Pendahuluan
Benda langit yang paling banyak bisa kita lihat di langit adalah bintang-bintang. Bintang yang paling dekat ke Bumi adalah Matahari. Bintang-bintang, termasuk Matahari, bisa memproduksi energi sendiri, lalu energi itu dipancarkan dalam bentuk gelombang elektromagnetik. Kita bisa melihat keberadaan bintang-bintang itu karena mata kita bisa menerima sebagian kecil gelombang elektromagnetik itu yaitu cahaya tampak. Akan tetapi sebenarnya selain cahaya tampak masih jauh lebih banyak gelombang elektromagnetik yang tidak dapat ditangkap oleh mata, misalnya, Sinar X, Ultraviolet, gelombang radio dan lain-lain.
Panjang gelombang cahaya tampak adalah antara 4000 Å (Angstrom) hingga 8000 Å. Satu Angstrom sama dengan 10-10 meter. Gelombang elektromagnetik yang panjang gelombangnya lebih pendek daripada cahaya tampak antara lain sinar Ultra violet, sinar X dan sinar Gamma. Sedangkan yang lebih panjang antara lain sinar infra merah yang dapat kita rasakan sebagai gelombang panas, gelombang mikro dan gelombang radio. Bintang-bintang, jika dilihat dengan panjang gelombang berbeda, akan beda pula penampakannya. Sebagai contoh citra Matahari nampak sangat berbeda pada panjang gelombang sinar X, UV, cahaya tampak dan gelombang radio, bahkan ukurannya pun bisa berbeda.
Materi : Gelombang Elektromagnetik Kelas XI, XII
Kompetensi Dasar :
XI.3.10 Menganalisis gejala dan ciri-ciri gelombang secara umum
XII.3.1 Menerapkan konsep dan prinsip gelombang bunyi dan cahaya dalam teknologi
XII.3.7 Mengevaluasi pemikiran dirinya tentang radiasi elektromagnetik, pemanfaatannya dalam teknologi dan dampaknya pada kehidupan
XII.4. Menyajikan hasil analisis tentang radiasi elektromagnetik, pemanfaatannya dalam teknologi dan dampaknya pada kehidupan
106 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK Selain dengan panjang gelombang, jenis radiasi elektromagnetik juga dapat
diidentifikasi dengan frekuensinya karena ada hubungan antara panjang gelombang dan frekuensi sbb :
c
(9.1)Dengan c adalah kecepatan cahaya yang besarnya 2,997925 × 108 meter dan adalah frekuensi. Astronom radio yang biasa mengamati bintang
dengan teropong radio, biasanya lebih suka menggunakan domain frekuensi daripada panjang gelombang. Sebagai contoh, jika gelombang radio yang panjang gelombangnya 1 meter sering dinyatakan sebagai gelombang berfrekuensi 300 megahertz (MHz), menggunakan hubungan 9.1.
Gambar 9.1 Matahari dalam berbagai panjang gelombang. Dalam sinar X dari
sateli YOHKOH (A), dalam ultraviolet dari satelit SOHO (B), dalam cahaya tampak menggunakan neutral density filter (C), dalam panjang gelombang 6563 Å menggunakan filter Hα (D), dalam infra merah (E), dalam gelombang radio (F).
Sumber : http://coolcosmos.ipac.caltech.edu.
Astronom yang bidang kerjanya menganalisis sinar X atau sinar Gamma dari benda langit sering kali tidak menggunakan domain panjang gelombang atau frekuensi, melainkan energi. Penggunaan domain energi ekivalen dengan panjang gelombang atau frekuensi, karena frekuensi foton dapat dikonversikan menjadi energi foton dengan hubungan:
h
RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK 107 Dengan h adalah konstanta Planck yang besarnya 6,626 × 10-34 kg m2/s. Gelombang berfrekuensi tinggi mempunyai energi yang tinggi juga untuk tiap fotonnya, maka bidang astrofisika yang mempelajari sifat-sifat benda langit pada panjang gelombang yang pendek seperti sinat X dan sinar Gamma, disebut bidang ilmu Astrofisika Energi Tinggi (High Energy Astrophysics). Tabel 9.1 menunjukkan berbagai macam radiasi gelombang elektromagnetik.
