(2), (3)*”Dosen Penanggung Jawab” i
FOTOMETRI GUGUS BINTANG TERBUKA M67 (NGC 2682)
Fajar Ramadhan1, Rhorom Priyatikanto2, Judhistira Aria Utama3 1,3Jurusan Pendidikan Fisika, Fakultas Pendidikan Matematika dan Ilmu Pengetahuan Alam Universitas
Pendidikan Indonesia (UPI), Jl. Dr. Setiabudhi 229, Bandung 40154, Indonesia 2Pusat Sains dan Antariksa
Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional, Jl. Dr. Junjunan no.133 Bandung 40173
fajar.ramadhan@student.upi.edu,rhorom.priyatikanto@lapan.go.id,Judhistira@yahoo.com
ABSTRAK
Gugus bintang terbuka M67 merupakan salah satu gugus bintang paling tua di Galaksi Bima Sakti dan merupakan warisan masa lampau yang masih ada hingga kini. Gugus bintang terbuka M67 juga merupakan gugus bintang dengan anggota terbanyak dengan observed member sekitar 649 bintang (Sanders, 1989). Studi tentang gugus bintang terutama gugus bintang tua bertujuan untuk memahami hal-hal seperti struktur galaksi, komposisi kimia, populasi bintang, evolusi dinamis dan proses pembentukan bintang-bintang baru pada galaksi. Pekerjaan dilakukan dengan mengolah citra gugus bintang terbuka M67 dalam pita B dan V dengan menggunakan metode aperture photometry. Pengolahancitra gugus bintang menghasilkan magnitudo instrumen dalam kedua pita tersebut. Setelah kedua nilai magnitudo instrumen tersebut didapatkan, maka dapat dilakukan transformasi magnitudo dan dapat dibangun suatu colour magnitude diagram (CMD) atau yang lebih dikenal dengan diagram Hertzsprung-Russel (Diagram HR). Dengan memanfaatkan diagram HR gugus bintang, dapat ditentukan parameter-parameter fundamental gugus seperti usia, jarak dan kemerahan (reddening).
Kata kunci: Aperture Photometry, Diagram HR, gugus bintang terbuka, M67
ABSTRACT
M67 is one of the oldest open cluster within our Milky Way galaxy and become valuable legacy from ancient time who exist until present day. Open cluster M67 is known of the richest star member with 649 observed member (Sanders, 1989). Research about cluster especially old cluster as a purpose of understanding galaxy structure, chemical composition, star population, dynamical evolution and star formation within galaxy. The objective of this project is processing M67 images within B and V filter with Aperture Photometry method. Data processing produce instrument magnitude as a result for each filter B and V. Instrument magnitude can be transformed into standard system then colour magnitude diagram (CMD) or famously known as Hertzsprung-Russel Diagram can be plotted. Using the CMD cluster, the fundamental parameter of cluster such as age, distance and reddening can be determined.
1. Pendahuluan
Sejak masa lampau bitang-bintang telah menjadi bagian dari kebudayaan manusia. Banyak kebudayaan masa lampau yang menjadikan bintang-bintang sebagai patokan dalam kegiatan praktik keagamaan, navigasi, penanda waktu dalam kegiatan agraris dan masih banyak lagi. Hingga masa kini, ilmu perbintangan klasik masih dapat digunakan salah satunya adalah pemanfaatan rasi bintang sebagai navigasi.
Pada awalnya studi tentang bintang-bintang sebatas bintang-bintang yang tampak karena bermula dari rasa ingin tahu. Pada prosesnya hingga era modern ini rasa ingin tahu akan bintang-bintang telah membuka ilmu pengetahuan tentang alam semesta. Bintang sebagai obyek astronomi yang menarik karena selain menghasilkan cahaya sendiri yang membuatnya mudah terdeteksi, juga dikarenakan bintang memiliki aliran evolusi tersendiri yang membuat manusia bisa memperkirakan keadaan bintang baik di masa depan maupun di masa lalu.
