1. BINTANG
1.1. SATUAN JARAK DAN SUDUT
Untuk menyatakan jarak, ada beberapa satuan yang biasa dipakai dalam astronomi yaitu:
1. Satuan Astronomi (SA) atau Astronomical Unit (AU) yaitu jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari yang besarnya 149.597.870,7 atau 150 x 106 km.
2. Tahun cahaya (light year = ly) yaitu jarak yang ditempuh oleh cahaya selama satu tahun dalam ruang hampa dengan kecepatan cahaya sebesar 3 x 105 km/s.
1ly=vcah aya. t
1ly=(3x105km/s).(1tah un)
1ly=(3x105km/s).(365,25h ari x24jam x3600detik)
1ly=9,5x1012km
3. Parsec (pc) yaitu jarak bintang yang paralaksnya satu detik busur. Paralaks bintang akan dibahas pada bab selanjutnya.
1 pc = 206265 AU
1 pc = 3,262 tahun cahaya 1 pc = 3,086 x 1013 km
Satuan lainnya yang penting dalam astronomi adalah satuan sudut. Selain menggunakan derajat satuan lainnya yang sering digunakan adalah:
1radian=180
0
π =570,295779 2. Menit busur, 10 = 60’ 3. Detik Busur, 10 = 3600”
CONTOH:
Isilah titik-titik dibawah ini: a. 45 derajat = …. Radian
b. 0,00056 radian = …. Detik busur c. 30.000.000 km = …. SA
PEMBAHASAN:
a. Ingat 1 radian = 570,3, maka
450
=57,345 radian=0,7853radian
b. Ingat 1 radian = 570,3 dan 10 = 3600”, maka 0,056radian=0,00056x57,3x3600detik busur=115,5
c. Ingat 1 SA = 150 x 106 km, maka
30.000 .000km= 30x10
6
150x106SA=0,2SA
LATIHAN 1
1. Satu derajat hampir sama dengan a. radian
b. 100 radian c. 60 radian d. 3600 radian e. 0.01745 radian
α R
c. 3600 menit busur d. 60 derajat
e. 648000 detik busur
3. Diameter sudut Matahari 30 menit busur atau ekivalen dengan a. 3/100000 radian
b. 873/100000 radian c. 1800/ 100000 radian d. 540/ 100000 radian e. 976/100000 radian
4. Bila kecepatan cahaya dalam vakum adalah 299.792 458 x 106 m/detik maka 1 SA adalah
a. 365 detik cahaya b. 400 detik cahaya c. 499 detik cahaya d. 999 detik cahaya e. 720 detik cahaya
1.2. DIAMETER SUDUT DAN DIAMETER LINIER
Diametr sudut adalah besarnya sudut yang dibentuk oleh piringan sebuah objek langit. Sedangkan diameter linier adalah diameter sebenarnya dari objek tersebut.
Sudut α disebut jari-jari sudut. R adalah jari-jari linier atau jari-jari sebenarnya dan d adalah jarak. Hubungan antara jari-jari sudut dan jari-jari linier adalah
sinα=Rd
Karena sudut α kecil, maka
α=Rd
Sudut α dinyatakan dalam radian. Dari pengukuran diketahui bahwa jari-jari sudut matahari, α = 960” = 4,654 x 10-3 radian, dan jarak matahari-bumi d = 1 AU = 1,496 x 1013 cm, maka jari-jari linier matahari adalah
R=α . d=(4,654.10−3).(1,496.1013)=6,96x1010c m=700.000km
LATIHAN 2
1. Hitung berapa diameter sudut matahari bila diamati dari planet Mars yang berjarak 1,51 SA Jika diketahui diameter sudut matahari diamati dari bumi adalah 30’?
a. 32’ b. 27’ c. 20’ d. 15’ e. 12’
pengamat
2. Pada suatu malam saat bulan purnama, tercatat bahwa diameter sudut bulan adalah 0,460. Jika radius linier bulan adalah 1,734 x 103 km, maka jarak Bulan dari Bumi adalah….
