Pengenalan tentang Cahaya dan Alam Semesta

PENGANTAR MATERI BAB 3

Hal pertama yang saya katakan ketika saya berbicara kepada siswa baru tentang astronomi adalah bahwa, sebagai ilmu, ada satu perbedaan yang sangat besar antara astronomi dan disiplin ilmu lainnya seperti fisika, kimia, biologi, atau ilmu-ilmu lainnya yang mereka mungkin lebih akrab. Dalam astronomi, kita, dalam hampir semua kasus, tidak dapat bereksperimen langsung pada obyek yang kita pelajari. Artinya, kita tidak pernah bisa membawa bintang ke laboratorium dan membedah atau memanipulasi untuk memahami cara kerjanya. Oleh karena itu, para astronom menghabiskan karir mereka mempelajari cahaya yang mencapai bumi dari benda-benda di ruang angkasa dan menggunakan cahaya untuk mempelajari tentang sifat alam semesta dan benda-benda di dalamnya. Jadi dalam Bab ini kita akan mencurahkan banyak waktu untuk menjelaskan cahaya, bagaimana cahaya terdeteksi, dan dari cahaya itu sendiri apa yang dapat kita ketahui lebih lanjut.

Apa yang akan kita pelajari di Bab 3?

Pada akhir Bab 3, Anda harus dapat:

 Mendeskripsikan berbagai jenis radiasi elektromagnetik dari mulai gelombang radio hingga gelombang sinar gamma.

 Menjelaskan hubungan antara suhu radiator ideal dan jumlah dan jenis radiasi elektromagnetik yang akan dipancarkan.

 Mengidentifikasi instrumen yang digunakan oleh para astronom untuk mendeteksi cahaya dari obyek astronomi dan menjelaskan bagaimana menginterpretasikan berbagai metode untuk menampilkan spektrum cahaya dari sebuah objek.

Daftar materi Bab 3 Sifat Gelombang Cahaya Spektrum

Gelombang Radio hingga Sinar Gamma Radiasi Benda Hitam

Hukum Kirchoff dan Spektroskopi Teleskop

Efek Atmosfer Bumi SIFAT GELOMBANG CAHAYA

Untuk mengawali pembahasan kita tentang cahaya, mari kita bahas terlebih dahulu mengenai gelombang secara umum. Sebagai contoh, apa yang terjadi ketika sebuah kerikil dilemparkan ke dalam sebuah kolam?

Gambar 3.1 : Gangguan pada permukaan air Sumber Wikimedia

Seperti ditampilkan pada gambar di atas, ketika kerikil masuk kedalam air, air mulai bergerak naik dan turun. Bagian-bagian permukaan air yang tepat berada di sekitar saat kerikil masuk akan mengalami gerak naik dan turun hingga kemudian permukaan air akan kembali naik turun secara berulang-ulang. Gangguan yang terjadi pada permukaan air akan begerak keluar sebagaimana air mulai bergerak naik turun. Air di setiap tempat hanya akan bergerak naik turun, namun untuk sebuah gelombang – ia akan bergerak keluar dari tempat dimana kerikil masuk ke dalam air. Tidak ada air yang bergerak keluar menjauhi tempat jatuhnya kerikil melainkan yang bergerak keluar adalah gangguan pada permukaan kolam atau yang kita sebut dengan gelombang. Pergerakan keluar dari gangguan tersebut mengangkut energi dari satu tempat ke tempat lain yaitu dari tempat kerikil masuk ke dalam air ke seluruh tempat yang berada di sekitar lokasi masuknya kerikil. Jadi, gelombang merupakan suatu mekanisme yang energinya dapat diangkut dari satu lokasi ke lokasi yang lain.

Medan listrik dan medan magnet juga dapat terganggu dengan cara yang sama seperti pada permukaan kolam. Ketika partikel bermuatan mulai bergerak (atau pada umumnya jika ia dipercepat), medan listrik yang mengelilingi partikel menjadi terganggu. Berubahnya medan listrik yang mengelilingi partikel akan menciptakan medan magnet, sehingga sebuah muatan yang bergerak menciptakan gangguan pada medan listrik dan medan magnet pada daerah disekitar partikel bermuatan. Gangguan pergerakan keluar pada medan elektromagnet itulah yang kita sebut sebagai gelombang elektromagnet. Fenomena yang kita sebut sebagai

“cahaya” sejatinya hanyalah salah sebuah gelombang elektromagnet.

Gambar 3.2: Cahaya yang terlihat sebagai gelombang Sumber: Wikimedia

Cahaya (atau gelombang-gelombang yang lain) digolongkan sesuai panjang gelombang atau frekuensinya. Untuk beberapa gelombang, panjang gelombang adalah jarak antara dua puncak yang berurutan. Jika anda berdiri di satu titik tertentu dan menghitung berapa banyak puncak yang melewati anda dalam setiap detik maka jumlah dari banyaknya puncak yang melewati anda disebut dengan frekuensi.

Secara matematis, panjang gelombang cahaya biasanya dilambangkan dengan huruf l atau huruf Yunani yaitu lambda (λ). Frekuensi biasanya dilambangkan dengan huruf f atau huruf Yunani nu (ν). Karena frekuensi adalah banyaknya gelombang yang melewati titik dalam setiap detik, dan panjang gelombang adalah jarak antara dua puncak gelombang yang berurutan, maka kita dapat menentukan kecepatan gelombang dengan mengalikan kedua angka tersebut, yaitu: c = λν. Jika kita lihat kembali satuannya, panjang gelombang ditentukan dari satuan jarak, dan frekuensi ditentukan dari sebuah angka (banyaknya gelombang) per satuan waktu, jadi dengan mengalikan panjang gelombang dan frekuensi anda akan mendapatkan hasil jarak per waktu, yang mana jarak per waktu merupakan satuan untuk kecepatan.

Cahaya putih (misalnya, yang keluar dari lampu senter) sebenarnya tersusun dari banyak gelombang yang masing-masing memiliki warna berbeda (merah, oranye, kuning, hijau, biru, dan ungu). Perbedaan warna gelombang cahaya tersebut dikarenakan warna gelombang cahaya sangat bergantung pada panjang gelombangnya. Misalnya, panjang gelombang cahaya biru sekitar 450 nanometer, sedangkan panjang gelombang cahaya merah sekitar 700 nanometer. Sumber cahaya yang mengeluarkan cahaya putih sejatinya memancarkan beberapa gelombang cahaya dengan panjang gelombang mulai dari 450 sampai 700 nanometer. Seluruh gelombang ini bergerak pada kecepatan yang sama (yaitu kecepatan cahaya), sehingga dari pernyataan barusan anda juga dapat menentukan frekuensinya dengan sebuah percobaan dan mengetahui bahwa cahaya merah memiliki frekuensi yang lebih rendah dibandingkan dengan cahaya biru.