Bintang dapat terbentuk oleh karena adanya kontraksi awan molekul dalam skala besar (nebula). Pada prosesnya bintang-bintang terbentuk secara berkelompok. Kelompok-kelompok bintang ini disebut sebagai gugus (Cluster) dan dibagi menjadi beberapa klasifikasi bedasarkan jumlah anggota dan interaksi gravitasinya, yakni gugus bola (Globular
Cluster), gugus terbuka (Open Cluster), young massive cluster dan asosiasi
bintang. Gugus bintangmerupakan obyek yang sangat penting dalam studi evolusi bintang. Bintang-bintang anggota gugus terikat satu sama lain oleh gaya gravitasi dan terpengaruh oleh gravitasi dari obyek astronomi lain. Oleh karena adanya pengaruh gravitasi dari obyek astronomi lain, bintang anggota gugus terkadang dapat bertambah ataupun berkurang. Anggota gugus memiliki usia dan komposisi kimia yang mirip dikarenakan mereka berasal dari awan molekul yang
sama, sehingga parameter utama anggota gugus seperti usia dan jarak akan lebih mudah dipelajari dibandingkan dengan bintang yang menyendiri. Gugus bintang terbuka juga memiliki anggota yang lahir dalam waktu yang hampir bersamaan, oleh karenanya tiap bintang dalam satu gugus memiliki usia yang hampir sama dan memudahkan dalam penelitian (Formert, 2007).
Gugus bintang M67 atau NGC 2682 terletak di konstelasi Cancer. Estimasi usia terbaik yang dapar diberikan pada gugus bintang M67 berkisar antara 3,1 hingga 5 miliar tahun (Sarajedini, 2009). Gugus bintang ini memiliki beberapa keunikan diantaranya adalah gugus bintang M67 merupakan salah satu gugus bintang tua di galaksi Bimasakti. Ada juga beberapa anggapan bahwa bintang terdekat dengan Bumi yakni Matahari berasal dari gugus bintang M67 dikarenakan lebih dari seratus bintang anggotanya memiliki kemiripan dengan Matahari (Sanders, 1977). Pada kenyataaanya gugus bintang terbuka M67 bukanlah yang tertua di galaksi Bima Sakti, namun gugus bintang terbuka tua lainnya memiliki jarak yang relatif lebih jauh. Dengan statusnya sebagai gugus bintang terbuka tua terdekat dengan bumi ditambah dengan jumlah anggotanya yang melimpah, M67 merupakan salah satu laboratorium terbaik untuk mempelajari evolusi bintang.
Studi tentang gugus bintang merupakan hal yang penting, dimana para astronom dapat memprediksikan banyak sekali kemungkinan dengan mengetahui parameter fisis gugus bintang. Salah satu parameter fisis fundamental gugus bintang adalah usia dan jarak. Usia gugus bintang dapat memberikan petunjuk formasi galaksi. Contohnya, bintang dalam gugus bola (Globular Cluster) merupakan
bintang paling tua dalam galaksi, sehingga dengan mengetahui usia gugus, dapat diperkirakan pula usia galaksi dan lebih jauh lagi usia alam semesta. Gugus bintang terbentuk dari awan molekul yang sama dan terbentuk dalam waktu yang
iii bersamaan, sehingga dengan mempelajari
usia gugus bintang dapat mengetahui aliran evolusi bintang. Sedangkan jarak gugus bintang merupakan besaran fundamental yang dapat menggambarkan bahwa mahaluas alam semesta sehingga lebih meyakinkan manusia bahwa mahabesarnya sang pencipta.
Dengan berkembangnya ilmu pengetahuan dan memanfaatkan studi bintang, gugus bintang dan obyek astronomi lainnya, manusia akan semakin dekat dengan misteri alam semesta. Alam semesta merupakan hal yang masih merupakan misteri bagi seluruh umat manusia, keberadaanya selalu menimbulkan tanda tanya besar. Jika pengetahuan tentang alam semesta dapat terpecahkan, maka hal itu merupakan salah satu pencapaian tertinggi dalam ilmu pengetahuan.
2. Metode Penelitian
Penelitian ini dilakukan pada gugus bintang yang dinamakan gugus bintang terbuka M67 (NGC 2682). Data gugus terbuka M67 di observasi oleh Dr. Hakim L. Malasan dengan menggunakan teleskop berdiameter 65 cm, pada tanggal 27 Januari 2000 dan berlokasi di Gunma Astronomical Observatory (GAO).