a. 1,42 x 105 km
3. Dari hasil pengukuran diperoleh diameter sudut sebuah bintik matahari (sunspot) adalah 20”. Jika pada saat itu jarak Matahari-Bumi adalah 150.000.000 km, berapakah diameter linier bintik matahari tersebut
4. Nebula M20 yang dikenal dengan nama nebula Trifd, mempunyai diameter sudut sebesar 20 menit busur, jika jarak nebula ini dari Bumi 2200 tahun cahaya, berapakah diameter nebula ini?
a. Sekitar 0,5 tahun cahaya b. Sekitar 13 tahun cahaya c. Sekitar 100 tahun cahaya d. Sekitar 4 tahun cahaya
e. Tidak dapat ditentukan jaraknya, karena datanya masih kurang (OSK 2008)
bintang
Matahari p
A B
dan Matahari bila dilihat dari Bumi sekitar 30 menit busur. Hasil pengamatan astronot yang diharapkan
a. Diameter sudut Bumi lebih besar dibanding dengan diameter sudut Matahari
b. Diameter sudut Bumi sama besar dengan diameter sudut Bulan purnama bila dilihat dari Bumi
c. Diameter sudut Bumi nampak jauh lebih kecil dari diameter sudut Matahari karena dilihat dari permukaan Bulan yang tak beratmosfer
d. Diameter sudut Bumi dilihat dari Bulan sama dengan diameter sudut Matahari dilihat dari Bulan
e. Semua jawaban salah (OSK 2007)
1.3. PARALAKS TRIGONOMETRI
Untuk menentukan jarak bintang yang dekat dapat menggunakan cara paralaks trigonometri. Kita mengetahui bahwa bumi bergerak mengitari matahari dengan periode orbit 365,25 hari. Akibat gerak edar Bumi, bintang yang dekat akan terlihat bergeser letaknya terhadap bintang yang jauh. Bintang tersebut seolah-olah menempuh lintasan berbentuk elips relative terhadap latar belakang bintang yang jauh. Gerak elips paralaktik ini sebenarnya merupakan pencerminan gerak bumi. Perhatikan gambar berikut
6 | P a g e
Hubungan antara paralaks dan jarak bintang diberikan oleh persamaan
tan p = OB/OC = d⨁/d
d⨁adalah jarak bumi ke matahari dan d adalah jarak bintang, karena p
sudut yang kecil maka
p = d⨁/d
p dinyatakan dalam radian. Bila sudut p dinyatakan dalam detik busur (1 radian = 206265”) maka
p = 206265 d⨁/ d
Astronomi sering menggunakan satuan parsec (pc) untuk menyatakan jarak. Satu parsec didefnisikan sebagai jarak bintang yang paralaksnya satu detik busur
1 pc = 206265 SA = 3,086 x 1018 cm
Satuan lain yang sering digunakan para astronom untuk menyatakan jarak adalah satuan tahun cahaya, yaitu jarak yang ditempuh cahaya dalam setahun dalam ruang hampa dengan kecepatan cahaya sebesar2,997925 x 1010 cm/s
1 tahun cahaya = 9,4605 x 1017 cm O
1 pc = 3,26 tahun cahaya
Bila paralaks dinyatakan dalam detik busur dan jarak dinyatakan dalam parsec maka paralaks bintang dihitung dengan persamaan
p = 1/d
1.4. TERANG BINTANG
Hipparchus pada abad kedua sebelum Masehi membagi bintang menurut terangnya dalam enam kelompok. Bintang yang paling terang tergolong magnitudo kesatu, yang lebih lemah tergolong magnitudo kedua, demikian seterusnya hingga yang paling lemah, yang hampir tak terlihat oleh mata termasuk magnitudo ke enam.
