SPEKTROSKOPI
Spectral lines Each element (hydrogen, helium, neon, mercury, iron, …) has its own particular set of energy levels and its own set of spectral lines.
Uses of spectral lines Because each element has it own unique pattern of spectral lines, the spectral lines from stars can be used to determine the composition, or the relative number of atoms of each elements of the stars We can use the spectrum of an object to determine it temperature
Three types of spectra 1. Spektrum kontinu radiasi electromagnetik yang dipancarkan benda hitam.
flux
The results are plotted and used to provide data on the star
The flux is measured at a series of wavelengths
Black body radiation covers a huge range of wavelengths
λ (nm)
2. Spektrum Absorbsi Spectrum absorbsi merupakan spektrum kontinu, tetapi dengan flux beberapa frequensi berkurang karena serapan diantara sumber dan bumi.
The absorption of light of these wavelengths could have happened in the photosphere of the star that emitted the light … or in a gas cloud between the star and Earth flux
Wavelength (nm)
3. Spektrum Emisi
An emission spectrum looks very different: on film, instead of black lines in a coloured band you see coloured lines in a black band! Or you will see the spectrum shown below in red. Why ?
flux
Absorption spectrum
Emission spectrum
Wavelength (nm)
Emission spectra explained
An emission spectrum is made by an object such as a cloud of gas emitting radiation rather than absorbing it.
It can only emit those same wavelengths that it can absorb, and those wavelengths will depend on the atoms comprising the gas.
Energy is re-radiated
Radiation (e.g. from a star) is absorbed
… but only at wavelengths allowed to the atoms in the gas
Emission versus absorption spectra
black body radiator
spectrum absorbsi gas
spectrum continu spektrum emisi gas
Tiga macam Spektrum 1. Spektrum Kontinu
2. Spektrum Absorbsi
3. Spektrum Emisi
Di kehidupan seharisehari-hari, kita melihat campuran dari ketiga spektrum tsb.
Pembentukan Spektrum Apabila seberkas cahaya putih dilalukan ke dalam prisma, maka cahaya tersebut akan terurai dalam beberapa warna (panjang gelombang) Spektrum R 6 000 Å O Y 5 000 Å G
Prisma
B 4 000 Å V
Spektrum kontinu
Selain dengan prisma, spektrum cahaya juga dapat digunakan dalam spektrograf diuraikan oleh kisi-kisi Spektrum V 4 000 Å B G 5 000 Å Y O 6 000 Å R
Spektrum kontinu
Pembentukan garis absorpsi dan emisi garis absorpsi
6000 K
5000 K
garis emisi
Hukum Kirchoff (1859) 1. Bila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, benda tadi akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang 2. Gas bertekanan rendah bila dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna, atau panjang gelombang tertentu saja. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis pancaran atau garis emisi. Letak setiap garis atau panjang gelombang garis tersebut merupakan ciri gas yang memancarkannya.
3. Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah), gas tersebut tersebut akan menyerap cahaya tersebut pada warna atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dilewatkan diselang-seling garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorpsi.
Deret Balmer Apabila seberkas gas hidrogen dipijarkan akan memancarkan sekumpulan garis terang atau garis emisi dengan jarak antar satu dan lainnya yang memperlihatkan suatu keteraturan tertentu. Menurut Balmer (ahli fisika dari Swiss), panjang gelombang garis emisi tersebut mengikuti hukum 1
λ
=R
1
1
22
n2
λ = panjang gelombang R = suatu tetapan n = bilangan bulat 3, 4, 5, . . . .
Untuk : deret Balmer pertama : Hα pada λ = 6563 Å
n=3 n=4 n=5 n=6 . . .