Tabel 9.1
Sumber : http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/spectrum.html Benda umumnya bintang memancarkan gelombang elektromagnetik dalam berbagai panjang gelombang dengan intensitas yang berbeda-beda. Dalam mempelajari macam-macam radiasi yang dipancarkan benda didefinisikan suatu konsep yang disebut benda hitam yang perilakunya mengikuti suatu aturan yang sederhana sehingga mudah dimengerti, dimanipulasi, diaplikasikan dan dihubungkan dengan besaran fisis lain secara matematis. Tidak ada benda yang pancaran radiasinya 100% memenuhi definisi benda hitam, namun ada yang sifatnya cukup dekat dengan definisi tersebut.
Hukum Radiasi Planck
Suatu ciri dari benda hitam adalah bahwa benda itu memancarkan berbagai macam panjang gelombang cahaya, namun mengikuti suatu kecenderungan umum. Mula-mula intensitasnya meningkat jika kita merunut dari panjang gelombang cahaya yang paling pendek menuju yang lebih panjang. Pada panjang gelombang tertentu mencapai puncak, lalu
108 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK menurun lagi untuk panjang gelombang yang lebih panjang lagi. Secara
skematis kecenderungan itu dapat diilustrasikan seperti pada gambar 9.2. Planck telah menemukan suatu perumusan matematis untuk
mendeskripsikan kecenderungan tersebut sebagai berikut :
1
1
2
)
(
5 / 2
hc kTe
hc
T
B
(9.3)Panjang gelombang puncak dari grafik diatas dapat memberikan informasi tentang temperatur benda hitam yang sedang diamati. Persamaan Planck ini menyajikan intensitas cahaya yang dipancarkan oleh satu satuan luas permukaan benda hitam bertemperatur T, pada panjang gelombang tertentu, setiap satuan waktu.
Gambar 9.2 Distribusi energi radiasi menurut hukum Planck
Pancaran radiasi dari bintang-bintang kebanyakan mengikuti pola ini, ada yang cukup dekat ada juga yang agak jauh dari pola ini. Artinya permukaan bintang memiliki sifat-sifat benda hitam yang memancarkan energi ke segala arah secara radiatif. Salah satu beda distribusi energi yang dipancarkan bintang dengan distribusi Planck adalah, pada spektrum pancaran radiasi bintang-bintang biasanya ada garis-garis serapan,
RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK 109 sementara distribusi Planck nampak mulus. Juga, pada spektrum beberapa bintang tertentu bisa muncul garis-garis emisi.
Dari posisi puncak distribusi energi spektrum kita dapat memperkirakan secara kasar temperatur permukaan bintang yang diamati. Bintang yang puncak distribusi radiasinya berada pada frekuensi yang lebih tinggi (atau pada panjang gelombang lebih pendek) temperaturnya lebih tinggi, sebaliknya jika puncak itu berada pada frekuensi yang lebih rendah artinya temperaturnya lebih rendah. Kemudian, karena semakin tinggi temperatur permukaan bintang puncak distribusi energinya semakin bergeser kearah panjang gelombang pendek, maka bintang yang bertemperatur lebih tinggi akan nampak lebih biru.
Wien memberikan hubungan sederhana antara posisi puncak distribusi dengan temperatur. Jika Temperatur dinyatakan dalam Kelvin dan panjang gelombang dalam cm, maka hubungan antara panjang gelombang maksimum dan temperature adalah sebagai berikut:
T
2898
,
0
max
(9.4)Energi dipancarkan secara radiatif dari permukaan bintang ke ruang antar bintang, sedangkan kita tahu bahwa energi radiasi yang dipancarkan bintang berasal dari reaksi nuklir di pusat bintang. Bagaimana energi yang dibuat di pusat itu bisa sampai ke permukaan? Kita mengetahui tiga cara perpindahan energi yaitu konduksi, konveksi dan radiasi. Perpindahan energi panas secara konduksi memang terjadi di dalam bintang namun sangat kecil dibandingkan cara perpindahan energi lain.