Gambar 1. Teleskop Yang Digunakan
Untuk Pengambilam Citra Gugus Bintang M67 (Sumber: www.astron.pref.gunma.jp)
Gambar 2. Area Pengamatan Gugus
Bintang M67
Pengolahan data menggunakan metode aperture photometrydengan
bantuan perangkat lunak. Aperture photometry adalah metode yang digunakan
untuk mengukur besar fluks atau intensitas cahaya. Prinsip kerja metode aperture
photometry adalah menempatkan tiga buah
lingkaran dengan diameter beragam, dimana ketiga lingkaran tersebut ditempatkan sedemikian rupa sehingga mengurung sumber cahaya. Penggunaan tiga buah lingkaran memiliki fungsi tersendiri, dimana lingkaran terdalam digunakan untuk mengukur besar intensitas dari sumber, lingkaran tengah sebagai area pembatas agar meyakinkan bahwa intensitas terukur merupakan intensitas sumber cahaya tanpa dikotori oleh pengaruh lain, dan lingkaran terluar digunakan untuk mengukur intensitas langit. Sistem fotometri yang digunakan adalah sistem fotometri UBV dengan menggunakan dua buah pita, yakni pita B dan V.
Waktu paparan (exposure time) untuk citra dengan pita V selama 60 detik, sedangkan untuk citra dengan pita B selama 120 detik. Pengambilan data dilakukan pada tanggal 27 Januari 2000. Area gugus bintang terbuka M67 terpotret di langit memiliki ukuran 5,8 menit busur, sedangkan pada citra obyek memiliki
ukuran 256 x 256 piksel.Area langit yang terpotret merupakan bagian dari gugus bintang M67 berpusat pada α = 8° 41’ 14,62”, δ = 11° 47’ 25,54” dan bukan merupakan keseluruhan gugus.
Gambar 3. Citra Obyek Gugus Bintang
Terbuka M67 Sebagai Obyek Penelitian Terdapat 10 bintang standar dalam area penelitian yang digunakan sebagai pembanding dan koreksi ekstingsi atmosfer. Kesepuluh bintang tersebut disajikan dalam tabel berikut:
Tabel 1. Data Bintang Standar dari Bruce
Gary, Hereford Arizona Observatory (Sumber: brucegary.net/M67) R.A.[deg] Dec.[deg] B V 8°51'20.053" 11°46'42.51" 13,37 12,785 8°51'19.865" 11°47'2.66 12,615 12,135 8°51'26.352" 11°43'53.07" 11,392 11,275 8°51'31.155" 11°45'52.13" 13,201 12,637 8°51'29.845" 11°47'18.23" 11,022 9,675 8°51'25.354" 11°47'35.63" 13,162 12,555 8°51'22.734" 11°48'4.94" 11,587 10,478 8°51'17.120" 11°48'17.76" 11,574 10,331 8°51'22.797" 11°48'51.65" 13,283 12,701 8°51'26.779" 11°48'42.56" 11,094 10,502
Menggunakan bantuan perangkat lunak ImageJ, multiple
aperturephotometry dapat dilakukan sehingga intensitas tiap bintang anggota gugus dapat terukur. Kemudian dengan menggunakan persamaan hubungan antara magnitudo dan intensitas berikut:
𝑚 = −2,5 𝑥 log 𝐼 + 𝐶 (1)
magnitudo instrumen dari tiap bintang anggota gugus bintang terbuka M67 dapat ditentukan.
Koreksi ekstingsi atmosfer perlu dilakukan pada nilai magnitudo instrumen dikarenakan pengaruhnya yang membuat berkurangnya intensitas radiasi sumber akibat partikel dalam atmosfer bumi. Dampak ekstingsi ini berupa penyerapan dan penyebaran cahaya. Koefisien ekstingsi atmosfer yang terukur merupakan hasil perbandingan nilai antara magnutudo instrumen dengan magnitudo standar. Dengan rajah magnitudo standar versus magnitudo instrumen, besar nilai koefisien untuk masing-masing pita dapat diperoleh.