John Herschel kemudian mendapatkan bahwa kepekaan mata dalam menilai terang bintang sebenarnya bersifat logaritmik. Bintang yang magnitudonya satu ternyata 100 kali lebih terang daripada bintang yang magnitudonya enam. Pada tahun 1856 Pogson mendefnisikan skala satuan magnitude secara tegas. Skala Pogson didefnisikan sebagai:
m1−m2=−2,5 log
(
E1 E2)
E1 = fuks pancaran yang kita terima di bumi per cm2 per detik oleh bintang 1
E2 = fuks pancaran yang kita terima di bumi per cm2 per detik oleh bintang 2
Magnitudo yang kita bicarakan tadi merupakan ukuran terang bintang yang kita lihat atau terang semu bintang (magnitudo bintang). Bintang yang kita lihat terang belum tentu benar-benar terang, mungkin saja karena jaraknya yang dekat maka bintang tersebut tampak terlihat terang. Ingat persamaan
E= L
4π d2
Fluks pancaran bintang berbanding terbalik dengan kuadrat jarak sumber cahaya (luminositas)
Dimana L=4π R2σ T4
Untuk menyatakan luminositas atau kuat cahaya sebenarnya suatu bintang, kita dapat mendefnisikan besaran magnitude mutlak, yaitu magnitude bintang andaikan diamati dari jarak yang sama yaitu 10 pc.
Hubungan antara magnitude semu (m), magnitude mutlak (M) dan jarak (d dalam pc) diberikan oleh persamaan berikut:
m – M = - 5 + 5 log d
atau
M = m + 5 + 5 log p
p adalah paralaks bintang dalam detik busur, m – M disebut modulus jarak
Kedua persamaan diatas dapat kita gunakan untuk menentukan jarak bintang.
CONTOH:
a. Jika matahari dipindahkan ke jarak yang 100x lebih jauh dari sekarang, maka terangnya akan menjadi 10.000x lebih lemah b. Jika bintang Alpha Centauri dipindahkan jaraknya 10x lebih
dekat dari sekarang maka terangnya akan menjadi 100x lebih kuat
c. Terang bintang bermagnitudo 2 sama dengan 2x terang bintang bermagnitudo 1
d. Magnitudo semu sidefnisikan sebagai ukuran terang bintang sebagaimana kita lihat
e. Magnitudo mutlak (absolute) didefnisikan sebagai ukuran terang bintang kalau bintang tersebut ditempatkan pada jarak 10 parsek
PEMBAHASAN:
1. Pernyataan yang salah adalah C
Perbedaan 1 magnitudo menunjukan perbedaan terang 2,5x. Angka magnitude yang lebih kecil menunjukan terang yang lebih besar. Jadi bintang yang mempunyai magnitudo 2, terangnya 2,5x lebih lemah daripada bintang yang bermagnitudo 1.
LATIHAN 3
1. Magnitudo bintang P adalah 2. Bintang P terlihat 10 kali lebih terang dari bintang Q, maka magnitudo bintang Q adalah
e. -2,0
2. Sebuah bintang dilihat dari Bumi memiliki magnitude sebesar 1,25. Jika jarak bintang adalah 15 pc, maka magnitudo mutlak bintang tersebut adalah
4. Bintang A dan B memiliki luminositas yang sama. Jika magnitude bintang A dan bintang B berturut-turut adalah -0,8 dan 1,2 maka……..
a. Bintang A 6,3 kali lebih jauh dari bintang B b. Bintang A 6,3 kali lebih dekat dari bintang B c. Bintang A 2,5 kali lebih jauh dari bintang B d. Bintang A 2,5 kali lebih dekat dari bintang B
e. Bintang A memiliki jarak yang sama dengan bintang B
5. Proxima Centauri dilihat dari Bumi memiliki paralaks 0,76”. Berapa paralaxnya jika diamati dari sebuah asteroid yang berjarak 5 AU dari matahari?
