Diposting Minggu, 22 Agustus 2010 jam 11:57 am oleh The X

Ketertampakan Garis Emisi dan Penyerapan

Suka dengan artikel ini?

Jelajahi artikel-artikel FaktaIlmiah yang berdasarkan apa yang dibaca dan ditonton teman-teman.
Terbitkan aktivitas Anda sendiri dan dapatkan kendali penuh.
Login

Minggu, 22 Agustus 2010 -


Garis spektral yang teramati dalam emisi maupun penyerapan bila ada sumber latar belakang merupakan petunjuk penting apakah daerah tersebut lebih panas atau lebih dingin dari latar belakang. Kita akan mengambil contoh sederhana dimana awan latar depan mampu berinteraksi dengan sinyal latar belakang dan karenanya membentuk garis spektral hanya pada frekuensi tertentu dengan lebar  garis yang kecil seperti pada gambar berikut.

Gambar 1. Dalam contoh ini, sebuah awan mampu membentuk garis spektral tunggal pada frekuensi vl. Bila garis lebih rendah dari latar belakang, Iv0, ia merupakan garis penyerapan (a) dan bila lebih tinggi dari latar belakang maka ia garis emisi (b)

Awan ini sepenuhnya transparan dengan sinyal latar belakang pada semua frekuensi di luar garis tersebut. Bila intensitas spesifik frekuensi garis kurang dari nilai latar belakang, maka garis penyerapan yang muncul, sebaliknya, jika intensitas spesifiknya lebih besar dari latar belakang, yang muncul adalah garis emisi. Bila kasusnya adalah penyerapan, maka kita bisa memakai rumus berikut

Dimana Iv0 adalah intensitas spesifik latar belakang, Bv(T) adalah fungsi Planck untuk suhu awan, dan Tv adalah kedalaman optik awan pada frekuensi pusat garis. Dengan menyusun ulang persamaan ini dan memakai proses untuk menjelaskan garis emisi, kita dapatkan

Dari fungsi Planck dan definisi suhu kecemerlangan, persamaannya menjadi

Jadi, bila suhu awan latar depan kurang dari suhu kecemerlangan sumber latar belakang, maka garisnya adalah garis penyerapan, bila sebaliknya adalah garis emisi. Bila tidak ada sumber latar belakang, maka TBv0  mendekati nol dan garisnya selalu emisi walaupun bila awannya dingin. Selain itu, jika T = TBv0, maka tidak akan ada garis yang terlihat.

Atmosfer bawah matahari adalah lingkungan dimana susunan garis penyerapan terbentuk seperti terlihat pada gambar 2. Garis ini disebut garis Fraunhaufer dan fakta kalau ia terlihat sebagai garis penyerapan, bukannya emisi, menunjukkan kalau ia terbentuk di daerah yang lebih dingin daripada latar belakang. Struktur dan sifat atmosfer matahari ditunjukkan dalam gambar 3. Fotosfer adalah daerah dibawah permukaan (permukaan didefinisikan sebagai lokasi dimana kedalaman optiknya adalah satu) hingga ketinggian 500 km dimana suhu minimal. Di atas fotosfer adalah kromosfer (selubung warna, karena teramati sebagai cincin kemerahan saat gerhana matahari, lihat gambar 4) yang merupakan daerah dimana suhu kembali naik, namun hidrogen masih dominan netral. Kromosfer juga memuat banyak aktivitas seperti prominensa yang lebih padat, sering mirip loop, yang terlihat di pinggiran matahari dan terkait dengan struktur medan magnetik. Seperti ditunjukkan gambar 3, fotosfer atas dan kromosfer lah yang membentuk garis penyerapan, radiasi latar belakang yang lebih panas dipasok oleh permukaan matahari yang spektrumnya diberikan oleh kurva Planck.

Gambar 2. Spektrogram garis Fraunhofer Matahari, menunjukkan pita vertikal gelap yang bertindihan dengan warna latar belakang. Panjang gelombang meningkat dari kiri ke kanan yang mencakup 60 Angstrom. Ada 50 pita dengan panjang gelombang meningkat dari bawah ke atas dengan total cakupan spektrum dari 4000 hingga 7000 angstrom. Citra ini diperoleh dari atlas digital yang berdasarkan pengamatan McMath–Pierce Solar Facility di Kitt Peak National Observatory, Arizona.

Gambar 3. Plot kondisi fisik atmosfer matahari sebagai fungsi tinggi. Tinggi nol berarti permukaan matahari. (a) Suhu sebagai fungsi tinggi dengan label pada bagian matahari dari bagian bawah fotosfer hingga korona bawah. (b) Kepadatan dan suhu sebagai fungsi tinggi pada daerah yang lebih luas dari fotosfer atas hingga korona. Perhatikan perubahan keadaan ionisasi hidrogen pada ketinggian sekitar 2000 km yang disebut daerah transisi. Ini menandai perbatasan antara kromosfer (sebagian besar hidrogen netral) dan korona (sebagian besar hidrogen terionisasi)

Gambar 4. Citra gerhana matahari ini menunjukkan kromosfer tipis kemerahan dan juga korona yang lebar dengan filamennya. Tampilan di sekitar tepi matahari adalah prominensa dan berwarna kemerahan karena emisi hidrogen alpha. Korona optik terlalu kabur untuk dilihat di siang hari dan hanya tampak pada saat gerhana.