Bintang standar katalog diperlukan agar pengamat yang berbeda dapat saling membandingkan hasil satu sama lain. Perbandingan hasil pengamatan diperlukan atas dasar bahwa tiap observasi akan memiliki respon yang berbeda, bintang yang sama tidak akan memiliki nilai kecerlangan yang sama dengan pengaturan instrumen yang berbeda. Perbedaan hasil dapat diakibatkan dari perbedaan ukuran dan kondisi teleskop, alat optik, panjang gelombang dan kualitas filter yang digunakan. Untuk menghilangkan faktor tersebut, sistem bintang standar katalog dapat digunakan untuk mengkalibrasi data hasil observasi terhadap kecerlangan bintang standar. Koefisien transformasi adalah:
𝑀 = 𝑚0+ 𝑡(𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐) + 𝑧 (2)
Dimana t merupakan koefisien transformasi dan z adalah zero point. Persamaan 2 dapat ditransformasikan menjadi persamaan untuk mendapatkan nilai magnitudo baku untuk tiap bintang.
v Sehingga persamaan transformasinya
adalah:
𝑉 = 𝑉𝑐𝑉𝑉 + 𝐶1∗ (𝐵 − 𝑉) + 𝐶2 (3)
(𝐵 − 𝑉) = 𝐶3∗ (𝐵 − 𝑉)𝑐𝑉𝑉 + 𝐶4 (4)
Dimana V dan (B-V) merupakan magnitudo baku yang akan dicari, Vobs dan (B-V)obs telah diketahui sebelumnya dari magnitudo instrumen terkoreksi koefisien ekstingsi atmosfer. Lalu C1, C2,
C3 dan C4 merupakan nilai yang perlu
dicari. Karena warna dan magnitudo bintang standar katalog telah diketahui, maka dengan rajah grafik 𝑉𝑠𝑠𝑠− 𝑉𝑜𝑜𝑠 versus (𝐵 − 𝑉)𝑠𝑠𝑠dan rajah grafik (𝐵 − 𝑉)𝑠𝑠𝑠 versus (𝐵 − 𝑉)𝑜𝑜𝑠 nilai nilai C1, C2,
C3 dan C4 dapat diketahui. Kemudian
dengan menggunakan persamaan (3) dan (4) maka nilai magnitudo baku untuk tiap bintang dapat diketahui. Dengan diketahuinya seluruh nilai magnitudo baku untuk tiap bintang, maka diagram HR yang dibangun berdasarkan magnitudo baku dapat dibangun.
Usia dan jarak gugus bintang dapat diperkirakan dengan mencocokkan data hasil observasi dengan model isochrone. Dalam evolusi bintang, isochrone merupakan kurva pada diagram HR yang menggambarkan populasi bintang berusia sama. Isochrone dapat digunakan untuk mengetahui usia gugus bintang dikarenakan anggota gugus memiliki usia yang hampir sama.Perbandingan beberapa usia isochrone dengan HR diagram perlu dilakukan dengan masksud mendapatkan hasil yang lebih presisi. Besar pergeseran
isochrone sumbu X menggambarkan nilai
ekses warna E(B-V) dan besar pergeseran sumbu Y merupakan besar nilai modulus jarak m-M. Koefisien ekstingsi materi antarbintang dapat dihitung dengan menggunakan persamaan:
𝐴𝑉 = 3.1 ∗ 𝐸(𝐵 − 𝑉) (5)
Nilai-nilai tersebut selanjutnya dapat digunakan untuk menghitung jarak gugus menggunakan persamaan:
𝑑 = 100,2(𝑚−𝑀+5−𝐴𝑉) (6)
3. Hasil dan Pembahasan
Magnitudo instrumen terukur merupakan nilai yang didapat dengan menggunakan persamaan (1). Hasil rajah grafik magnitudo instrumen V terhadap indeks warna B-V ditampilkan dalam grafik berikut:
Gambar 4. Diagram H-R Untuk
Magnitudo Instrumen
Rajah magnitudo instrumen terhadap magnitudo bintang standar yang ada pada katalog dapat memberikan besar nilai ekstingsi atmosfer. Berikut adalah rajah magnitudo instrumen terhadap magnitudo bintang standar yang ada pada katalog untuk masing-masing pita:
11 12 13 14 15 16 17 18 19 0 0.5 1 1.5 V B-V
Diagram H-R (mag. Inst)