Cobalah!

Bagi anda yang ingin mempelajari seluk beluk cahaya, berikut ada sebuah animasi interaktif yang dibuat dalam situs hubblesite.org dimana animasi ini akan membantu anda untuk mengupas tentang gelombang cahaya. “Star-light, Star-bright”

Panjang gelombang cahaya dapat mencapai panjang hingga hitungan kilometer panjangnya atau ia dapat pula lebih pendek dari inti sebuah atom (yaitu sepersejuta nanometer!). Lantas bagaimana jika kita menyebut cahaya yang memiliki panjang gelombang lebih panjang atau lebih pendek dari cahaya tampak yang kita gunakan? Bagi cahaya yang memiliki panjang gelombang lebih panjang dari warna merah kita menyebutnya sebagai cahaya inframerah dan untuk gelombang cahaya yang memiliki panjang gelombang lebih pendek dari warna ungu, kita menyebutnya dengan cahaya ultraviolet. Seluruh rentang jenis cahaya, mulai dari panjang gelombang terpanjang (yaitu gelombang radio) hingga panjang gelombang terpendek (yaitu sinar gamma) disebut sebagai spektrum elektromagnet.

Anda mungkin telah belajar dilain pertemuan bahwa cahaya memiliki sifat istimewa yang dapat dijelaskan sebagai sebuah gelombang. Namun pada beberapa percobaan dari sifat cahaya itu sendiri, ternyata cahaya juga dapat dijelaskan sebagai sebuah partikel. Ketika menjelaskan cahaya sebagai partikel, kita akan mengarah pada sebuah “paket” sebagai kesatuan cahaya yang disebut sebagai foton. Sebagaimana yang anda ketahui bahwa cahaya juga disebut sebagai foton, anda saat ini masih dapat berasumsi bahwa foton memiliki panjang gelombang dan frekuensi dari sebuah foton itu sendiri, meskipun pada kenyataannya anda menganggapnya cahaya sebagai partikel daripada sebagai sebuah gelombang. Jika anda kembali pada diskusi pertama pada awal halaman, banyaknya energi tergantung pada panjang gelombang dan frekuensi fotonnya.

Persamaannya adalah:

E = E = hν; atau dapat ditulis: E = hc/λ

Pada persamaan ini, E adalah energi, h adalah tetapan Planck, dan c adalah kecepatan cahaya.

Spektrum

Gambar 3.3: Cahaya yang dihamburkan oleh prisma. Credit: Andrew Davidhazy, digunakan dengan izin.

Ketika anda melihat pelangi di langit, atau ketika anda melihat cahaya yang melintasi sebuah prisma dan terlihat berwarna-warni seperti pelangi, sebenarnya cahaya itulah yang disebut sebagai spektrum. Warna-warni yang telah anda lihat pada kejadian seperti itu adalah hasil dari proses cahaya putih yang dihamburkan. Perbedaan warna dari cahaya tersebut membelok dengan jumlah yang berbeda-beda ketika mereka melintasi sebuah kaca prisma atau tetesan air. Artinya, ketika cahaya putih melewati tetesan air pada atmosfer kita, gelombang cahaya merah dapat membelok dengan jumlah yang berbeda dari gelombang cahaya biru, sehingga cahaya putih yang anda lihat saat terhamburkan akan tampak tersebar sebagai warna pelangi.

Spektrum Matahari. Credit :http://www.noao.edu.

Ketika para astronom mengacu pada spektrum cahaya, biasanya mereka mengartikan spektrum cahaya sebagai satu dari dua hal. Mereka juga mengartikan spektrum cahaya dengan arti sebuah gambar yang diambil dari cahaya yang terhambur dari sebuah sumber cahaya, seperti contoh berikut:

Atau, mereka mengartikan grafik dua dimensi dari salah satu gambar yang menggambarkan intensitas (atau kecerahan) dari cahaya pada warna tertentu (yang biasanya direpresentasikan dengan panjang gelombang atau frekuensi). Lihat contoh berikut:

Spektrum Teleskop Luar Angkasa Hubble dari bintang-bintang istimewa yang disebut Blue Straggler. Kredit : Hubblesite.org

Pada grafik diatas, panjang gelombang (atau warna) dimana intensitasnya mendekati 1,0 menunjukkan bahwa banyaknya cahaya yang diterima dari sumber dengan warna ini jumlahnya sangat banyak. Sedangkan pada panjang gelombang dimana intensitasnya mendekati 0.0 menunjukkan bahwa cahaya yang diterima jumlah cahayanya sangat kecil.

Celah pada grafik yang hampir mendekati nol ada hubungannya dengan garis gelap yang anda lihat pada spektrum matahari di atas.

Kita akan menggunakan kata “spektrum” secara bergantian untuk merujuk pada dua buah gambaran yang berbeda dari cahaya terhambur yang berasal dari sebuah objek yakni baik sebagai sebuah gambar atau gambar dua dimensi. namun pada kedua kasus tersebut, apa yang dapat kita simpulkan adalah seberapa banyak cahaya pada panjang gelombang tertentu yang dapat kita terima dari sebuah obyek.

Cobalah!

Untuk lebih memahami tentang bagaimana para astronom mendapat gambar spektum untuk gambar 2D ini, gunakan “Mini-spectroscope” pada link berikut: Mini Spectroscopy

1. Amatilah gambar spektrum dari sumber cahaya yang berbeda pada panel atas dengan memilih lampu neon, matahari, LED merah, dll. dari menu drop down

2. Bandingkan gambar spektrum tersebut dengan gambar 2D pada panel di bawahnya 3. Catat dimana gambar terlihat paling terang, disitulah yang menjadi puncak gambar

spektrum, dan dimana gambar terlihat paling gelap, disitulah yang menjadi celah.

Bagian-bagian sempit biasanya menunjukkan “garis emisi” bilamana mereka adalah puncak, atau “garis absorpsi” bilamana mereka adalah celah pada pektrum. Kita akan mendiskusikan masalah ini lebih dalam pada bab berikutnya.

Gelombang Radio hingga Gelombang Sinar Gamma

Ketika saya menggunakan istilah cahaya, anda akan berfikir tentang pancaran cahaya dari bola lampu yang dapat anda lihat dengan mata anda, saat ini kita tahu bahwa cahaya terdiri dari banyak panjang gelombang warna mulai dari cahaya merah hingga cahaya biru. Ketika para astronom mengacu pada warna cahaya tertentu, mereka melihat ini sebagai bagian dari

“optik” atau “cahaya tampak” pada spektrum elektromagnet. Sebagaimana yang telah saya sebutkan sebelumnya, gelombang radio juga merupakan gelombang cahaya. Rasdiasi inframerah adalah jenis gelombang cahaya (biasanya disingkat dengan IR). Hal yang sama juga terjadi pada gelombang ultraviolet (UV), sinar X, dan sinar gamma. Mereka semua memiliki jenis cahaya yang berbeda. Perbedaan dari masing-masing tipe cahaya dan cahaya tampak lagi-lagi terletak pada panjang gelombang cahayanya.