Matahari juga memberi kita contoh garis emisi. Saat suhu atmosfer matahari terus naik seiring ketinggian, hidrogen semakin terionisasi sepenuhnya dan menandai batas antara kromosfer dan korona matahari. Korona memiliki suhu satu juta Kelvin namun bisa lebih tinggi saat flare, dimana energi sangat besar (hingga 10^32 erg) meletup dalam hitungan menit hingga jam. Korona menyebar hingga jauh dari fotosfer. Dengan suhu yang lebih tinggi dari permukaan matahari, garis spektral di korona akibatnya merupakan garis emisi di atas spektrum benda hitam dari permukaan. Karena kepadatannya rendah, garis emisi ini lemah. Garis emisi optik misalnya, tidak cukup dapat dibandingkan dengan kurva planck fotosfer agar dapat dilihat. Karenanya mereka lebih mudah diamati pada posisi dimana korona berada di luar cakram matahari dimana tidak ada latar belakang. Pada suhu yang setinggi itu, garis emisi dari spesies yang sangat terionisasi ada dan dapat terjadi pada panjang gelombang ultraviolet maupun sinar X. Garis emisi sinar X juga diamati dan dapat dilihat didepan cakram matahari karena emisi fotosfer benda hitam matahari dapat diabaikan pada panjang gelombang sinar X. Gambar 5 menunjukkan garis emisi dari sebuah flare matahari, walaupun perlu dicatat kalau proses pemancar kontinum lainnya juga ada dalam spektrum ini.

Gambar 5. Dua tampilan emisi sinar X pada energi 6,7 dan 8 keV terlihat dalam spektrum sebuah flare matahari. Tiap tampilan terdiri dari sejumlah garis spektrum yang tidak dapat diuraikan, terutama dari FeXXIV, FeXXV, FeXXVI, dan sebagian Ni terionisasi. Spektrum kontinum dibaliknya bukan dari radiasi benda hitam matahari yang sangat lemah pada panjang gelombang sinar X, tapi dari radiasi rekombinasi bebas-ikatan dan Bremsstrahlung tipis optik. Spektrum ini diperoleh lewat teleskop Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) yang diluncurkan NASA tahun 2002. Di kiri adaalh data dari spektrometer RESIK di teleskop matahari CORONAS-F milik Rusia yang diluncurkan tahun 2001.

Seperti di matahari, spektrum dari bintang lain juga memberi kita informasi penting tentang parameter fisika mereka. Garis penyerapan khususnya diamati dalam spektrum bintang lain, seperti ditunjukkan gambar 6. Perubahan kekuatan garis penyerapan dengan tipe spektrum bintang dapat dipahami dalam barisan suhu. Analisa kekuatan berbagai garis dan rasionya lebih jauh membawa pada batasan yang lebih kuat pada suhu dan kepadatan atmosfer bintang. Karenanya, garis penyerapan memberi kita kekayaan informasi bintang, termasuk kelimpahan unsurnya.

Gambar 6. Perbandingan spektra beraneka jenis bintang dalam kelas luminositas V. Bentuk emisi latar belakang dalam tiap kasus mengikuti bentuk kurva planck yang sesuai dengan suhu fotosfer bintang. Lokasi dan kedalaman garis penyerapan memberikan sidik jari tipe dan jumlah unsur yang ada. Garis Balmer, Hidrogen alpha (656,3 nanometer), Hidrogen beta (486,1 nanometer) dan Hidrogen gamma (434 nanometer) dapat dengan mudah terlihat dan dalam plot ini, paling kuat pada tipe spektrum A1V.

Referensi

  1. Carroll, B. W., & Ostlie, D. A., 1996. An Introduction to Modern Astrophysics, Addison-Wesley
  2. Gray, D. F., 2005, The Observation and Analysis of Stellar Photospheres, 3rd Ed., Cambridge University Press,
  3. Irwin, J. 2007. Astrophysics: Decoding the Cosmos. Wiley
  4. Jacoby, G.H., Hunter, D.A., and Christian, C.A., 1984, A library of stellar spectra. Astrophysical Journal Supplement, 56, 257.

The X
Sains adalah sebuah pengetahuan universal, ilmu pengetahuan tidaklah sama dengan pengetahuan dongeng. Kadang, fakta lebih menyakitkan daripada doktrin / pandangan turun temurun.
Bergabung dengan 1000 orang lebih dengan kami melalui sosial media

Berlangganan artikel dan berita terbaru dari kami via email


Aktifitas

© 2010 FaktaIlmiah.com. Hak cipta asli oleh faktailmiah
Anda boleh mendistribusikannya dengan mencantumkan referensi dari situs kami.