d. 0,26” e. 0,12”
6. Berapa kali lebih terangkah bintang dengan magnitudo 1 dibandingkan dengan bintang bermagnitudo 5
a. 25 kali 0,5”, berapakah besarnya paralaks bintang tersebut apabila di lihat dari planet Mars yang berjarak 1,52 AU (Satuan Anstronomi) dari Matahari
8. Kelas spektrum bintang X adalah K9, paralaks trigonometrinya px dan luminositasnya adalah 1,0 kali luminositas Matahari, sedangkan bintang Y kelas spektrumnya adalah B3, paralaks trigonometrinya py dan luminositasnya adalah 0,1 kali lumonositas Matahari. Jika terang kedua bintang sama, maka rasio px/py adalah
9. Periode bintang ganda Alpha Centauri adalah 79,92 tahun, dan sudut setengah sumbu panjangnya adalah 17,66 detik busur. Apabila paralaks bintang ini adalah 0,74 detik busur, maka jumlah massa bintang ganda ini adalah,
a. 2, 13 massa Matahari b. 20 massa Matahari c. 37,58 massa matahari d. 1,17 massa matahari e. 0,96 massa matahari (OSP 2006)
10. Bintang A memiliki magnitudo 4 dan bintang B memiliki magnitudo 2, maka:
a. bintang A jaraknya lebih dekat ke Bumi dibandingkan bintang B b. bintang A terlihat lebih redup dibandingkan bintang B
c. bintang A berumur lebih tua dibandingkan bintang B d. bintang A lebih panas dibandingkan bintang B
e. jawaban a, b, c, dan d semuanya salah
(OSK 2005)
1.5. SPEKTRUM BINTANG
Kirchoff pada tahun 1859 mengemukakan tiga hukum mengenai pembentukan spektrum oleh materi
1. Bila suatu benda langit, cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, benda tadi akan memacarkan energi dengan spectrum pada semua panjang gelombang. Spektrum ini disebut spektrum kontinu
Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis pancaran atau garis emisi.
3. Bila seberkas cahaya putih dengan spectrum kontunu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah) gas tersebut akan menyerap cahaya tadi pada warna atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya akan diperoleh spectrum kontinu diselang seling garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorbsi.
Ketiga hukum Kirchoff ini merupakan dasar-dasar dalam spektroskopi. Cahaya bintang berlatar belakang spektrum kontinu menunjukan bahwa cahaya bintang itu berasal dari gas yang bertekanan tinggi. Bagian bintang yang memancarkan spectrum kontinu ini disebut fotosfer. Fotosfer diselubungi oleh gas yang lebih dingin dan renggang yang merupakan atmosfer bintang. Lapisan gas ini menyerap pancaran dengan spectrum kontinu tadi pada panjang gelombang tertentu dan membentuk garis-garis gelap pada spectrum matahari maupun bintang lainnya. Untuk matahari, lapisan kromosfer dan korona mempunyai temperatur lebih tinggi yang disebabkan oleh proses pemanasan.
1. Kelas O
Garis absorbsi yang tampak tidak efektif. Garis Helium terionisasi, garis Nitrogen terionisasi dua kali, garis Silicon terionisasi tiga kali dan garis atom lain yang terionisasi beberapa kali tampak, tapi lemah. Garis Hidrogen juga tampak tapi lemah. Temperatur > 25.000 K. Warna biru
2. Kelas B
Garis Helium netral, garis Silicon terionisasi satu dan dua kali serta garis Oksigen terionisasi terlihat. Garis Hidrogen lebih jelas daripada kelas O. Temperatur antara 25.000 – 10.000 K. Warna biru
3. Kelas A
Garis Hidrogen terkuat pada kelas ini. Garis ion Magnesium, Silicon, Besi, Titanium dan Kalsium terionisasi satu kali mulai tampak. Garis logam netral terlihat lemah. Temperatur antara 10.000 – 7500 K. Warna biru
4. Kelas F
Garis Hidrogen lebih lemah dari kelas A tetapi masih jelas. Garis-garis Kalsium, Besi dan Chromium terionisasi satu kali dan juga garis Besi dan Chromium netral serta garis logam lainnya mulai terlihat. Temperatur antara 7500 – 6000 K. Warna biru keputih-putihan.