Pada website NASA berikut, seluruh spektrum elektromagnet ditampilkan dari panjang gelombang cahaya terpanjang (gelombang radio) sampai panjang gelombang cahaya terpendek (sinar gamma):

 The Electromagnetic Spectrum

Berikut adalah situs yang ditulis dengan bahasan level rata-rata cukup mudah untuk dipahami bagi seorang pemula, tak hanya itu saja situs ini juga sangat bagus dalam menyajikan kesimpulan tentang perbedaan wilayah gelombang pada spectrum elektromagnet. Jika anda ingin membaca lebih detail dari jenis gelombang electromagnet, kami sarankan anda untuk membaca setiap halaman pada link berikut yang kaya akan kesimpulan:

 radio waves

 microwaves

 infrared

 optical light

 ultraviolet

 x-rays

 gamma rays

Perhatikan bahwa rentang spectrum gelombang electromagnet yang sesuai dengan cahaya tampak yang kita lihat dengan mata (kisaran optic) adalah bagian paling kecil dari seluruh spektrum! David Helfand, seorang astronom di Universitas Columbia, membuat analogi antara cahaya dari panjang gelombang yang berbeda dan suara dari oktaf yang berbeda. Jika anda ingin menggali analogi untuk mendapatkan pengertian seberapa batas pandangan kita dari alam semesta hanya dengan mempertimbangkan cahaya tampak, lihat website David berikut ini”Seeing the Whole Symphony“.

Ada dua poin utama yang harus ditegaskan tentang perbedaan tipe radiasi elektromagnet (radio, infra merah, cahaya tampak, ultraviolet, sinar x, sinar gamma):

1. Urutan dari panjang gelombang terpanjang (gelombang radio) sampai panjang gelombang terpendek (sinar gamma) juga berimbas pada besar energi yang dimiliki

mulai dari rendah ke tinggi. Ingat bahwa gelombang mengangkut energi dari satu tempat ke tempat lain. Energi yang dibawa oleh gelombang radio adalah energi yang rendah, sedangkan energi yang dibawa oleh sinar gamma adalah energi yang tinggi.

2. Perbedaan materi dapat menghalangi jenis cahaya yang berbeda. Lebih rincinya, atmosfer bumi hanya dapat ditembus oleh panjang gelombang cahaya tertentu.

Sebagian besar ilmu astronomi berkaitan dengan penelitian bagaimana cahaya dihasilkan dan dipancarkan oleh sebuah sumber, apa yang terjadi dengan foton cahaya dari sumber yang mereka lalui dari sumber ke pengamat, dan bagaimana pengamat mendeteksi foton tersebut.

Bandingkan poin kedua dari tiga poin di atas- materi jenis apa yang dapat menghalangi foton cahaya dari pandangan kita? Jika anda hanya membandingkan cahaya tampak, lantas anda mungkin akan mengatakan bahwa cahaya dapat menembus kaca, udara, dan air. Namun cahaya dengan mudah dihalangi benda padat, seperti plastic dan logam, atau mungkin awan di langit.

Lihat ini!

Untuk mendapatkan inti pada pertanyaan tentang materi apa yang menghalangi cahaya, saya sangat menyarankan untuk melihat video Infrared—More than Your Eyes Can See. Video ini sepakat dengan radiasi inframerah (IR), karena inframerah diproduksi oleh ahli sains yang bekerja dengan Spitzer Space Telescope, observatorium NASA yang mendeteksi cahaya inframerah.

Jika anda perhatikan video ini, cahaya IR memiliki perilaku yang berbeda dengan cahaya tampak. Jika cahaya tampak dihalangi oleh asap, kamera IR dapat menembus asap untuk melihat pemadam kebakaran dalam ruang berasap. Dengan menggunakan kamera cahaya tampak, anda dapat dengan mudah merekam orang yang sedang berenang di kolam renang, namun, air menghalangi cahaya IR, jadi anda tidak dapat melihat perenang dalam air dengan kamera IR. Hal yang sama terjadi pada gelas – jika cahaya tampak dapat menembus kaca, jika anda menempatkan seseorang di belakang kaca, orang tersebut tidak akan tampak dengan kamera IR. Demonstarasi favorit saya adalah black plastic bag. Jelas, kita tidak dapat melihat tangan orang jika mereka meletakkannya di dalam tas plastic hitam, namun kamera IR bisa!

Seperti telah disebutkan di atas, atmosfer bumi (yang biasanya kita berfikir transparan) sebenarnya hanya dapat ditembus panjang gelombang cahaya tertentu. Berikut gambarannya:

Gambar 3.4 : Jendela atmosfer dari daerah spektrum EM

Seluruh cahaya tampak menembus atmosfer, sebagian besar cahaya radio menembus atmosfer, dan beberapa cahaya IR dapat melalui atmosfer. Kita menunjuk kisaran panjang gelombang pada spektrum yang dapat melalui atmosfer sebagai “jendela”. Contohnya, ada jendela IR untuk cahaya dengan panjang gelombang dari 3.0 sampai 4.0 mikron (1 mikron = 1/1000000 meter).

Pada kenyataannya, atmosfer kita menghalangi sebagian besar cahaya ultraviolet (UV) dan seluruh sinar X dan sinar gamma dari yang mencapai permukaan bumi. Oleh karena itu, para astronom hanya dapat belajar jenis cahaya ini menggunakan pendeteksi pada balon udara, roket, atau satelit yang mengorbit bumi. Jika anda mempelajari isi Infrared Windows (website NASA), anda dapat melihat bahwa anda dapat menunjukkan ide jendela ini dengan lebih tepat. Anda dapat memperkirakan seberapa kuat daya tembus atmosfer (atau, berapa presentase foton yang dihalangi atmosfer) sebagai fungsi dari panjang gelombang. Jadi, missal, 0% foton hijau dihalangi atmosfer bumi, namun hampir 100% foton dengan panjang gelombang dibawah 100 nanometer dihalangi untuk sampai di permukaan bumi.

Radiasi Benda Hitam

Pertama-tama, mari kita ingat kembali materi tentang skala dan pengertian suhu. Suhu sebuah benda adalah ukuran yang menunjukkan energi dari pergerakan atom dan/ atau molekul.

Semakin cepat pergerakan benda (yang dapat melakukan gerak rotasi, gerak gearan, atau gerak translasi), semakin tinggi pula suhunya.