deret Balmer kedua : Hβ pada λ = 4861 Å deret Balmer ketiga : Hγ pada λ = 4340 Å deret Balmer keempat : Hδ pada λ = 4101 Å
limit deret Balmer pada λ = 3650 Å
n=∞
Hδ Hγ
4 000
Hβ
Hα
5 000
6 000
λ (Å)
Setelah ditemukan deret Balmer ditemukan deret hidrogen lainnya, dan persamaan deret Balmer masih tetap berlaku dengan mengubah 22 menjadi m2 dimana m adalah bilangan bulat mulai dari 1, 2, 3, . . . . 1
λ m=1 m=2 m=3 m=4
=R
1
1
m2
n2
ditemukan deret deret Lyman dengan n = 2, 3, … ditemukan deret deret Balmer dengan n = 3, 4, … ditemukan deret deret Paschen dengan n = 4, 5, … ditemukan deret deret Brackett dengan n = 5, 6, …
Teori Atom Hidrogen Bohr Atom hidrogen terdiri dari inti yang bermuatan
positif (proton) yang dikelilingi oleh sebuah elektron
-
elektron
-
proton
r
+
v
-
tingkat energi
Massa proton (M) >> massa elektron (me) orbit dapat dianggap lingkaran elektron berada dalam orbitnya dlm pengaruh gaya sentral yg disebabkan gaya elektrostatik
Misalkan : r = jarak elektron-proton v = kecepatan elektron E = energi yang dipancarkan elektron
Energi elektron terdiri dari : Energi kinetik (EK) dan energi potensial (EP) Energi total elektron adalah, E = EK + EP EK =
1 2
me v2
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (i) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (ii)
Menurut Coulomb, gaya elektrostatik antara proton dan elektron adalah, e2 F= 2 r
muatan elektron
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (iii)
Supaya elektron tetap stabil dalam orbitnya, gaya elektrostatik ini harus diimbangi oleh gaya centrifugal m e v2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (iv) F= r Dari pers (iii) dan (iv) diperoleh,
e mev2 e2 v= . . . . . . . . . . . . . . (v) = 2 m er r r Dengan mensubtitusikan pers. (v) ke pers. (ii) maka energi kinetik dapat dituliskan menjadi, 2 e 1 1 .. . . . . . . . . . . . . . . . . (vi) 2 EK = me v2 = 2 2 r
Energi potensial elektron dalam orbitnya adalah, r
EP = ∞
e2 r
2
dr =
e2 r
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (vii)
berarti tarik menarik
Dari pers. (i), (vi) dan (vii) diperoleh, 2 e E= 1 2 2 r
e2 e2 . . . . . . . . . . . . . . .. . . (viii) 2 = 2 r 2r
Momentum sudut elektron pada orbitnya dinyatakan oleh, H = me v r = e(mer)1/2 . . . . . . . . . . . . . . . . . (ix)
Menurut Bohr, elektron hanya dapat bergerak mengelilingi proton pada orbit tertentu dan jarak orbit tersebut (r) memungkinkan momentum sudut elektron di sekitar inti mempunyai harga yang diberikan oleh kelipatan h
konstanta Planck
2π konsep ini disebut momentum sudut yang terkuantisasi elektron terkuantisasi Jadi menurut Bohr, momentum sudut elektron dapat dinyatakan oleh, nh . … . . . . . . . . . . . . . . . (x) H= 2π n = 1, 2, 3, . . . . = tingkat energi
Dari pers. (ix) dan (x) selanjutnya dapat diperoleh, nh 1/2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (xi) e(m r) e = 2π Karena itu radius orbit Bohr dapat dinyatakan oleh, n2 h2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (xii) r= 2 2 4π e me e = 4,803 x 10-10 statcoulomb (satuan elektrostatik) me = 9,1096 x 10-26 gr h = 6,626 x 10-27 erg s Jika harga-harga ini dimasukan ke pers. (xii), dan kita ambil n = 1 maka akan diperoleh, r = 5,3 x 10-8 mm = 0,53 Å
