitudo  mutlak,  yaitu magnitudo  bintang  yang diandaikan  diamati  dari jarak10 pc.

M = -2,5 log E + tetapan

Dengan M : magnitudo  mutlak

Dari rumusan Pogson kita dapat me-nentukan  perbedaan magnitudo mutlak dua buah bintang  yang luminositasnya masing-masing  L1 dan L2, yaitu:  Untuk  bintang  ke-1 :

Skala Pogson untuk magnitudo mutlak (M) :

M₁ - M₂ = -2,5log(L₁/L₂)

dengan :

     M₁ : magnitudo mutlak bintang 1

     M₂ : magnitudo mutlak bintang 2

     L₁ : Luminositas bintang 1

     L₂ : Luminositas bintang 2

Hubungan antara magnitudo semu (m) dan magnitudo mutlak (M) disebut modulus jarak.

m - M = -5 + 5 log d

dengan d adalah jarak bintang (dalam pc) dan (m-M) disebut modulus jarak)

Tapi, 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.

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.

Dengan Mbol = magnitudo mutlak bolometrik bintang

Mbol¤ = magnitudo mutlak bolometrik Matahari (4,74)

MAGNITUDE ABSOLUTE (MUTLAK)

Untuk menyatakan luminositas atau kuat sebenarnya sebuah bintang, kita definisikan besaran magnitudo mutlak : magnitudo bintang yang diandaikan diamati dari jarak 10 parsec.

            Skala Pogson untuk magnitudo mutlak ini adalah

                                                                                                      

Terang Bintang

Terang suatu bintang dalam astronomi dinyatakan dalam satuan magnitudo. Hipparchus (abad ke-2 SM) membagi terang bintang dalam 6 (enam) kelompok berdasarkan penampakannya dengan mata telanjang. Bintang paling terang tergolong magnitudo kesatu. Bintang yang lebih lemah tergolong magnitudo kedua. Dan seterusnya hingga bintang paling lemah yang masih bisa dilihat dengan mata termasuk magnitudo ke-6. Makin terang sebuah bintang, makin kecil magnitudonya

John Herschel mendapatkan bahwa kepekaan mata dalam menilai terang bintang bersifat logaritmik. Bintang yang magnitudonya satu ternyata 100 kali lebih terang daripada bintang yang magnitudo-nya enam. Berdasarkan kenyataan ini, Pogson (Norman Robert Pogson) pada tahun 1856 mendefinisikan skala satuan magnitudo secara lebih tegas

Tinjau dua bintang :

Üm₁ = magnitudo bintang ke-1

Üm₂ = magnitudo bintang ke-2

ÜE₁ = fluks bintang ke-1

ÜE₂ = fluks bintang ke-2

Maka, skala Pogson didefinisikan sebagai :

m₁ – m₂ = - 2,5 log (E₁/E₂)

Dengan skala Pogson ini dapat ditunjukkan bahwa bintang bermagnitudo 1 adalah 100 kali lebih terang daripada bintang bermagnitudo 6.

Jika m₁ = 1 dan m₂ = 6, maka

Secara umum rumus Pogson dapat dituliskan :

m = -2,5 log E + tetapan

merupakan besaran lain untuk menyatakan fluks bintang yang diterima di bumi per cm² s^-1

Harga tetapan ditentukan dengan mendefinisikan suatu titik nol. Awalnya sebagai standar magnitudo digunakan bintang Polaris yang tampak di semua Observatorium yang berada di belahan langit utara. Bintang Polaris ini diberi magnitudo 2 dan magnitudo bintang lainnya dinyatakan relatif terhadap magnitudo bintang polaris. Tahun 1911, Pickering mendapatkan bahwa bintang Polaris, cahayanya berubah-ubah (bintang variabel) dan Pickering mengusulkan sebagai standar magnitudo digunakan kelompok bintang yang ada di sekitar kutub utara (North Polar Sequence). Pada saat ini telah banyak bintang standar yang bisa digunakan untuk menentukan magnitudo sebuah bintang, baik yang berada di langit belahan utara, maupun di belahan langit selatan.

