Gustav Robert Kirchhoff (12 Maret, 1824 – 17
Oktober , 1887), adalah seorang fisikawan Jerman yang berkontribusi pada
pemahaman konsep dasar teori rangkaian listrik, spektroskopi, dan emisi radiasi
benda hitam yang dihasilkan oleh benda-benda yang dipanaskan. Dia menciptakan
istilah radiasi "benda hitam" pada tahun 1862. Terdapat 3 konsep
fisika berbeda yang kemudian dinamai berdasarkan namanya, "hukum
Kirchhoff", masing-masing dalam teori rangkaian listrik, termodinamika,
dan spektroskopi.
Gustav Kirchhoff dilahirkan di Königsberg, Prusia Timur (sekarang Kaliningrad, Rusia), putra dari Friedrich Kirchhoff, seorang pengacara, dan Johanna Henriette Wittke. Dia lulus dari Universitas Albertus Königsberg (sekarang Kaliningrad) pada 1847 dan menikahi Clara Richelot, putri dari profesor-matematikanya, Friedrich Richelot. Pada tahun yang sama, mereka pindah ke Berlin, tempat dimana ia menerima gelar profesor di Breslau (sekarang Wroclaw).
Kirchhoff merumuskan hukum rangkaian, yang sekarang
digunakan pada rekayasa listrik, pada 1845, saat dia masih berstatus mahasiswa.
Ia mengusulkan hukum radiasi termal pada 1859, dan membuktikannya pada 1861. Di
Breslau, ia bekerjasama dalam studi spektroskopi dengan Robert Bunsen. Dia
adalah penemu pendamping dari caesium dan rubidium pada 1861 saat mempelajari
komposisi kimia Matahari via spektrumnya.
Pada 1862 dia dianugerahi Medali Rumford untuk
risetnya mengenai garis-garis spektrum matahari, dan pembalikan garis-garis
terang pada spektrum cahaya buatan.
Dia berperan besar pada bidang spektroskopi dengan
merumuskan tiga hukum yang menggambarkan komposisi spektrum optik obyek-obyek
pijar, berdasar pada penemuan David Alter dan Anders Jonas Angstrom
Hukum Kirchhoff dalam spektroskopi
- Bila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, akan menghasilkan cahaya dengan spektrum kontinu.
- 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.
- 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.
sumber dari Wikipedia
I. Teori Dasar Spektroskopi
Spektroskopi adalah studi
tentang analisis cahaya sebagai fungsi dari panjang gelombang. Sementara
spektrum adalah warna-warna yang timbul ketika sebuah cahaya polikromatik
dilalukan pada sebuah media pendispersi, misalnya prisma atau kisi difraksi.
Spektrum yang dihasilkan ketika
sebuah cahaya putih (polikromatik) diuraikan ke dalam komponen warnanya sangat
bergantung kepada jenis sumber cahaya; maksudnya adalah apakah sumber cahaya
tersebut benda padat ataukah gas, bila gas apakah gasnya tebal ataukah tipis
dan panas ataukah dingin? Berkenaan dengan hal di atas, terdapat dua macam tipe
dasar spektrum, yaitu spektrum kontinu (meliputi energi pada seluruh
panjang gelombang) dan spektrum diskret (meliputi energi hanya pada
panjang gelombang tertentu). Para astronom biasa mengelompokkan spektrum
diskret sebagai garis-garis emisi atau pancaran dan garis-garis
absorpsi atau serapan.
I.1 Spektrum kontinu
Spektrum kontinu atau spektrum termal dihasilkan
oleh sebarang benda padat, cair, ataupun gas (mampat; kerapatan tinggi) yang
berada pada tenperatur di atas nol mutlak (0 K = -2730 C). Spektrum
jenis ini adalah yang paling sederhana karena “bentuknya” hanya bergantung pada
temperatur benda sumber. Contoh spektrum kontinu adalah pelangi.
Spektrum kontinu sering disebut juga spektrum benda
hitam (black body). Sebuah benda hitam adalah objek yang menyerap
seluruh cahaya yang datang padanya sehingga benda ini terlihat hitam. Ketika
sebuah benda hitam dipanaskan, benda akan mengemisikan cahaya secara efisien.
Meskipun tidak ada objek yang berkelakuan sebagai benda hitam sempurna,
bintang-bintang dan planet memiliki karakteristik yang cukup dekat dengan benda
hitam, hal mana terlihat dari spektrum yang dihasilkan yang sangat mirip dengan
spektrum benda hitam sempurna.