Apabila harga r dalam pers. (xii) disubtitusikan le pers. ( viii), maka akan diperoleh energi orbit Bohr yaitu, 13,6 2π2 e4 me eV . . . . . . . . . . . . . . . . (xii) En = = 2 2 2 n h n Untuk atom yang berada pada tingkat dasar (ground state) n=1 E = - 13,6 eV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (xii) melepaskan elektron
Tingkat energi Atom Diagram tingkat energi atom hν
4
3 2 1
proton
hν n=1
emisi absorpsi
Energi
4 3 2
Skema yang merepresentasikan tingkat energi orbit
Apabila elektron berpindah dari tingkat n ke tingkat m (m lebih tinggi daripada n), maka elektron akan kehilangan energi. Energi ini akan dipancarkan sebagai foton atau butiran cahaya dengan energi sebesar hν (h adalah konstanta Planck dan νadalah frekuensi foton) 13,6 hν = Em – En = 2 m
13,6 1 2 = 13,6 n m2
1 n2
Oleh karena ν = c/λ(c = 2,9979 x 1010 cm/s = kecepatan cahaya), λ= panjang gelombang , maka hc
1 = 13,6 m2 λ
1 n2
Apabila kita masukan harga c dan h maka akan diperoleh, 1
13,6 = hc λ
1 m
2
1 n
2
= 109 678
Persamaan ini sama dengan yang ditemukan oleh Balmer secara empiris
1 m2
1 n2
Konstanta Rydberg (R), apabila λ dinyatakan dalam cm
Pembentukan spektrum bintang Atmosfer bintang temp. lebih dingin sehingga menyerap foton
Fotosfer merupakan sumber spektrum kontinum
B
Bintang
Garis Emisi
A
Garis Absorpsi
Atmosfer
Garis Emisi
Spektrum Kontinu
Spektrum Bintang Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada
tahun 1863 seorang astrono bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 4 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. Klasifikasi yang dibuat oleh Miss Maury selanjutnya
diperbaiki kembali oleh Miss Annie J. Cannon. Hingga sekarang klasifikasi Miss Cannon ini digunakan
Perjalanan klasifikasi spektrum bintang Klasifikasi Secchi
Tipe I, Tipe II, Tipe III, Tipe IV, Tipe V
Klasifikasi Miss A. Maury
Kelas A, B, C, D, E, F, G, H, I, J, K, L, M, N, O, P dan Q
Klasifikasi Miss. Annie J. Cannon
Kelas O, B, A, F, G, K, M
Oh Be A Fine Girl Kiss Me
Kelasifikasi Spektrum Bintang Kls. Spek.
: O
Warna
: Biru
Temperatur : > 30 000 oK Ciri Utama : Garis absorpsi yang tampak sangat sedikit sedikit.. Garis helium terionisasi, garis nitrogen terionisasi dua kali, garis silikon terionisasi tiga kali dan garis garis--garis lain dari atom yang terionisasi beberapa kali tampak tapi lemah.. Garis hindrogen juga tampak sangat lemah lemah Contoh
: Bintang 10 Lacerta Hη Hζ Hε Hδ
He I
Hγ
He II Hβ
Hα
O 1
Spektrum Bintang Kelas O
600
Hη 500
Hζ Hε
Intensitas
400
Hδ Hγ
300
HeII HeII Hβ
200
Hα
100
0 3500
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
B Kls. Spek.
: B
Warna
: Biru
Temperatur : 11 000 - 30 000 oK Ciri Utama : Garis helium netral, garis silikon terionisasi satu dan dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat. Garis hidrogen lebih jelas daripada kelas O Contoh
: Bintang Rigel, Spica
Hθ Hη Hζ Hε Hδ
He I
Hγ
He I He II
Hβ
Hα
B 1
Spektrum Bintang Kelas B 400 350
Hη Hθ
300
Hζ Hε HeI (4026) Hδ HeI (4744) Hγ
Intensitas
250
HeI (4471)
200
Hβ 150 100
Hα
50 0 3500
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
A Kls. Spek.
: A
Warna
: Biru
Temperatur : 7 500 - 11 000 oK Ciri Utama : Garis hidrogen tampak sangat kuat. Garis magnesium, silikon, besi, titanium, dan kalsium terionisasi satu kali mulai tampak. Garis logam netral tampak lemah. Contoh
: Bintang Sirius, Vega
Hθ Hη Hζ Hε Hδ
Hγ
Hβ
Hα
A 1
Spektrum Bintang Kelas A 200
Hε Hδ Hη Hζ
180 160
Hγ Hβ
140 Intensitas
Hθ 120 100
Hα
80 60 40 20 0 3500
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
F Kls. Spek.