Magnitudo Bolometrik

Sistem magnitudo  yang sudah  sebelumnya  hanya  diukur  menggunakan  panjang  gelom- bang tertentu saja.  Walaupun  berbagai  magnitudo  tersebut  dapat  menggambarkan se- baran  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 karena itu, dibu- atlah sebuah sistem megnitudo yang disebut dengan sistem magnitudo bolometrik (mbol) Magnitudo bolometrik adalah magnitudo rata-rata bintang diukur dari 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  membandingkan magnitudo  mutlak  bintang  dengan  magni- tudo mutlak  bolometrik Matahari. Rumus Pogson untuk  magnitudo  bolometrik adalah :

E_bol  adalah  Fluks Bolometrik : 

C_bol  :tetapan

Perlu  diingat  :  tanda  - (negatif )  pada  persamaan  Pogson  diatas  menunjukkan  kecera- han bintang,  semakin kecil nilainya  maka bintang semakin terang.

Apabila  Mbol suatu  bintang  dapat  ditentukan, maka  luminositasnya  juga dapat  di- tentukan (dapat  dinyatakan dalan  luminositas  Matahari).  Luminositas  sebuah  bintang merupakan  parameter yang sangat  penting  dalam  teori  evolusi bintang.Namun  magni- tudo  mutlak  bolometrik  sangat  susah  ditentukan, karena  beberapa  panjang  gelombang tidak  dapat  menembus  atmosfer  bumi.  Oleh karena  itu  untuk melakukan  pengamatan magnitudo  bolometrik harus dilakukan  di atas atmosfer.

Magnitudo  bolometrik  dapat   ditentukan  secara  teori  berdasarkan  pengamatan  di bumi.   namun  juga dapat  ditentukan secara tidak  langsung,  yaitu  dengan  memberikan koreksi pada magnitudo  visualnya,  yang disebut  koreksi bolometrik (Bolometric  Correc- tion   BC).

mv - mbol = BC

atau  dalam magnitudo  mutlak  dituliskan

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  infram- erah  (hanya  sebagian  kecil saja  pada  daerah  visual).    Untuk  bintang-bintang seperti ini, harga  BCnya  bernilai besar,  sedangkan  untuk  bintang-bintang yang temperaturnya sedang,  yang  mana  sebagian  besar  radiasinya  pada  daerah  visual)  harga  BCnya  kecil, seperti pada Matahari  ±5300 angstrom.

Hubungan  antara BC dan B  V untuk  deret utama  dapat  digambarkan dalam grafik berikut:

Diagram Hertzprung-Russel

Pada  tahun  1911, seorang astronom  Denmark  bernama  Ejnar  Hertzprung  (1873-1967) membuat  sebuah diagram yang menghubungkan kecerlangan bintang  dengan kelas spek- trumnya. Kemudian  pada  1913 seorang astronom  Amerika Serikat,  Henry Norris Russel (1877-1957) juga membuat  diagram  yang sama.   Diagram  ini akhirnya  dikenal  dengan sebutan  diagram Hertzprung-Russel.

Diagram Hertzprung-Russel kemudian menjadi salah satu perangkat  utama  bagi para astronom dalam mempelajari bintang.  Dengan menggunakan diagram ini, para astronom banyak  mendapatkan informasi tentang  bintang,  seperti tahapan evolusi dan jaraknya. Awalnya diagram ini disusun berdasarkan kelas spektrum  bintang,  maka bagian kiri dari diagram  ini menunjukkan kedudukan  bintang-bintang dengan  temperatur tinggi.  Pada diagram  Hertzprung-Russel tampak  bahwa  sebagian besar bintang  terletak  pada  posisi diagonal dari kiri atas  ke kanan  bawah diagram.  Ini adalah  hal yang wajar karena pada umumnya  bintang-bintang yang lebih terang  adalah  juga bintang  yang panas.