5. Kelas G
Garis Hidrogen lebih lemah daripada kelas F. Garis Kalsium terionisasi terlihat. Garis-garis logam terionisasi, logam netral dan tampak Pita molekul CH (G-band) tampak sangat kuat. Temperatur antara 6000 – 5000 K. Warna putih kekuning-kuningan.
6. Kelas K
Garis logam netral tampak mendominasi. Garis Hidrogen lemah sekali. Pita molekul TiO mulai tampak. Temperature antara 5000 – 3500 K. Warna jingga kemerah-merahan
7. Kelas M
Pita molekul TiO (Titanium Oksida) terlihat sangat mendominasi, garis logam netral tampak dengan jelas. Temperatur < 3500 K. Warna merah
Diantara kelas di atas masih ada pembagian dalam sub kelas. Misalnya antara kelas B dan A ada pembagian subkelas B0, B1, B2, …, B3, A0. Matahari kita tergolong bintang kelas G2
Pada tahun 1943 Morgan dan Keenan dari Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas yaitu:
Kelas Ia Maharaksasa yang sangat terang Kelas Ib Maharaksasa yang kurang terang
Kelas II Raksasa yang terang
Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram HR)
Matahari tergolong bintang kelas G2V yaitu bintang deret utama dengan kelas spectrum G2. Contoh lainnya adalah bintang Betelgeuse dengan spectrum M2I yaitu bintang maharaksasa dengan kelas spektrum M2.
1.6. WARNA BINTANG
Tinjau dua buah bintang A dan B. Bintang A berwarna biru dan bintang B berwarna kuning kemerah-mearhan.
Bila kedua bintang ini kita potret dengan menggunakan pelat potret dan flter yang peka untuk cahaya biru maka kita akan melihat bintang A tampak lebih terang. Namun jika kedua bintang tersebut kita potret menggunakan flter yang peka untuk cahaya kuning maka kita akan melihat bintang B tampak lebih terang.
Kita bisa memperkirakan temperatur bintang dengan membandingkan kedua potret itu. Temperatur yang ditentukan dengan cara membandingkan warna bintang, disebut temperatur warna bintang.
Kita melihat bahwa bintang bila dipotret dengan menggunakan kombinasi pelat potret dan flter dalam warna berlainan terangnya menjadi berbeda juga.
Magnitudo bintang yang diukur dengan menggunakan kombinasi flter dalam warna kuning disebut magnitudo visual atau disingkat V. Sedangkan magitudo yang diukur dalam warna biru disebut magnitudo fotografs atau disingkat B. Magnitudo ini bisa diukur dalam berbagai warna yang lain misalnya ultraviolet, U. Selisih magnitude B-V atau U-B disebut indeks warna. Indeks warna bisa digunakan sebagai petunjuk temperatur warna bintang.
Kita dapat langsung memakai indeks warna B – V jika bintang itu dekat. Bila jarak bintang dekat, B – V akan memberi harga yang sesungguhnya. Namun jika bintang berjarak jauh, maka cahaya bintang tersebut akan dipengaruhi oleh materi antar bintang, sehingga B – V tidak memberi warna yang sesungguhnya. Indeks warna harus dikoreksi.