Konveksi terjadi di bagian lapisan yang lebih luar dari bintang. Konveksi ini dapat teramati di permukaan matahari jika kita mengamati permukaan Matahari dengan menggunakan filter Hα, yaitu filter yang hanya dapat melewatkan cahaya yang panjang gelombangnya sekitar 6563 Ǻ, yaitu panjang gelombang tempat terbentuknya garis Balmer α. Sedangkan perpindahan energi secara radiasi dominan terjadi di bagian yang lebih dalam dari bintang, lalu di atas fotosfir hingga ruang antar bintang.
Jika kita ingin mengetahui jumlah pancaran total untuk seluruh panjang gelombang, maka kita harus menjumlahkan pancaran radiasi dari setiap panjang gelombang. Secara matematis hal ini dapat dilakukan dengan perhitungan integrasi fungsi Planck B terhadap λ. Hasilnya, energi radiasi total yang dipancarkan benda itu yang berbanding lurus terhadap temperatur pangkat empat. Secara matematis dituliskan:
4
T
110 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK Dengan σ adalah sebuah konstanta yang besarnya 5,67 × 10-8 W m-2 K-4.
Persamaan 9.5 disebut persamaan Stefan-Boltzmann dan konstanta σ disebut dengan konstanta Stefan-Boltzmann.
Ukuran Terang Bintang
Para astronom mempunyai kebiasaan menyatakan terang bintang dengan magnitudo. Kebiasaan ini sudah berlangsung selama lebih dari 2000 tahun, yaitu sejak Hipparchus pada abad kedua sebelum masehi mengelompokkan bintang menjadi 6 kelompok. Kelompok pertama adalah bintang-bintang yang paling terang, disebut bintang-bintang golongan magnitude satu. Golongan kedua yang lebih redup disebut magnitudo dua, hingga bintang-bintang yang paling redup yang masih bisa dilihat dengan mata disebut magnitude enam.
Ternyata mata manusia bersifat logaritmik ketika mendeteksi cahaya. Menyadari hal ini, Pogson pada tahun 1856 mencoba menyatakan pengelompokan kecerlangan bintang Hipparchus ini dalam bentuk pernyataan matematika. Jika ada dua bintang yang magnitudonya m1 dan
m2, fluks cahaya yang diterima pengamat dari kedua bintang itu f1 dan f2, maka hubungan antara magnitudo dan fluks dapat dinyatakan sebagai :
2 1 2 1
2,5log
f
f
m
m
(9.6)Dengan menggunakan pernyataan (9.6), bintang-bintang paling terang akan mempunyai magnitudo sekitar 1 dan yang paling redup sekitar 6, sesuai dengan pengelompokan Hipparchus, namun dapat lebih teliti dalam membedakan kecerlangan satu bintang dengan yang lain.
Contoh soal
Sebuah bintang yang magnitudonya 1,8 diketahui fluksnya 10-8 watt/m2. Berapakah fluks bintang yang magnitudonya 4,3?
Jawab :
RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK 111 Kuadrat Kebalikan
Jika kita melihat sumber cahaya dari dekat yang cukup terang, sumber cahaya itu akan terasa meredup ketika kita menjauhinya. Hal ini disebabkan cahaya menyebar ke semua arah. Andaikan kita membuat bola yang berpusat di sumber cahaya itu dan jari-jarinya sama dengan jarak mata kita kesana, dan andaikan jumlah energi radiasi yang menembus seluruh permukaan bola itu tiap detik adalah L. Besaran L ini sama dengan energi total yang dipancarkan sumber tiap satuan waktu dan disebut
luminositas.