Daerah  diagonal  pada  diagram  Hertzprung-Russel kemudian  diberi nama  bagian  deret utama.   Tidak  semua bintang  ada  pada  posisi deret  utama.   Ada bintang-bintang yang berada pada sudut kanan atas, yang menandakan bahwa bintang ini terang namun dingin dan berwarna merah.  Ada juga bintang-bintang yang terletak  di sebelah kiri bawah, yang menunjukkan sebuah  bintang  dengan  suhu  tinggi  namun  tidak  terlalu  terang.   Karena bintang-bintang yang terletak di bagian kanan  atas  adalah  bintang-bintang yang terang meskipun  dingin,  ini berarti  bahwa  kecerlangannya  yang  besar  berasal  dari  luas  permukaan pemancar  radiasinya  yang besar.  Para  astronom  menamai bintang-bintang yang berada  pada  posisi ini sebagai bintang  raksasa  (giants).   Karena  warnanya  yang merah, namanya  menjadi  bintang  raksasa  merah.   Selain bintang  raksasa  merah,  ada  bintang yang kecerlangannya  jauh  lebih tinggi  lagi walaupun  juga berwarna  merah.   Kesimpu- lannya,  bintang ini memiliki ukuran  yang jauh lebih besar dibandingkan dengan ukuran bintang  raksasa merah, maka dinamailah  bintang  semacam ini sebagai bintang  maharak- sasa merah(red  supergiant).

Keadaan  yang berbeda terjadi  pada bagian kiri bawah dari diagram Hertz prung Russel. Cahaya  yang dipancarkan bintang-bintang disini lebih lemah  meskipun  temperaturnya tinggi.   Ini berarti  luas permukaan  pemancar  radiasi  bintang  ini kecil, lebih kecil dari- pada  luas permukaan  bintang  deret  utama  yang bersuhu  sama.   Bintang-bintang yang ada di bagian kiri bawah ini kemudian  disebut  sebagai bintang  kerdil putih  karena ukurannya  yang kecil dan berwarna  putih.

Diagram Hertzprung-Russel juga bisa dipakai sebagai alat  untuk  menentukan jarak bin- tang.  Cara  penentuan jarak  semacam ini disebut  metode paralaks  spektroskopik.   Mis- alkan  kita  menemukan  sebuah  bintang  bertipe  G2 yang  terletak  di  deret  utama  dan memiliki magnitudo  tampak  (m) sebesar +8.   Dengan  informasi ini, jarak  bintang  bisa ditentukan, karena  magnitudo  mutlak  (M)  bintang  bisa kita  tentukan dengan  melihat diagram  Hertzprung-Russel.  Bila magnitudo  tampak  dan magnitudo  mutlak  diketahui, maka  jarak  (d)  bintang  dalam  satuan  parsek  dapat  langsung  diketahui  (menggunakan rumus m  M = -5 + 5 log d).

Namun  demikian,  kelas spektrum  suatu  bintang  terkadang  tidak  terlalu  jelas menun- jukkan  magnitudo  mutlak  bintang  itu.  Penyebabnya, kadang-kadang terdapat beberapa bintang  yang  memiliki kelas spektrum  sama  tetapi  kecerlangannya  berbeda.   Oleh se- bab  itu,  dibuatlah sebuah  klasifikasi yang  lebih detail  dengan  memperhatikan tingkat luminositas  untuk  membedakan  bintang-bintang yang kebetulan  memiliki tipe spektrum yang sama.  Dengan cara ini akan  kelihatan,  apakah  bintang  itu suatu  bintang  raksasa, maharaksasa, atau  bintang  deret utama.

Klasifikasi bintang  menurut  tingkat  luminositas yang paling banyak dipakai adalah klasi- fikasi yang dibuat  oleh W.W.  Morgan dari Observatorium Yerkes.  Ia membagi tingkat luminositas bintang  menjadi enam tingkatan, mulai dari golongan Ia (maharaksasa yang amat  terang),  Ib (maharaksasa yang terang),  II (raksasa  terang),  III (raksasa),  IV (sub- raksasa),  dan terakhir  golongan V (bintang  deret  utama). Selain dipakai  untuk  menen- tukan  jarak,  posisi pada  diagram  Hertzprung-Russel juga menunjukkan tingkat  evolusi sebuah bintang.  Ini dikarenakan  pada  saat  berevolusi, kecerlangan  dan temperatur permukaan  bintang  terus berubah.