y = 1.0253x + 1.3182 12 12.5 13 13.5 14 14.5 15 15.5 10 12 14 B In str um en B Katalog
Gambar 5. Rajah Magnitudo Instrumen
Versus Magnitudo Standar Pita B
Gambar 6. Rajah Magnitudo Instrumen
Versus Magnitudo Standar Pita V
Persamaan (3) dan (4) dapat dipergunakan untuk mendapatkan nilai magnitudo baku tiap bintang. Berikut adalah rajah grafik 𝑉𝑠𝑠𝑠− 𝑉𝑜𝑜𝑠 versus (𝐵 − 𝑉)𝑠𝑠𝑠dan rajah grafik (𝐵 − 𝑉)𝑠𝑠𝑠
versus (𝐵 − 𝑉)𝑜𝑜𝑠 yang dipergunakan untuk mendapatkan nilai koefisien transformasi C1, C2, C3 dan C4:
Gambar 7. Rajah grafik Vstd-Vobs versus
(B-V)std
Gambar 8. Rajah grafik (B-V)std versus
(B-V)obs
Terlihar dari gambar (4.4) dan (4.5) nilai C1, C2, C3 dan C4 masing-masing adalah
(-0,196), (0,58), (1,133) dan (-1,156). Selanjutnya dengan menerapkan persamaan (3) dan (4) pada seluruh nilai magnitudo yang telah dikoreksi ekstingsi atmosfer akan didapat nilai magnitudo baku. Hasil perhitungan nilai magnitudo baku ditampilkan bersamaan dengan nilai magnitudo pada katalog guna melihat seberapa besar perbedaan nilai antar keduanya pada tabel (2).
Tabel 2. Perbandingan Nilai Magnitudo
Baku Dengan Magnitudo Pada Katalog Vbaku Bbaku V Katalog B katalog 12,6704 13,1948 12,785 13,37 12,0376 12,4689 12,135 12,615 11,2033 11,3062 11,275 11,392 12,5531 13,0772 12,637 13,201 9,88455 10,7495 9,675 11,022 12,423 13,0105 12,555 13,162 10,2604 11,3324 10,478 11,587 10,0789 11,2928 10,331 11,574 12,6302 13,1459 12,701 13,283 10,3605 10,9166 10,502 11,094
Gugus bintang terbuka M67 memiliki anggota yang melimpah dengan jarak kurang dari 1 kpc, hal ini y = 0.952x + 2.3433 11 11.5 12 12.5 13 13.5 14 14.5 15 9 11 13 V In str um en V Katalog y = -0.0199x + 0.5809 0.4 0.45 0.5 0.55 0.6 0.65 0.7 0 0.5 1 1.5 Vs td -V ob s (B-V)std y = 1.1331x - 1.1568 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1 1.5 2 (B -V) st d (B-V)obs
vii menjadikannya salah satu gugus bintang
yang banyak dipelajari. Berdasarkan (Montgomery, 1993) parameter fisis gugus bintang M67 diantaranya color excess
sebesar 0,05, modulus jarak sebesar 9,6
dan mendapati bahwa 38% bintang anggotanya merupakan sistem bintang biner. Adapun berdasarkan (Naim, 2012) bintang-bintang anggota M67 memiliki rerata massa sekitar 1,33 massa matahari dan berusia sekitar 4 milyar tahun.
Berdasarkan (Sarajedini, 2009) mendapatkan nilai color excess sebesar 0,041, modulus jarak sebesar 9,7 dan memiliki rentang usia 3,5 hingga 4 milyar tahun. Sedangkan menurut (Yakut, 2009) melalui penelitiannya mengenai bintang biner pada gugus bintang M67 mendapati bahwa jarak gugus bintang M67 sejauh 857 pc. Berikut adalah beberapa parameter fisis M67 yang diambil dari beberapa sumber:
Tabel 3. Parameter fisis Gugus
bintang Terbuka M67 E(B-V) m-M Usia (Gyr) Jarak (pc) Sumber 0.05 9.6 - 774 Montgomery, 1993 - - 4 - Naim, 2012 0.041 9.7 3.5 - 4 821 Sarajedini, 2009 - - - 857 Yakut, 2009 0.059 9.97 - 908 WEBDA
Diagram HR magnitudo baku dirajah bersamaan dengan model isochrone guna memprediksikan usia gugus bintang. Dengan mencocokkan beberapa model
isochrone berusia tertentu dengan data,
akan terlihat seberapabesar kecocokan antara masing-masing model dengan data. Berikut adalah rajah kurva
isochronedengan usia 5E8, 1,6E9, 3,2E9
dan 1E10 tahun yang disandingkan dengan data pengamatan.