Dalam kasus ini, berdasarkan kesepakatan astronomi, kita gunakan suhu dengan satuan Kelvin. Di bawah ini ada tabel perbandingan Kelvin dan skala suhu yang lain:

– Celsius Fahrenheit Kelvin Berhentinya gerakan molekul -273 -459 0

Titik beku air 0 32 273

Titik didih air 100 212 373

Besarnya satu derajat Celcius sama dengan satu K. Perbedaaan keduanya terletak pada titik nolnya.

Alasan mengulangi materi ini adalah karena kita sekarang akan belajar tentang emisi cahaya dari benda yang berbeda, dan seluruh benda dengan suhu diatas nol mutlak mengeluarkan cahaya.

Caranya dimulai dengan belajar sifat-sifat dari jenis benda yang paling sederhana yang memancarkan cahaya, yang disebut benda hitam. Benda hitam adalah sebuah benda yang menyerap seluruh radiasi yang diterima (yaitu, tidak memantulkan cahaya apapun, dan juga tidak memungkinkan cahaya apapun untuk melewati dan keluar dari sisi manapun). Energi yang terserap akan memanas, dan kemudian akan memancarkan radiasinya sendiri. Satu- satunya parameter yang menentukan banyaknya cahaya benda hitam yang keluar, dan panjang gelombang apa cahaya tersebut, adalah suhu. Tidak ada benda yang benar-benar ideal sebagai benda hitam, namun banyak benda (termasuk bintang) berperilaku layaknya benda hitam. Contoh umum lainnya adalah filament dalam bola lampu pijar atau pembakar pada kompor listrik. Seperti ketika anda menaikkan suhu kompor dari rendah ke tinggi, anda dapat mengamati bahwa kompor tersebut menghasilkan radiasi benda hitam; usurnya akan berubah dari hitam menjadi merah membara.

Suhu sebuah benda menunjukkan banyaknya pergerakan (kecepatan rata-rata) ditunjukkan dengan partikel yang menyusun benda; semakin cepat partikel bergerak, semakin tinggi suhu yang ditunjukkan. Jika anda mengulang kembali dari pelajaran paling awal, kita belajar ketika gerakan partikel yang terisi dipercepat, mereka membuat radiasi elektromagnet (cahaya). Ketika beberapa partikel dengan benda diisi, banyak benda dengan suhu diatas nol mutlak (0 K atau – 273 derajat Celcius) akan mengandung partikel bermuatan yang bergerak, jadi akan memancarkan cahaya.

Sebuah benda hitam, yang merupakan pemancar “ideal” atau “sempurna” (yang berarti sifat pancarannya tidak berubah-ubah tergantung lokasi atau komposisi benda), memancarkan spektrum cahaya dengan sifat sebagai berikut:

1. Benda hitam yang lebih panas, memancarkan lebih banyak cahaya pada seluruh panjang gelombang. Artinya, jika anda membangdingkan 2 benda hitam, tanpa menghiraukan panang gelombang apa yang anda amati, benda hitam yang lebih panas akan mengeluarkan lebih banyak cahaya dibandingkan dengan yang lebih dingin.

2. Spektrum benda hitam adalah tetap (dia memancarkan beberapa cahaya pada seluruh panjang bgelombang), dan dia memiliki puncak pada panjang gelombang tertentu.

Puncak kurva benda hitam pada sebuah spektrum bergerak ke panjang gelombang yang lebih pendek untuk benda yang lebih panas. Jika anda berpikir istilah cahaya tampak, benda hitam yang lebih panas, panjang gelombangnya akan lebih biru dari pancaran puncaknya. Sebagai contoh, matahari memiliki suhu rata-rata 5800 Kelvin.

Sebuah benda hitam dengan suhu ini memiliki puncak rata-rata 500 nanometer, dengan panjang gelombangnya warna kuning. Sebuah benda hitam yang suhunya dua

kali suhu matahari (sekitar 12000 K) akan memiliki puncak spektrum kurang lebih 250 nanometer, yang merupakan bagian sinar UV dari spektrum.

di sini ada dua dimensi tempat spektrum dari sebuah benda hitam dengan suhu yang berbeda:

Gambar 3.5:

dua dimensi tempat dari spektrum sebuah benda hitam dengan suhu yang berbeda. Credit:

Wikipedia

Sifat yang pertama dari dua sifat yang disebutkan di atas (dan terlihat pada gambar di atas) biasanya mengacu pada Hukum Stefan-Boltzmann yang dirumuskan sebagai berikut:

E = σ T⁴ dimana:

E adalah energi yang dipancarkan tiap satu satuan luas, atau intensitas, σ adalah tetapan, dan

T adalah suhu (dalam Kelvin)

Apa yang dijelaskan dalam persamaan ini adalah bahwa setiap anda melipatgandakan temperature benda hitam menjadi dua kali lipat, energi per sentimeter persegi akan naik sebesar 2⁴ = 2x2x2x2 = 16. Jadi, contohnya, benda hitam dengan suhu 5000 K mengeluarkan energi per satuan luas 16 kali lebih banyak daripada benda hitam dengan suhu 2500 K.

Besarnya luminositas dari sebuah benda hitam, yaitu, seberapa banyak energi seluruh benda dipancarkan, yaitu energi per satuan luas (E) dikalikan dengan luas permukaan. Untuk benda berbentuk bola, yaitu:

L = 4 π R²σ T⁴

L adalah luminositas (energi per satuan waktu) dan R adalah jari-jari bola.

Sifat kedua dari dua sifat di atas disebut sebagai Hukum Wien. Untuk menghitung puncak panjang gelombang dari spektrum benda hitam, persamaannya adalah:

λ max = (0.29 cm K) / T

Contohnya, untuk matahari, λ max = (0.29 cm K) / 5800 K = 5 x 10^-5 cm = 500 nm Cobalah!

Ada alat interaktif online dari University of Colorado untuk meneliti spektrum dari benda hitam yang berbeda. Berikut link untuk membuka alat tersebut: PhET Interactive Simulation of the Blackbody Spectrum..