Kita sebut B0 dan V0 sebagai magnitudo intrinsik bintang yaitu magnitudo bintang yang sebenarnya sebelum cahaya bintang tersebut mengalami absorbsi oleh materi antar bintang. Sedangkan V dan B adalah magnitudo yang diterima di Bumi, maka
AB = B – B0 dan AV = V – V0
Karena absorbsi ini, warna juga akan berubah yaitu
∆ (B – V) = (B – V) – (B0 – V0)
∆ (B – V) ini disebut ekses warna (Color Excess)
Kalau bintang itu menjadi lebih merah, B – V menjadi lebih besar
Ekses warna: EB-V = (B – V) – (B – V)0
Hubungan antara ekses warna dan absorbs adalah
Av / EB-V = 3,2
Jika kita memperhitungkan adanya absorbsi maka hubungan magnitude semu, magnitudo mutlak dan jarak adalah
mv – Mv = -5 + 5 log d + Av
CONTOH:
1. Pilih mana yang salah
a. Komposisi kimia bintang dapat ditentukan dari spektrum bintang b. Urutan klasifkasi spectrum bintang O, B, A, F, G, K, M
menunjukan urutan temperatur bintang yang menurun
c. Kelas spektrum bintang menunjukan temperature permukaan bintang
d. Kelas spektrum bintang menunjukan temperature inti bintang e. Yang disebut bintang normal adalah bintang yang spektrumnya
menunjukkan garis-gris absorbsi saja
2. Diketahui magnitude bintang A adalah 6,75 dan magnitudo bintang B adalah 8,44. Berapa magnitudo total bintang ganda tersebut?
3. Dari hasil pengamatan pada sebuah bintang didapatkan U = 7,25, B = 7,53 dan V = 7,14. Diketahui harga (U – B)0 = -0,52. Hitung magnitudo intrinsic U, B dan V
a. V0 = 6,07, B0 = 6,13, U0 = 5,61
Kelas spektrum bintang menunjukan temperatur permukaan bintang bukan temperatur inti bintang
U – B = 7,25 – 7,53 = -0,28
Untuk soal nomor 1 – 3 perhatikan table dibawah ini. Empat bintang diamati dalam panjang gelombang visual (V) dan Biru (B)
N
b. Bintang 2 c. Bintang 3 d. Bintang 4 e. Bintang 5
2. Bintang yang paling panas a. Bintang 1
b. Bintang 2 c. Bintang 3 d. Bintang 4 e. Bintang 5
3. Jika luminositas keempat bintang diatas sama, maka bintang mana yang jari-jarinya paling besar?
4. Bintang A magnitudo visual 0,14 dan magnitudo fotometri -0,03. Sedangkan bintang B memiliki magnitude visual 0,70 dan magnitudo fotometri 2,14. Dari informasi tersebut dapat disimpulkan bahwa …..
a. Bintang A berwarna merah dan B berwarna kuning b. Bintang A berwarna biru dan B berwarna merah c. Bintang A lebih jauh dari B
d. Bintang A lebih dekat dari B e. Tidak ada jawaban yang benar
5. Sebuah bintang memiliki magnitudo mutlak Mv = 0,2 dan koreksi bolometric 0,04. Berapa magnitudo bolometric bintang tersebut? a. 0,26
d. 2,13 e. 3,02
6. Berapa luminositas bintang pada soal nomor 5 jika magnitudo multak bolometrik matahari adalah 4,74
a. 27 L
b. 37 L
c. 47 L
d. 67 L
e. 77 L
7. Bintang Vega memiliki paralaks p = 0,133” dan korelasi bolometric BC = 0,15. Jika diketahui mbol bintang tersebut adalah -0,19. Berapa Magnitudo mutlak Mv bintang Vega?
a. 0,58 b. 1,24 c. 2,58 d. 3,45 e. 3,67
b. 0,50 c. 1,52 d. 0,23 e. 1,87
10. Pada pasangan sebuah bintang ganda, komponen pertamanya memiliki magnitudo 5,2. Jika magnitudo total bintang ganda tersebut adalah 4,7. Berapa magnitudo bintang pasangannya
a. 0,5 b. 4,6 c. 5,8 d. 2,3 e. 3,2
1.7. GERAK BINTANG
Vt
Vr V
d
µ
Pengamat
Keterangan:
Vt = kecepatan tangensial Vr = kecepatan radial V = kecepatan linier d = jarak bintang
μ = gerak diri (proper motion)
Informasi tentang gerak bintang diperoleh juga dari pengamatan kecepatan radialnya, yaitu komponen kecepatan yang searah garis pandang. Kecepatan radial dapat diukur dari efek Doppler pada spectrum bintang, ditentukan dengan rumus
∆ λ λ =Vrc
Δλ = λdiamati - λdiam
Vr berharga negatif, garis spektrum bergeser kearah panjang gelombang lebih pendek (pergeseran biru). Vr berharga npositif, garis spektrum bergeser kearah panjang gelombang lebih panjang (pergeseran merah). Pergeseran biru berarti bintang atau galaksi atau obyek langit mendekati pengamat (di Bumi). Sebaliknya pergeseran merah berarti obyek langit tersebut menjauhi pengamat.