Spektrum benda dengan temperatur yang berbeda
ditunjukkan dalam gambar di bawah ini. Dari gambar dapat dilihat bahwa untuk
benda dengan temperatur yang lebih tinggi, luas daerah di bawah kurva pun
bernilai lebih besar yang berarti bahwa terdapat lebih banyak energi yang
dipancarkan pada seluruh panjang gelombang. Terlihat pula bahwa untuk
temperatur yang lebih tinggi, puncak spektrum bergeser ke arah panjang
gelombang yang lebih pendek mengikuti Hukum Wien yang ekspresi matematikanya
dituliskan berikut ini.
Beberapa
fitur khas yang dimiliki spektrum kontinu adalah:
1. Dihasilkan pada semua
panjang gelombang oleh objek (padat, cair, maupun gas mampat) yang memiliki
temperatur di atas nol mutlak.
2. Bentuk spektrumnya hanya
bergantung pada temperatur benda sumber, bukan pada komposisi
kimiawinya.
3. Benda dengan temperatur yang
lebih tinggi (panas) akan menghasilkan cahaya yang lebih banyak pada seluruh
panjang gelombang daripada benda yang lebih dingin.
4. Untuk temperatur yang lebih
tinggi, puncak spektrum bergeser ke arah panjang gelombang yang lebih pendek
atau ke arah frekuensi tinggi.
5. Perubahan kecil dalam
temperatur akan menghasilkan perubahan besar dalam jumlah energi yang
dipancarkan tiap satuan luas permukaan benda sumber.
Fitur khas yang ke-5 di atas dikenal
sebagai Hukum Stefan-Boltzmann dan memiliki ekspresi matematis sebagai
berikut:
……….(1.1)
Dalam persamaan (1.2), F menyatakan
fluks energi benda hitam sedangkan s
adalah konstanta alamiah universal lainnya yang disebut konstanta
Stefan-Boltzmann dan bernilai 5,67´10-8
J/(m2 K4 s). Jika dihitung energi yang dipancarkan oleh seluruh
permukaan benda sumber ke segala arah per detiknya, akan diperoleh
luminositas, yang memenuhi hubungan berikut ini:
……….(1.3)
I.2 Spektrum diskret
Bila kita amati spektrum bintang ataupun planet
dengan seksama, akan kita dapati spektrum kontinu diselang-seling dengan
garis-garis gelap pada panjang gelombang tertentu, yang disebut sebagai
garis-garis absorpsi. Di bintang, garis-garis gelap tersebut dibentuk oleh gas
dingin renggang (yang terdapat di lapisan atas. Gas dingin renggang (kerapatan
rendah) menyerap energi pada panjang gelombang tertentu dari cahaya yang
dihasilkan gas panas mampat di bawahnya. Sementara itu, di planet garis-garis
absorpsi terbentuk karena pantulan sinar Matahari diserap pada panjang
gelombang tertentu oleh molekul-molekul gas yang ada di atmosfer planet.
Berbeda dengan spektrum absorpsi, spektrum emisi dihasilkan oleh gas panas yang
renggang. Contoh dari kedua spektrum diskret ini ditunjukkan dalam gambar di
bawah yang dihasilkan oleh gas hidrogen. Perhatikan, karena gasnya sama yaitu
hidrogen, garis-garis absorpsi maupun emisi terletak di panjang gelombang yang
sama.
Skema pembentukan kedua jenis spektrum diskret di
atas dijelaskan melalui gambar berikut ini. Terlihat bahwa spektrum dengan
garis absorpsi terbentuk manakala temperatur gas renggang lebih rendah daripada
temperatur sumber cahaya di latar belakang (gambar bawah-pertama). Berbeda
dengan hal ini, spektrum dengan garis emisi terbentuk ketika gas renggang
berpijar (gambar bawah-ke dua). Pada kasus ini tidak diperlukan adanya sumber
cahaya di latar belakang.
Pada spektrum diskret, pola garis yang
terbentuk bergantung pada komposisi kimiawi gas renggang. Masing-masing unsur
kimia atau molekul memiliki pola garis yang khas, sehingga pola tersebut tak
ubahnya sebagai “sidik jari” yang akan membantu astronom mengidentifikasi
kandungan gas yang terdapat di benda sumber.
II. Kelas Spektrum
Garis-garis pada spektrum diskret benda langit
dapat diidentifikasi atom atau molekul yang membentuknya dengan cara
membandingkan spektrum tersebut terhadap spektrum yang diperoleh di
laboratorium.
Pada awalnya, kelas spektrum bintang-bintang
diurutkan menurut kekuatan garis absorpsi atom hidrogennya. Semakin
gelap/hitam, semakin kuat garis tersebut. Urutan tersebut adalah sebagai
berikut:
Kelas Bintang
|
Catatan
|
A, B
|
Garis hidrogen kuat |
F, G
|
Garis logam kuat |
K, M
|
Garis-garis dihasilkan oleh molekul |
O
|
Garis helium terlihat. Garis hidrogen lemah |
Harap dicatat, astronom menggunakan
istilah “logam” untuk unsur-unsur yang lebih berat daripada helium. Secara
fisis, arti penting kelas spektrum datang dari plot antara “kelas spektrum”
terhadap “warna”.