1. Dengan menggunakan pengukur suhu, atur suhu dari 3000 K (bola lampu), 5700 K (matahari), dan 8490 (bintang panas)

2. Menggunakan zoom in dan zoom out kontrol di sisi kiri untuk menyesuaikan sumbu y yang diperlukan.

3. Bandingkan warna dari benda (benda berbentuk bintang dekat tempat warna B G R), panjang gelombang dimana puncak kurva, dan tinggi puncak kurva untuk ketiga suhu

Hukum Kirchoff dan Spektroskopi

Mempelajari radiasi benda hitam sangat bermanfaat. Namun, di sini saya tekankan bahwa radiasi benda hitam hanya dipancarkan oleh pemancar yang “ideal” atau “sempurna”. Pada kenyataanya, hanya sedikit benda saja yang benar-benar menancarkan spektrum benda hitam.

contohnya, perhatikan dua spektrum yang anda lihat pada halaman sebelumnya: matahari dan persebaran bintang biru. Ingat bahwa radiasi benda hitam adalah kontinyu (terus-menerus tanpa jeda). Jika anda melihat pada dua spektrum bintang, di sana anda melihat ada berkas hitam pada gambar spektrum matahari dan daerah yang dimana internsitasnya nol atau mendekati nol pada spektrum bintang biru. Celah pada spektrum dimana tidak ada cahaya yang dipancarkan disebut garis absorpsi. Sumber astronomi lain (dan juga sumber cahaya yang dapat anda uji di laboratorium) digunakan untuk membuat spektrum yang menunjukkan sedikit intensitas pada sebagian besar panjang gelombang namun hanya sedikit saja yang panjang gelombangnya tepat dimana banyak intensitas cahaya terlihat. Inilah yang disebut sebagai garis emisi.

Bicara tentang spektroskopi, penelitian mengungkapkan bahwa ada tiga tipe utama spektrum.

Perbedaan pada spektrum dan deskripsi mengenai bagaimana terbentuknya telah terangkum dalam tiga Hukum Kirchoff tentang spektroskopi:

1. Bila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, akan menghasilkan cahaya dengan spektrum kontinu.

2. Bila suatu benda gas bertekanan rendah dipijarkan, akan menghasilkan cahaya dengan spektrum emisi, berupa garis-garis terang pada panjang gelombang yang diskret (pada warna tertentu) bergantung pada tingkatan energi atom-atom yang dikandung gas tersebut.

3. Bila spektrum kontinu dilewatkan pada suatu benda gas dingin bertekanan rendah, akan menghasilkan cahaya dengan spektrum serapan, berupa garis-garis gelap pada panjang gelombang yang diskret bergantung pada tingkatan energi atom-atom yang dikandung gas dingin tersebut.

Anda juga dapat melihat penjelasan Hukum Kirchoff dengan diagram berikut:

Gambar 3.6:

Hukum Kirchoff

Seperti Hukum Kepler tentang gerak planet, Hukum Kirchoff ini juga merupakan hukum yang empiris. Artinya, mereka dirumuskan atas dasar percobaan. Dalam memahami asal-usul garis absorpsi dan emisi dan spektrum yang mengandung garis tersebut, pertama-tama kita harus belajar tentang fisik atom. Secara spesifik, kita akan mempelajari model atom Bohr.

Kapanpun anda belajar cahaya dari sebuah objek astronomi, ingat bahwa ada tiga hal yang harus anda ketahui:

1. Pancaran cahaya dari sumbernya,

2. Proses yang mempengaruhi cahaya selama perjalanan dari sumber ke pengamat 3. Proses deteksi cahaya dari pengamat

Kita mengamati garis absorpsi ketika cahaya dari sumber melewati gas dingin. Bagaimana bisa gas yang menyebabkan garis absorpsi yang tampak pada apa yang sebaliknya tampak menjadi spektrum kontinyu. Jadi, apa yang sebenarnya terjadi di dalam gas?

Awan gas dibuat dari banyak atom, yang mana komponen terkecil dari sebuah unsur menahan seluruh sifat-sifat unsur. Jenis awan gas di angkasa seperti nitrogen, karbon, dan mungkin besi. Atom-atom di dalam awan gas dibuat dari inti proton bermuatan positif dan neutron, yang tidak bermuatan. Di sekitar inti ada satu atau lebih electron bermuatan negatif.

Berikut adalah gambar dari atom helium:

Gambar 3.7: Atom helium dengan neutron, proton, dan elektron

Partikel dengan lambang n adalah neutron, p adalah proton, dan e adalah electron.

Ingin belajar lebih jauh?

Untuk lebih mengetahui tentang latar belakang dan informasi model atom, lihat a description by the folks at the Jefferson Lab

Kembali ke fisika atom dan spektroskopi, ini adalah electron yang menjadi penyebab utama adanya garis absorpsi yang kita lihat pada spektrum bintang. Bohr mengemukakan sebuah model atom sederhana yang dibutuhkan elektron untuk menempati “orbit” di sekitar pusat atom. Bagian penting dari model atom ini adalah untuk memahami bahwa elektron hanya dapat melintasi orbit tertentu, dan tidak dapat mengorbit diantaranya. Setiap orbit memiliki energi tertentu – yaitu, ketika elektron ada pada orbit tertentu, elektron tersebut memiliki jumlah energi tertentu. Sehingga, orbit juga dapat dikatakan sebagai tingkatan energi. Jika sebuah elektron menyerap persis perbedaan energi antara tingkat itu dan setiap tingkat yang lebih tinggi, hal itu dapat menyebabkan naik ke tingkatan yang lebih tinggi. Setelah elektron ada pada tingkatan yang lebih tinggi, akhirnya akan jatuh pada tingkatan yang lebih rendah (baik langsung ke tingkat 1, atau per tahap sampai kembali ke level 1), dan setiap jatuh dari satu tingkat ke satu tingkatan yang lebih rendah, dia memancarkan sebuah foton yang membawa energi dengan jumlah yang sama dengan perbedaan energi antara tingkat energi awal dan tingkat energi akhir dari elektron. Dapat dilihat di bawah ini. Pada gambar bagian atas, elektron jatuh dari tingkatan yang tinggi ke tingkatan lebih rendah dengan memancarkan foton-foton. Pada gambar bagian bawah, elektron menyerap foton-foton, menyebabkan mereka melompat dari tingkat yang tinggi dari tingkat yang lebih rendah.

Gambar 3.8:

Tingkatan energi elektron pada model Bohr

Ingat bahwa energi yang dibawa sebuah foton adalah E = hν. Jadi ketika energi dari sebuah elektron pada tingkat 2 adalah E2 dan energi tingkat pertama adalah E1, kemudian perbedaan energi antara tingkat tersebut dapat ditunjukkan sebagai ΔE = E2 – E1. Jadi jika sebuah elektron ada pada E2 dan jatuh ke energi pada E1, dia akan memancarkan sebuah foton dengan frekuensi sebagai berikut:

E = hν, jadi, ν= E/h,

pada persamaan ini E = ΔE = E2 – E1

kita berikan ν = (E2 – E1)/h

di gambar bagian atas, ada sebuah elektron jatuh dari tingkat 2 ke tingkat1 dan memancarkan foton dengan energi yang sama besarnya dengan perbedaan energi kedua tingkat. Ilmuwan yang mempelajari cahaya dari awan gas akan melihat sebuah garis emisi pada spektrum awan dengan warna kuning, satu bertuliskan “2 – 1” pada spektrum sebelah kanan.