Komponen kecepatan bintang lainnya adalah kecepatan tangensial yaitu komponen kecepatan yang tegak lurus garis pandang. Hubungan antara kecepatan tangensial dan gerak sejati adalah
Vt=μ . d
d adalah jarak bintang. Jika μ dinyatakan dalam detik busur pertahun, d dalam parsec dan Vt dalam km/s maka
Vt=4,74μ . d
LATIHAN 5:
1. Berdasarkan data spektroskopi, kecepatan radial galaksi
Andromeda adalah 240 km/detik menuju pengamat. Andaikan, kecepatan tangensial galaksi itu 180 km/detik. Jika Bumi dianggap sebagai acuan yang diam, berapa kecepatan Andromeda dalam ruang antar galaksi?
a. 160 km/detik b. 300 km/detik c. 210 km/detik d. 420 km/detik e. 270 km/detik
2. Sebuah bintang mempunyai gerak diri (proper motion) sebesar 5”/tahun (5 detik busur/tahun) dan kecepatan radialnya adalah 80 km/s. Jika jarak bintang ini adalah 2,5 pc, berapakah kecepatan linier bintang ini?
a. 85,73 km/s b. 91,80 km/s c. 94,84 km/s d. 96,14 km/s e. 99,55 km/s (OSP 2009)
3. Garis spektrum suatu elemen yang panjang gelombang normalnya adalah 5000 Angstrom diamati pada spektrum bintang berada pada panjang gelombang 5001 Angstrom. Berdasarkan data ini maka kecepatan pergerakan bintang tersebut adalah
a. 50 km/s b. 60 km/s c. 75 km/s
d. 2,99 x 105 km/s
(OSK 2008)
4. Bintang Barnard memiliki gerak diri (proper motion) sebesar 10 detik busur per tahun, dan jaraknya 1,8 pc (parsec). Karena 1 pc = 3 x 1013 km maka komponen kecepatan ruangnya yang tegak lurus garis penglihatan, dalam km/detik adalah
a. 87 km/detik b. 10 km/detik c. 1,8 km/detik d. 78 km/detik e. 94 km/detik (OSK 2008)
KUNCI JAWABAN
LATIHAN 1 1. E
2. A 3. B 4. C
LATIHAN 2 1. C 2. D 3. D 4. B 5. A
LATIHAN 3 1. A
3. A
Lalu hitung massa bintang dengan menggunakan hubungan M=a
3
P2 10. B
LATIHAN 4
1. D (bintang paling terang dilihat dengan mata adalah bintang dengan magnitude visual paling kecil)
2. A (bintang paling panas adalah bintang yang memiliki B – V paling kecil)
3. C (ingat hubungan L=4π R2σ T4)
4. C (Jika indeks warna negative warna biru, jika indeks warna positif warna merah)
8. B (hitung berapa besar ekses warna dengan persamaan EB-V = (B – V) – (B – V)0 lalu hitung besarnya absorbsi Av sehingga dapat dicari Vo dan Bo)
m1−mT=−2,5 log E1 ET
5,2−4,7=−2,5 logEE1
1+E2 E2
E1=0,587
m2−m1=−2,5 log E2 E1 m2 = 5,778 (C)
LATIHAN 5
1. A (gunakan phytagoras)
2. E (hitung kecepatan tangensial, selanjutnya hitung kecepatan linier bintang)