Pada awalnya, perbedaan pola spektrum
bintang-bintang diduga karena perbedaan komposisi kimiawi atmosfer bintang.
Baru pada dekade 1920-an disadari bahwa penyebab utamanya adalah perbedaan
temperatur permukaan bintang. Logika yang mendasari pemikiran ini sederhana
saja. Bila unsur yang paling banyak terkandung di dalam kebanyakan bintang
adalah hidrogen, mengapa ada bintang yang garis hidrogennya lemah dan kuat?
Pada bintang-bintang panas, hampir semua
hidrogennya terionisasi. Garis-garis hidrogen berasal dari atom hidrogen
netral. Karena hanya sedikit saja atom hidrogen netral di dalam bintang-bintang
panas, garis hidrogen yang teramati sangat lemah. Demikian pula pada
bintang-bintang dingin. Pada bintang-bintang bertemperatur rendah sebagian
besar atom hidrogennya berada di tingkat energi dasar. Energi yang diserap
elektron-elektron hanya mengeksitasikan elektron tersebut dari tingkat dasar.
Garis absorpsi yang terjadi berada di deret Lymann di daerah ultra violet yang
tidak kasat mata. Dapat disimpulkan, pada bintang-bintang yang teramat panas
ataupun dingin garis hidrogennya lemah. Pada bintang-bintang dengan temperatur
berkisar antara 7500 K – 25.000 K, jumlah elektron atom hidrogen yang
tereksitasi ke tingkat energi dua relatif banyak. Penyerapan foton yang
menimbulkan garis-garis absorpsi ini terjadi di deret Balmer yang dapat diamati
secara optik (kasat mata). Itulah mengapa pada bintang-bintang kelas A dan B
garis-garis hidrogennya tampak paling jelas (kuat).
Berdasarkan penjelasan di atas, urutan kelas
spektrum bintang menurut temperatur permukaan menjadi (kiri paling panas, kanan
paling dingin): O, B, A, F, G, K, M.
III. Untuk Apa Mempelajari Spektrum?
Kelas spektrum bintang menginformasikan kepada kita
perihal temperatur permukaan. Demikian pula halnya dengan warna bintang
(fotometri) yang relatif lebih mudah pengukurannya dibandingkan spektroskopi.
Jadi, mengapa masih perlu mempelajari spektrum?
Setidaknya ada dua alasan untuk menjawab pertanyaan
di atas. Alasan pertama kita mempelajari spektrum adalah untuk mengetahui
pengaruh debu antarbintang terhadap pemerahan (reddening). Gas-gas di
ruang antarbintang mengandung bulir-bulir debu halus yang menyerap sebagian
energi dari cahaya bintang-bintang di latar belakang (terutama warna biru).
Akibat penyerapan tersebut, warna bintang yang teramati menjadi lebih merah
daripada yang seharusnya.
Alasan ke dua adalah untuk memperoleh informasi
fisis lainnya, seperti komposisi kimia dari kekuatan garis yang terbentuk
(sejauh dapat memperoleh temperatur bintang dengan cermat), kecepatan radial,
yaitu komponen kecepatan gerak bintang dalam arah garis pandang, dari
pergeseran Doppler garis spektrum yang terjadi, dan kerapatan gas/ukuran
bintang dari lebar garis-garis spektrumnya.
Selain mengelompokkan bintang menurut kelas
spektrumnya, bintang juga dikelompokkan menurut lebar garis spektrumnya ke
dalam kelas luminositas, yaitu (dari yang paling terang hingga paling
redup) kelas luminositas I (maharaksasa), II (raksasa terang), III (raksasa),
IV (subraksasa), dan kelas luminositas V (deret utama). Pengelompokan ini
disebut sebagai penggolongan Morgan-Keenan (MK). Dengan membandingkan
garis spektrum tertentu untuk bintang-bintang yang kelas spektrumnya sama,
kelas luminositas bintang-bintang tersebut akan dapat dibedakan. Bila kelas
spektrum dan kelas luminostas bintang telah berhasil diketahui, kedudukan
bintang dalam diagram H-R sudah tertentu. Magnitudo mutlaknya pun akan
dapat ditentukan. Memanfaatkan informasi magnitudo semu bintang yang diperoleh
dari pengukuran, dengan menggunakan modulus jarak jarak bintang pun
dapat diperoleh. Penentuan jarak bintang dengan cara ini disebut sebagai paralaks
spektroskopi.
No comments:
Post a Comment