Mari kita mengingat tentang gerakan elektron dari tingkatan energi kembali ke pengamat spektrum objek astronomi

Spektrum Absorpsi

Sebuah sumber kontinyu dari cahaya memancarkan foton dengan energi yang berbeda.

Ketika foton ini melewati bagian depan awan (atau bagian dalam awan) dari gas, mereka dapat menemukan atom pada gas, yang masing-masing memiliki seperangkat elektron

dengan tingkat energi tertentu. Foton yang memiliki energi yang tepat untuk mengeluarkan elektron pada sebuah atom gas hingga ke tinggkat lebih tinggi dapat diserap. Seluruh foton yang tidak memiliki jumlah energi yang cukup untuk memacu elektron, dapat melalui awan tanpa diserap. Sehingga, apa yang kita lihat setelah cahaya dari sebuah benda hitam (yaitu, sumber yang kontinyu) melewati awan gas yang sebagian besar fotonnya dalam kisaran sempit frekuensi (atau warna) tidak membuatnya, menjadi berhenti, atau garis absorpsi, sebaliknya spektrum kontinyu dari sumber cahaya. Garis absorpsi seluruhnya berbanding lurus dengan panjang gelombang atau frekuensi yang ditentukan dari energi yang berbeda antar tingkat energi elektron pada atom yang membentuk awan. Jadi, sekali lagi mengacu pada diagram tingkatan energi di atas, ketika sebuah elektron berpindah dari tingkat 1 ke 2 menyerap foton, seoran astronom akan mengamatti sebuah garis absorpsi pada frekuensi yang sesuai dengan perbedaan tingkat energi 1-2.

Cobalah!

Pada website PhET Interactive Simulations, mereka memiliki simulasi yang memungkinkan anda untuk meneliti model atom Hidrogen.

1. Pergi ke Hydrogen atom simulation.

2. Klik pada tombol “Run Now!” untuk memulai simulasi

3. Pada simulasi ini, gunakan selector pada kiri atas untuk memilih “Prediction 4. Pilih “Bohr.”

5. Nyalakan pada power untuk senjata elektron (klik tombol merah pada gambar) dan amati simulasinya.

Apa yang terjadi pada foton yang tidak memiliki energi yang tepat? Apa yang terjadi pada foton yang memiliki energi yang tepat ketika mereka menemukan sebuah elektron? Apa yang terjadi ketika elektron jatuh kembali ke tingkat energi yang lebih rendah?

Spektrum Emisi

Jika anda memiliki awan dengan kepadatan rendah dari gas yang menjadi hangat karena adanya proses-proses, elektron di atom pada awan gas tidak akan menjadi tingkat terendah – mereka akan ada di tingkat lebih tinggi. Jadi, karena mereka memancar sampai ke tingkat dasar, mereka akan memancarkan foton dengan frekuensinya, sehingga manimbulkan garis emisi. Cahaya dari lampu neon yang anda lihat di jendela toko mengandung kepadatan gas yang rendah, dan elektron-elektronnya tereksitasi ketika anda memberi arus pada bola lampu.

Karena elektron jatuh ke tingkat dasar, mereka memacarkan garis emisi pada spektrum warna merah. Berikut adalah gambar lampu neon, dan spektrum yang terbuat ketika anda melewatkan cahaya melalui sebuah prisma:

Gambar 3.9:

Cahaya lampu neon

Gambar 3.10:

Spektrum lampu neon

Berikut artikel yang dapat digunakan sebagai tambahan materi “Simultaneous Display of Spectral Images and Graphs Using a Web Camera and Fiber-Optic Spectrophotometer”

Niece, Brian K. J. Chem. Educ., 2006, 83, 761-764 dan dapat digunakan Beberapa konsekuensi

Terakhir, mari kita diskusikan sedikit dampak dari kejadian di atas:

 Tingkatan energi dari elektrin dalam atom seperti sidik jari — tidak ada dua unsur yang tingkat energinya sama, jadi atom-atom dari dua unsur tidak ada yang menciptakan pola garis absorbsi atau garis emisi yang sama. Artinya jika kita mengamati garis absorpsi yang disebabkan oleh awan gas, kita dapat menjelaskan unsur apa yang menyusun awan dari panjang gelombang atau frekuensi garis absorpsi.

Data yang memuat seluruh panjang gelombang dari unsur tertentu terdapat di laboratorium.

 Sebuah bintang akan membuat spektrum garis penyerapan karena spektrum kontinu dipancarkan oleh kerapatan, gas buram yang membuat sebagian besar bintang melewati wilayah dingin, kondisi atmosfer dari bintang itu sendiri.

 Elektron pada awan gas yang membentuk garis absorpsi secara teratur juga jatuh pada level dasar, jadi mereka juga memancarkan foton dengan panjang gelombang yang sama seperti garis absorpsi. alasan kenapa kita masih mengamati garis absorpsi adalah karena

 Ketika anda mengamati sebuah spektrum absorpsi pada objek astronomi, banyak awan dari gas diantara kita dan benda tersebut yang dapat menyerap cahaya. Jadi pada bintang tertentu, anda melihat garis absorpsi dari atmosfer benda, anda dapat melihat garis absorpsi yang disebabkan karena foton yang dipancarkan kembali dapat

dipancarkan ke segala arah, sedangkan absorpsi hanya terjadi sepanjang garis pengamatan kita.

Teleskop

Tim Hubble Space Telescope Science Institute telah mengumpulkan sumber yang bagus tentang sejarah teleskop yang disebut “Telescopes from the Ground Up.” Sumber ini mencakup banyak hal tentang apa yang saya sajikan di bawah ini, jadi saya sarankan luangkan waktu untuk melihat materi yang sudah tersedia pada link ini “Get to the root of it:

Basic Science Concepts.” Banyak diantara link materi dibawah yang berasal dari sumber yang sangat bagus.

Dan juga, tahun 2009 adalah “International Year of Astronomy.” Diantara banyaknya program pembelajaran yang ada, program baru PBS yang disebut “400 Tahun Teleskop”

telah diproduksi dan dipamerkan. Pada the companion website mereka juga menyediakan banyak sumber untuk pendidik spesialis teleskop. Saya menganjurkan anda untuk menyempatkan berkunjung ke website tersebut, meskipun kita akan tetap merujuk pada Hubble pada pelajaran ini.

Langkah belajar terakhir tentang bab cahaya dari objek astronomi adalah mendeteksinya ketika cahaya sampai Bumi. Instrumen yang digunakan astronom untuk mendeteksi cahaya adalah teleskop, yang mengumpulkan cahaya dan membawanya pada sebuah fokus, dan sebuah kamera untuk merekam cahaya dari objek. Teleskop memiliki tiga fungsi utama :

1. Untuk mengumpulkan cahaya sebanyak mungkin dari sebuah objek 2. Untuk memfokuskan cahaya sehingga tercipta gambar yang tajam 3. Untuk memperbesar gambar

Pembesaran merupakan fungsi yang umum dari teleskop. Ini adalah perbandingan dari dua objek umum astronomi yang berbeda. Yang satu tampak terlihat dengan mata telanjang, sedangkan yang lain diperbesar.

