Modul Spektroskopi

SPEKTROSKOPI* Judhistira Aria Utama, M.Si. Jurusan Pendidikan Fisika, Fakultas Pendidikan Matematika dan Ilmu Pengetahuan Alam Universitas Pendidikan Indonesia (UPI) Jl. Dr. Setiabudhi No.229, Bandung, 40154

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. ……….(1.1)

_____________

*Disampaikan dalam rangka pelatihan olimpiade astronomi Provinsi DKI Jakarta, 4 Juni 2009 di Planetarium Jakarta

Sumber: Nick AstronomyNotes

Strobel’s

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: ……….(1.2) Dalam persamaan (1.2), F menyatakan fluks energi benda hitam sedangkan σ 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.

Sumber: Nick AstronomyNotes

Strobel’s

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.

Sumber: Nick AstronomyNotes

Strobel’s

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 A, B F, G K, M O

Catatan Garis hidrogen kuat Garis logam kuat Garis-garis dihasilkan oleh molekul 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 elektronelektron 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.