Jika kita menjauh, luas permukaan bola itu akan membesar, namun energi radiasi total yang menembus bola itu tetap L karena adanya hukum kekekalan energi. Satu satuan luas permukaan bola akan mendapat bagian radiasi sebesar pancaran energy radiasi total dibagi luas permukaan bola:
2
4 r
L
E
(9.7)Faktor 4πr2 adalah luas permukaan bola berjari-jari r. E adalah energy yang menembus satu satuan luas permukaan, sering disebut juga fluks. Dari persamaan 9.7 jelas bahwa besarnya fluks ini berbanding terbalik dengan jarak kuadrat. Maka rumus diatas sering disebut juga hukum kuadrat kebalikan. Sebenarnya besaran E inilah yang ditangkap oleh mata kita, itulah sebabnya mengapa semakin jauh sumber cahaya nampak semakin redup dan peredupannya berbanding terbalik terhadap r2.
Hal ini berlaku baik jika kita mengambil panjang gelombang tertentu saja, maupun energi total asalkan tidak ada proses serapan selama cahaya merambat. Pada kenyataannya jika cahaya atau gelombang EM pada umumnya merambat di dalam medium yang bukan ruang hampa, fluks cahaya yang diterima pengamat dari sumber diredupkan bukan hanya oleh jarak tetapi juga oleh proses serapan oleh medium yang dilalui.
Contoh soal
Menurut hukum radiasi, benda hitam akan memancarkan energi total yang sebanding dengan temperatur pangkat empat. Jika setiap lapisan Matahari dianggap memancarkan radiasi seperti benda hitam, temperatur permukaan Matahari adalah 5800 K dan diameternya 1,4 juta km, berapakah temperatur Matahari pada kedalaman 525 000 km dari permukaannya?
112 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK Jika kita mengambil sedikit cahaya Matahari, melewatkannya pada prisma,
maka cahaya Matahari itu akan terurai menjadi berbagai warna. Jika uraian warna itu kita potret, kita akan mendapat spektrumnya. Kita akan melihat adanya berbagai warna cahaya seperti pelangi, karena cahaya matahari diuraikan menurut panjang gelombangnya. Akan nampak bahwa intensitas cahaya biru relatif lebih lemah. Semakin ke kanan, artinya ke arah panjang gelombang yang lebih panjang, intensitasnya semakin tinggi, mencapai puncak pada warna hijau kekuningan, lalu menurun lagi. Kalau kita grafikkan intensitas terhadap panjang gelombang, maka akan diperoleh grafik seperti pada gambar 9.3.
Pola yang mirip juga ada pada spektrum bintang-bintang yang mirip dengan distribusi Planck, namun dihiasi dengan banyak garis serapan. Radiasi yang pola distribusi energinya mirip grafik Planck sering disebut juga radiasi thermal.
Jawab :
Radius Matahari RM = 700 000 km. Luminositas Matahari :
Total energi yang keluar dari Matahari lapisan dalam Matahari juga harus sama karena harus memenuhi hukum kekekalan energi.
Pada kedalaman 525 000 km, total energi yang keluar dari pusat adalah total energi yang keluar dari bola dengan radius R’ = 700 000 – 525 000 = 175 000 km.
RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK 113 Bintang-bintang dikelompokkan berdasarkan antara lain temperaturnya atau lebih lazim kelas spektrumnya, dan setiap kelas spektrum diberi nama dengan huruf. Urutan kelas spektrum bintang dari yang paling panas hingga yang paling dingin adalah O, B, A, F, G, K dan M. Temperatur bintang kelas O berkisar 30 000 – 50 000 K sedangkan kelas M sekitar 2000 Kelvin. Jadi spektrum seperti gambar 9.3 bukan hanya dihasilkan dari cahaya Matahari, tetapi juga bintang-bintang sekelas Matahari yaitu kelas G. Secara umum grafik ini mempunyai kemiripan dengan kurva Planck, bedanya, grafik spektrum bintang ini mengandung derau sehingga tidak mulus seperti kurva Planck. Selain itu pada grafik spektrum terdapat palung-palung tajam seperti stalagtit. Pada citra spektrum hal ini nampak sebagai garis-garis gelap, oleh karena itu disebut garis-garis absorpsi. Hal ini disebabkan adanya atmosfir bintang yang menyerap cahaya dari dalam bintang pada panjang gelombang panjang gelombang tertentu saja. Garis garis absorpsi ini disebabkan oleh elektron yang mengalami eksitasi di dalam atom atau ion, karena menyerap foton.
(Å)
Spektrum Bintang Kelas G
0 20 40 60 80 100 120 140 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 Panjang Gelombang In te n s it a s H H H H H G band K+H Lines Mg I Mg I
Gambar 9.3 Spektrum bintang kelas G, sekelas dengan Matahari, yang temperatur
permukaannya sekitar 6000 K. Gambar bawah adalah contoh citra spektrum bintang kelas G, grafik diatasnya adalah grafik hasil perunutan spektrum tersebut.
114 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK Untuk bintang jenis lain, misalnya bintang kelas A, kita akan melihat
puncak grafik agak lebih ke kiri, dan garis-garis serapannya nampak lebih gelap pada citra spektrum dan lebih dalam pada grafik spektrum. Karena puncak grafik bintang kelas A lebih ke kiri (sekitar 4000 – 4100Å), sedangkan pada bintang kelas G di sekitar 4500 - 4700 Å. Hal ini menunjukkan bahwa temperatur bintang kelas A lebih tinggi dari bintang kelas G. Bintang kelas A akan nampak lebih biru daripada kelas G.
(Å)
Spektrum Bintang Kelas A
0 20 40 60 80 100 120 140 160 180 200 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 Panjang Gelombang In te n s it a s H H H H H H H H
Gambar 9.4 Spektrum bintang kelas A, yang temperatur permukaannya sekitar
6000K. Gambar bawah adalah contoh citra spektrum bintang kelas A, grafik diatasnya adalah grafik hasil perunutan spektrum tersebut. Perhatikan garis garis
gelap pada bintang kelas A lebih jelas daripada kelas G dan puncak distribusinya lebih ke kiri
Efek Doppler Pada Cahaya
Berubahnya panjang gelombang atau frekuensi gelombang yang diterima oleh pengamat dari sumber yang menjauh atau mendekat disebut efek Doppler. Sebagai contoh, suara mobil balap yang mendekati penonton di sebuah sirkuit akan terdengar bernada lebih tinggi ketika mobil mendekat
RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK 115 hingga saat mobil itu melintas di depan penonton itu lalu terdengar lebih rendah setelah melintas, meskipun kecepatannya tetap. Hal ini disebabkan ketika mobil mendekat, panjang gelombangnya suara mobil yang diterima penonton memendek dan frekuensi meninggi dibandingkan saat dipancarkan dan sebaliknya saat menjauh.
Karena cahaya juga adalah gelombang, maka cahaya juga dapat mengalami efek doppler, namun karena kecepatan cahaya sangat tinggi, jauh lebih tinggi daripada kecepatan suara, efek doppler itu tidak terdeteksi apabila sumber bergerak hanya secepat mobil balap. Diperlukan kecepatan yang jauh lebih tinggi dan detektor yang lebih sensitif untuk dapat mendeteksi efek doppler pada cahaya.
Besarnya perubahan panjang gelombang karena kecepatan relatif antara pengamat dan sumber dapat dinyatakan oleh persamaan berikut :
c
v
(9.8) Denganv
adalah kecepatan radial relatif antara sumber dan pengamat,c
adalah kecepatan cahaya dan λ adalah panjang gelombang yang dipancarkan oleh sumber.