Seperti yang akan anda lihat pada halaman situs Hubble tentang “What do telescopes do?”

dan “What makes a good telescope?,” bahwa pembesaran teleskop adalah salah satu hal terpenting pada teleskop.

Sifat terpenting teleskop adalah kekuatan pengumpulan cahaya teleskop. Semakin besar celah (bukaan di bagian atas tabung teleskop), semakin banyak pula cahaya yang terkumpul. Untuk memahaminya, bayangkan teleskop adalah “ember cahaya.” Jika anda ingin mengumpulkan hujan sebanyak mungkin dalam waktu singkat, anda pergi keluar selama badai dengan membawa ember dengan mulut yang lebar, karena mulut yang lebar dapat menampung air lebih banyak daripada dengan gelas. Begitu pula cara kerja teleskop. Misalkan foton diibaratkan “hujan” yang turun ke Bumi, teleskop dengan celah yang lebih besar akan mengumpulkan lebih bayak foton daripada teleskop yang celahnya kecil. Itulah mengapa daya pengumpulan cahaya (berdasarkan berapa banyak cahaya yang tampak dari sebuah objek atau sebaliknya, seberapa redup cahayanya sampai nyaris tidak terdeteksi) dari sebuah teleskop ditentukan dari luas bukaan yang ada di bagian depan tabung. Karena itu, para astronom selalu membangun teleskop yang lebih besar sejak pertama kali ditemukannya teleskop yaitu 4 abad yang lalu.

Karena kebanyakan teleskop memiliki celah berbentuk lingkaran, daya pengumpulan cahayanya pun menjadi sebanding dengan luas celah, yaitu πR². Misal ada dua teleskop dengan celah yang berbeda (misal yang satu berdiameter 1 meter, dan yang lain berdiameter 4 meter), daya pengumpulan teleskop dengan diameter celahnya 4 meter adalah (π)(2²) / (π) (0.5²) = 16 kali lebih baik. Anda dapat mengartikannya seperti berikut: anda dapat mengatakan bahwa jika anda melihat objek yang sama dengan teleskop 1 meter dan 4 meter, objek akan terlihat 16 kali lebih terang dengan teleskop 4 meter daripada 1 meter. Atau teleskop 4 meter akan mampu mengamati obek yang 16 kali lebih redup daripada teleskop 1 meter.

Cobalah!

Anda bisa mendapatkan pemahaman bahwa kemampuan teleskop modern lebih kuat dibanding mata manusia. Yaitu, bagaimana sebuah objek yang lebih redup dapat anda amati dengan teleskop Keck daripada dengan mata telanjang?

Ulangi perhitungan di atas, namun gunakan Keck yang berdiameter 10 meter, dan mata kita dengan diameter pupil 5mm.

The earliest telescopes were simple—mereka memiliki lensa objektif pada ujung tabung.

The lens was shaped so that it would take parallel beams of light and focus them pada sebuah gambar di dalam tabung. Sebuah lensa (lensa lain di ujung tabung), memungkinkan anda untuk memperbesar gambar yang kecil pada tabung teleskop sehingga gambar tersebut terlihat lebih besar. Refraktor (telekop yang memakai lensa untuk memfokuskan cahaya) menciptakan gambar yang tajam; namun, mereka mengalami chromatic aberration. Artinya, warna cahaya yang berbeda difokuskan pada titik yang berbeda (ingat bagaimana kaca prisma menghamburkan cahaya putih menjadi warna penyusunnya), jadi cahaya biru dari sebuah bintag fokusnya tidak sebaik cahaya merah, yang menyebabkan bintang dikelilingi halo biru.

Karena itu (dan karena alasan yang dijelaskan di bawah), teleskop pembias akhirnya diganti dengan teleskop pemantul (dengan cermin, bukan lensa).

Teleskop pemantul terdiri dari tabung dengan cermin lengkung pada bawah tabung. The mirror will focus parallel rays of light to a point inside the tube, dekat bagian atas tabung.

Karena cermin primer ada di bawah tabung, cermin yang lebih kecil diletakkan pada atas tabung untuk mengarahkan cahaya yang keluar melewati sisi tabung ke lensa. Hal ini disebut Newtonian reflector. Jika cermin kedua mengirimkan cahaya kembali cahaya ke tabung melewati sebuah lubang pada bagian bawah tabung, itulah yang disebut Cassegrain reflector. Gambar yang dibuat reflektor biasanya tidak setajam refraktor, karena sulit untuk mendapatkan cermin lengkung yang dapat membawa seluruh cahaya dari objek yang jauh untuk difokuskan (efek yang disebut spherical aberration).

Di artikel mereka article on buying your first telescope, majalah Sky and Telescope membandingkan kedua jenis teleskop dan juga desain dalam teleskop refraktor dan reflektor, terlihat jalan cahaya yang diperlukan lensa mata.

Refraktor terbesar yang masih digunakan hingga sekarang adalah refraktor Yerkes, dengan celah 40” (satu meter). Ada beberapa alasan kenapa refraktor yang lebih besar belum dapat dibuat:

1. Jika lensanya lebih besar, teleskop akan keberatan dengan, dan akan mengganggu untuk memfokuskan cahaya.

2. Lensa besar memerlukan ketebalan lensa tersendiri, namun lensa di masa itu belum menunjang dimana ketersediaan kaca hanyalah kaca-kaca tipis.

3. Lensa harus benar-benar transparan dan memungkinkan cahaya sebanyak mungkin untuk menembus. Selebihnya, lensa yang besar mahal untuk polish on both sides and absorb light.

Ingin belajar lebih lanjut?

Orang-orang Yerkes menjelaskannya lebih detail pada halaman yang berjudul “Why are most research telescopes reflectors?”

Reflektor tidak mengalami banyak masalah. Ermin dapat didukung sepanjang sisi belakang, mengoreksi masalah mengendurnya refraktor yang lebih besar. Hanya cermin bagian depan yang harus dilapisi., dan jika lapisannya turun dan kembali memantulkan sedikit cahaya, dapat dilapisi ulang untuk untuk efisiensi pemantulan.

Reflektor 2.5 meter (100 inci) telah digunakan di Mount Wilson di California sejak 1917, reflektor 5 meter (200 inci) telah digunakan di Mount Palomar di California sejak 1948, dan teleskop kembar Keck 10 meter (400 inci) telah dioperasikan di Mauna Kea di Hawaii sejak 1990. Teleskop terbesar di dunia adalah reflektor.