: F
Warna
: Biru keputihkeputih-putihan
Temperatur : 6 000 - 11 000 oK Ciri Utama : Garis hidrogen tampak sangat lebih lemah dari kelas A tapi masih jelas. GarisGaris-garis calsium, besi dan chromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan chromium netral terlihat. Juga garis logam netral lainnya terlihat. Contoh
: Bintang Canopus dan Procyon Hθ Hη Hζ Hε Hδ
Hγ
K Lines G Band H Lines
Hβ
K line = Ca II (λ λ 3934) H line = Ca II (λ λ 3968) G Band = Molekul CH (λ λ 4323)
Hα
F 1
Spektrum Bintang Kelas F 140
K+H Lines G band
120
Intensitas
100 80 60 40
Hζ Hε Hδ Hγ
Hα
Hβ
20 0 3500
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
G Kls. Spek.
: G
Warna
: Putih kekuningkekuning-kuningan
Temperatur : 5000 - 6 000 oK Ciri Utama : Garis hidrogen lebih lemah daripada kelas F. Garis calsium terionisasi terlihat terutama. terutama. GarisGaris-garis logam terionisasi dan logam netral tampak tampak.. Pita molekul CH (G(G-Band) tampak sangat kuat. kuat. Contoh
: Matahari dan Bintang Capella H Lines Hζ Hδ
K Lines
Hγ
G Band
Hβ
Mg I
Mg I
Hα
G 1
Spektrum Bintang Kelas G 140 120
K+H Lines G band
Intensitas
100 80 60 40 20 0 3500
Hδ Hγ
Hβ
Mg I
Mg I
Hα
Hε
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
K Kls. Spek.
: K
Warna
: Jingga kemerahkemerah-merahan
Temperatur : 3500 – 5 000 oK Ciri Utama : Garis logam netral tampak mendominasi. Garis hidrogen lemah sekali. Pita molekul Tio mulai tampak Contoh
: Bintang Arcturus dan Aldebaran Ca I (4227)
K Lines
Hβ
Mg I (tidak tampak)
H Lines
G Band
Mg I
Hα (sudah tidak tampak)
K 1
Spektrum Bintang Kelas K 120 100
Intensitas
80 G band
60 H Lines
40
K Lines
20 0 3500
Ti O Hβ Mg I
Hδ Hγ Ca I Fe I
4000
4500
5000
Mg I
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
Hα
6500
M Kls. Spek.
: M
Warna
: Merah
Temperatur : 2500 – 3 500 oK Ciri Utama : Pita molekul TiO (titanium oksida) terlihat sangat mendominasi, garis logam netral juga tampak dengan jelas Contoh
: Bintang Betelgeus dan Antares K Lines Ca I (4227)Ti O Ti O
H Lines
G Band
Mg I
Ti O Ti O
Hα
Τidak tampak
M-1
Spektrum Bintang Kelas M 300 250
Intensitas
200 150 Ti O
100 50 0 3500
Mg I
Ti O
Ti O
Ti O
Ca I
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
Urutan Kelas Spektrum Bintang O
50 000 oK
B
20 000 oK
A
10 000 oK
F
7 500 oK
G
6 000 oK
K
4 000 oK
M
3 500 oK
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
Spektrum Bintang Subkelas V Hζ Hε Hδ
O5 V B0 V B5 V A1 V A5 V F0 V F5 V G0 V G4 V K0 V K5 V M0 V M5 V
Hγ
Hβ
Hα
Spektrum Bintang Deret Utama Kelas O-K Hη Hζ Hε Hδ
Hγ
Hα
Hβ
O5 O7-B0 B3-4
Intensitas Relatif
B6 A1-3 A5-7 A8 A9-F5 F6-7 F8-9 G1-2 G6-8 G9-K0
3500
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
Spektrum Bintang Deret Utama Kelas K-M Hα sudah tidak tampak
Ti O
K4
Intensitas Relatif
K5
3500
M2
M4
4000
4500
5000
5500
Panjang Gelombang (Å)
6000
6500
M-K Kelas 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
Kelas Luminositas Bintang (Kelas MK) Kelas Ia
Maharaksasa yang sangat terang
Kelas Ib
Maharaksasa yang kurang terang
Kelas II
Raksasa yang terang
Kelas III
Raksasa
Kelas IV
Subraksasa
Kelas V
Deret utama
Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram H-R)
Kelas Luminositas Dalam Diagram HR
Diagram HR
Diagram H-R
Kelas Spektrum/Temperatur
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