Jika ada sebuah bintang bergerak menjauhi Bumi dengan kecepatan konstan sebesar
v
maka sesuai dengan rumus diatas, garis spektrum yang di dalam laboratorium berada pada panjang gelombang λ akan muncul di dalam spektrum pada panjang gelombang λ'=λ+Δλ.Gambar 9.5 Gambar spektrum bintang. Gambar (b) adalah spektrum bintang jika
bintang tidak bergerak relatif (diam) terhadap pengamat. Gambar (a) adalah spektrum bintang yang sama jika bergerak mendekati pengamat, sedangkan
gambar (c) jika bintang bergerak menjauh.
a b c
116 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK Jika kita tahu panjang gelombang diam suatu garis spektrum, misalnya dari
spektrum pembanding atau perhitungan mekanika kuantum, dan kita dapat mengukur panjang gelombang garis itu dari hasil pengamatan spektroskopi, maka kecepatan radial (menjauh atau mendekat) bintang itu dapat dihitung dengan rumus 9.8.
Contoh sumber efek doppler pada cahaya bintang yang dapat diamati adalah akibat dari revolusi Bumi, yaitu berupa pergeseran garis-garis spektrum bintang-bintang yang berada di dekat bidang ekliptika (ekliptika adalah bidang edar Bumi mengelilingi Matahari). Kecepatan gerak revolusi Bumi dapat dihitung dari data periode revolusi Bumi, yaitu 365,25 hari dan jarak Bumi – Matahari sekitar 150 juta km. Diperoleh kecepatan revolusi Bumi sekitar 30 km/detik. Ini jika kita sudah tahu jarak Bumi – Matahari. Sebaliknya, jarak Bumi - Matahari dapat dihitung dari pengamatan pergeseran doppler tahunan bintang-bintang di sekitar ekliptika.
Karena Bumi bergerak mengelilingi Matahari, maka relatif terhadap bintang-bintang di sekitar ekliptika, Bumi bergerak setengah tahun mendekat dan setengah tahun menjauh. Akibatnya garis-garis spektrum bintang bergeser dari panjang gelombang diamnya karena efek Doppler. Dari besarnya pergeseran maksimum panjang gelombang itu dapat dihitung kecepatan revolusi Bumi. Kecepatan ini jika dikalikan dengan jumlah detik dalam satu tahun akan menghasilkan keliling orbit Bumi, sehingga jari-jari orbit Bumi dapat dihitung. Pengukuran kecepatan radial 30 km/detik membutuhkan teropong yang cukup besar dengan spektrograf resolusi tinggi, karena pada spektrum, kecepatan radial 30 km/detik didapat dari pergeseran doppler sekitar 0,5 Angstrom untuk panjang gelombang garis di sekitar cahaya tampak 5000 Angstrom.
Contoh soal
Dari hasil eksperimen di laboratorium garis Balmer Hβ semestinya muncul pada panjang gelombang 4861,3 Ǻ. Pada spektrum sebuah bintang, garis ini muncul pada panjang gelombang 4863,7 Ǻ. Berapakah kecepatan radial bintang itu terhadap pengamat ? menjauh atau mendekat?
Jawab :
RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK 117 Garis spektrum bintang bisa juga bergerak bolak-balik bukan karena gerak revolusi Bumi melainkan karena bintang itu merupakan anggota pasangan bintang ganda, saling mengitari satu sama lain, asalkan bidang orbitnya tidak tegak lurus terhadap garis pandang yang menghubungkan pengamat dengan bintang. Komponen kecepatan yang menyebabkan efek Doppler adalah komponen kecepatan radial, sedangkan kecepatan tangensial tidak berpengaruh.
Gambar 9.6 Vektor kecepatan gerak bintang diuraikan atas kecepatan radial dan tangensial
Di dalam orbitnya kecepatan radial relatif anggota bintang ganda itu terhadap Bumi bisa berubah-ubah, ada kalanya menjauh ada kalanya mendekat dengan teratur dan mempunyai periode tertentu. Jika kita plot kecepatan terhadap waktu, diperoleh kurva kecepatan radial.