Efek Atmosfer Bumi

Sebelum membahas, saya punya pertanyaan:

Seberapa dekat jarak anda dan sebuah mobil agar anda dapat melihat bahwa mobil itu memiliki dua lampu?

Di sini akan saya berikan jawabannya. Ketika sebuah mobil sangat dekat dengan anda, mata anda dapat dengan mudah melihat bahwa ada dua lampu pada mobil tersebut. Namun, ketika mobil tersebut jaraknya satu mil dari anda, yakinkah anda masih dapat melihatnya? Mata anda dapat melihat bahwa ada dua sumber cahaya yang berbeda jika sudut yang memisahkan mereka lebih besar 1/60^th derajat (satuan ukuran yang disebut menit busur; satu detik busur adalah 1/60^th satu menit busur). Jika dua sumber lampu terpisah pada sudut yang lebih kecil (yaitu ketika dua cahaya berjarak sejauh 6 kaki atau sekitar 4 mil dari anda), anda akan melihatnya menyatu, tampak seperti satu sumber cahaya. Klik pada tombol Start pada animasi Flash di bawah ini untuk melihat animasi dan pada titik mana anda melihat dua lampu.

Ini perhitungannya, mari kita kerjakan satu contoh. Anggap diri anda sedang berdiri, mengamati mobil dari jarak jauh, anda dapat membayangkan segitiga siku-siku dimana anda pada salah satu titik (dekat dengan titik sudut B seperti gambar di bawah)

Jika jarak antar lampu adalah b, dan jarak antara anda dan mobil adalah a . Anda dapat mengetahui seberapa jauh dari Anda mobil harus untuk menjadikan sudut β menjadi sama dengan 1 menit busur. Tangen β adalah b/a, jadi:

tan (1/60 derajat) = b / a atau a = b / tan (1/60 derajat)

Jika b = 6 kaki dan jika tan (1/60 derajat) = 0.00029, dan a = (6 kaki) / 0.00029 = 20,626 kaki, atau 3.9 mil.

Anda dapat melakukan percobaan yang sama pada bintang. Jika dua bintang terpisah sejauh lebih dari satu menit busur, anda mungkin dapat mengatakan bahwa mereka adalah dua bintang yang berbeda hanya karena mata anda melihatnya demikian. Jika dua bintang sangat dekat, mereka tidak akan terlihat terpisah, dengan teleskop anda dapat melihatnya bahwa ada dua sumber cahaya yang berbeda. Aturan praktisnya seperti ini:

Sudut yang teleskop dapat memisahkannya adalah berbanding terbalik dengan ukuran lobang teleskop.

Artinya, semakin besar lobang teleskop, semakin kecil sudut yang dapat dipisahkan. Secara matematis, anda dapat mengatakan bahwa sudut terkecil yang dapat dipisahkan teleskop, θ, sebanding dengan panjang gelombang cahaya yang anda amati dibagi dengan diameter teleskop, atau:

θ ≈ λ / D

namun, aturan praktis yang sederhana ini hanya dapat bekerja pada teleskop di Bumi yang memiliki lobang kurang dari 30 cm. cahaya dari sebuah titik sumber di angkasa sampai di Bumi melewati atmosfer. Namun, gerakan pada lapisan yang berbeda dari udara di atmosfer akan mengaburkan cahaya bintang menjadi guyang lebarnya sekitar 1 arcsecond (inilah alasan kenapa bintang terlihat berkelip). Jadi, bahkan jika teleskop secara teknis memungkinkan pemisahan dua sumber cahaya yang terpisah sejauh 1 arcsecond, atmosfer akan menghamburkan mereka, menyebabkan mereka terlihat seperti satu sumber saja.

Efek atmosfer pada pandangan kita di langit disebut “melihat”, dan itu bervariasi berdasarkan lokasi di langit dan dari waktu ke waktu. Jika anda mengamati sebuah objek dekat horizon, anda melihat melalui jumlah maksimum atmosfer antara anda dan objek, jadi penglihatan akan buruk dan bintang akan terlihat lebih besar dari 1 detik busur. Jika anda melihat kearah zenith, anda melihat atmosfer yang jumlahnya paling sedikit, jadi bintang akan tampak lebih tajam daripada di horizon. Terkadang atmosfer lebih banyak gangguan, jadi anda dapat melihatnya di malam hari dimana penglihatan terbaik dan bintang tampak lebih kecil dari 1 detik busur, di waktu yang lain penglihatan menjadi tidak baik dan diameter bintang dapat tampak sampai 5 detik busur atau lebih!

Untuk memaksimalkan penggunaan teleskop, para astronom membangun teleskop di puncak gunung-gunung tertinggi di dunia (contohnya, Mauna Kea di Hawaii). Pada ketinggian ini, anda berada di posisi yang baik, dan penglihatannya lebih baik daripada di permukaan.

Bahkan yang lebih baik adalah meletakkan teleskop pada orbit, seperti Hubble Space Telescope. Orbit Hubble sekitar 350 mil di atas Bumi, jadi dia memandang langit tidak mengalami masalah dikarenakan atmosfer bumi. Alasannya, rata-rata gambar Hubble dari objek astronomi adalah sepuluh kali lebih tajam dibandingkan dengan teleskop di dataran.

Lihatlah!

Astronom sebenarnya dapat mengoreksi efek ini. Contohnya melihat film ini dari teknik yang disebut speckle interferometry . Di film ini, keanehan gumpalan di sebelah kiri yang terlihat terisi dengan “bintik” cahaya adalah yang sesungguhnya kita lihat dengan mata dan teleskop melihat pada dua bintang ketika mereka terlihat melewati atmosfer. Cahaya dari bintang sampai atmosfer bumi, dan cahaya bintang tampak terhambur dan tampak menyatu, tampak datang dari bagian yang berbeda di langit. Namun astronom dapat menggunakan komputer untuk mengukur pola bintik dan menciptakan gambar apa yang terlihat seperti tanpa atmosfer. Gambar pada kanan atas adalah rekonstruksi bintik, menunjukkan bahwa apa yang tampak seperti gumpalan besar adalah cahaya dua bintang.

Ternyata grup yang memproduksi film ini mengambilnya dari website, jadi link di atas akan membawa anda pada materi lain yang dibuat oleh sekelompok orang yang mengambil salinan film.

Selain bintik interferometri, saat ini teleskop dilengkapi dengan sistem yang disebut adaptive optics, yang dapat mengoreksi distorsi atmosfer secara langsung. Ketika sistem tersebut digunakan, mereka dapat menaikkan resolusi sudut teleskop pada dataran seolah-olah seperti di angkasa, tanpa efek distorsi atmosfer.

Lihatlah!

Di YouTube mereka memiliki sebuah film dari sistem adaptive optics yang digunakan untuk mengamati bintang biner.sekitar setengah jalan film ini, sistem diaktifkan.