Gambar 9. Perbandingan Isochrone
berusia 5E8, 1,6E9, 3,2E9 dan 1E10 tahun yang disandingkan dengan data
pengamatan
Gambar 10. Perbandingan
Isochrone berusia 3,2E9 tahun yang
disandingkan dengan data pengamatan
Gambar (9) dan (10) menunjukkan bahwa data pengamatan cocok dengan model kurva isochrone berusia 3,2E9 tahun hingga 4E9 tahun untuk daerah sekitar deret utama dan daerah red giant, namun titik belok kurva isochrone dengan usia 3,2E9 tahun dirasa lebih cocok pada daerah bintang bermassa rendah.
Perhitungan jarak dilakukan dengan
menggunakan model kurva 9 10 11 12 13 14 15 16 0 0.5 1 1.5 V B-V
Plot Isochrone Berusia 3.2E9 Tahun Terhadap Data Pengamatan
isochroneberusia 3,2E9 tahun sehingga
mendapatkan nilai m-M dan color
excesssebagai berikut:
Gambar 11. Besar pergeseran model
isochrone terhadap data pengamatan
Berdasarkan gambar (11) Besar pergeseran pada sumbu Y yang menyatakan nilai modulus jarak m-M adalah sebesar 9,98 dan pada sumbu X menyatakan nilai color excesssebesar 0,06. Nilai m-M menunjukkan perbedaan nilai magnitudo baku bintang dengan nilai magnitudo mutlaknya, sedangkan nilai
color excess 0,06 menunjukkan bahwa
gugus bintang terbuka M67 jauh dari bidang galaksi. Dengan menggunakan persamaan (5) maka nilai koefisien ekstingsi materi antarbintang sebesar 0,186, sehingga seluruh komponen yang diperlukan untuk menghitung jarak gugus bintang seperti dalam persamaan (6) telah lengkap. Dengan menggunakan persamaan (6) didapat nilai d sebesar 909,49 pc.
4. Kesimpulan
Berdasarkan hasil pengolahan data fotometri yang dilakukan, maka dapat dapat disimpulkan:
1. Magnitudo baku bintang anggota gugus bintang terbuka M67 dalam pita B memiliki rentang nilai 10,318 hingga 17,08 sedangkan dalam pita V memiliki rentang nilai 9,884 hingga 16,116.
2. Gugus bintang terbuka M67 berusia 3,2E9 tahun dan berjarak 909,49 pc
5. Daftar Pustaka
Formert, H & K, Christine. (2007). “Open Star Cluster”. SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. Retrieved 2009-01-02.
Montgomery, K, A; L, A, Marschall & K, A, Janes. (1993). “CCD Photometry of the Old Open Cluster M67”. The
Astronomical Journal Vol. 106:
181-219.
Naim, S. O. & Evgeny, G. (2012). “Examining the M67 Classification as an Open Cluster”. International Journal of
Astrophysics, 2012, 2: 167-173.
Sanders, W. L. (1977). “Membership of the Open Cluster M67”. Astronomy
and Astrophysics Supplement Series 27: 89-116
Sanders, W. L. (1989). “UBV Photometry of M67 Members”. Rev Mexicana
Astron. Astrof 17: 31-35.
Sarajedini, A; A, Dotter. & K, Allyson. (2009). “Deep 2MASS Photometry of M67 and Calibration of the Main Sequence J-KS Color Difference as an Age Indicator”. AJ, 2009.
Yakut, K; W, Zima; B, Kalomeni; H, van Wickel; C, Waelkens; P, De Cat; E, Bauwens; M, Vuckovic; S, Saesen; L, Le Guillou; M, Parmaksizoglu; K, Oluc; I, Khamitov; G, Raskin & C, Aerts. (2009). “Close Binary and Other Variable Stars in the Solar Age Galactic Open Cluster M67”.
Astronomy and Astrophysics Vol. 505 : 165-176.