Dengan asumsi bahwa kecepatan cahaya di ruang hampa 300 000 km/detik, maka dapat diperoleh v = 148,1 km/s, menjauh. Alasan : panjang gelombang teramati lebih besar dari pada panjang gelombang diam.
118 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK
Gambar 9.7 Pada gambar stage 1 bintang primer menjauhi pengamat sehingga
garis-garis spektrumnya bergeser ke arah merah dan bintang sekunder mendekati pengamat sehingga garis-garis spektrumnya bergeser ke arah biru. Pada gambar
stage 2 dan 4 kedua bintang bergerak secara tangensial terhadap pengamat sehingga garis-garis spektrumnya bergabung dan tidak bergeser. Gambar stage 3
RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK 119 Hasil pengamatan efek doppler pada galaksi-galaksi pernah membuat perubahan besar pada pengetahuan manusia tentang alam semesta. Mula-mula manusia berpikir bahwa alam semesta ini statis. Namun ketika Edwin Hubble mengamati banyak galaksi secara spektroskopi, ia mendapati bahwa garis-garis spektrum galaksi-galaksi mengalami efek doppler. Garis-garis spektrum hampir semua galaksi, kecuali beberapa galaksi tetangga, bergeser ke arah yang lebih merah. Fenomena itu disebut pergeseran merah atau redshift. Semakin redup dan kecil citra galaksi (sehingga diperkirakan lebih jauh) pergeseran doppler ke arah merahnya semakin besar. Berdasarkan azas doppler, dapat dipastikan galaksi-galaksi itu bergerak menjauhi Bumi, semakin jauh suatu galaksi kecepatannya semakin tinggi. Berarti antara galaksi yang dekat dan yang jauh masing-masing juga menjauh satu terhadap yang lain. Galaksi-galaksi yang berada dalam arah berbeda juga saling menjauh satu terhadap yang lain. Dengan demikian dapat disimpulkan bahwa alam semesta ini mengembang karena setiap galaksi menjauhi galaksi lain.
Kalau semua galaksi menjauhi Bumi, artinya jarak antar galaksi semakin besar, artinya alam semesta ini mengembang. Hal ini berarti di masa lalu jarak antar galaksi lebih dekat daripada sekarang, semakin lampau, semakin dekat jarak antar galaksi sehingga diduga pada awalnya galaksi-galaksi itu merupakan suatu kesatuan. Maka lahirlah teori ledakan besar atau big bang yang menyatakan bahwa alam semesta ini lahir dari sebuah ledakan besar. Hubungan antara kecepatan menjauh dan jarak adalah :
Hd
v
(9.9)H disebut konstanta Hubble, yang besarnya sekitar 70 km/s/Mpc. Artinya,
jika kita bandingkan dua galaksi yang jaraknya berbeda 1 mega parsek, beda kecepatan radialnya kira-kira 70 km/s.
Pada grafik kecepatan v terhadap jarak d hasil pengamatan tidak persis berimpit pada garis lurus, hal ini karena ada gerak diri galaksi-galaksi yang bersifat acak. Kecepatan acak ini sering disebut kecepatan pekuliar (peculiar velocity).
120 RADIASI GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK
Gambar 9.8 Grafik Hubungan antara Kecepatan dan jarak berdasarkan hasil
pengamatan galaksi-galaksi yang dipublikasikan oleh Hubble dan Humason pada tahun 1931. Sumber: http://certificate.ulo.ucl.ac.uk
Radiasi Gelombang Energi Tinggi di Alam Semesta
Di alam semesta ini ada juga radiasi yang non thermal, sebagai contoh, pancaran sinar X dari sekitar lubang hitam atau bintang neutron. Pancaran radiasi tersebut disebut radiasi synchrotron. Radiasi jenis ini dipancarkan