Notes

GEOGRAFI
‹ › Beranda
Lihat versi web
Kamis, 27 Maret 2014
Geografi di 19.20
Sistem Magnitudo Bintang
Ketika kita melihat langit malam, akan
kita dapati bermacam benda langit
yang terangnya berbeda-beda.
Bagaimana caranya agar kita dapat
mengetahui perbandingan terang
antara objek yang satu dengan yang
lain? Di astronomi, kecerlangan benda
langit dinyatakan dengan skala
magnitudo. Dengan sistem ini juga, kita
dapat menghitung perbandingan
kecerlangan dua benda langit yang
berbeda. Lalu bagaimana sistem
magnitudo ini bekerja?
Jaman dahulu ketika belum ada listrik
dan lampu, penduduk/perumahan
belum banyak, lingkungan sekitar
tidaklah seterang sekarang. Malam hari
menjadi sangat gelap sehingga langit
malam tampak lebih indah karena tidak
ada polusi cahaya. Ketika cuaca cerah,
orang dapat menikmati hiburan yang
menakjubkan di layar lebar langit
malam. Ribuan bintang, nebula dan
gugus bintang yang terlihat sebagai
awan kabut kecil, dan pita putih Bima
Sakti, menghiasi angkasa. Sejarah
ditemukannya sistem magnitudo untuk
menentukan kecerlangan bintang
dimulai dari kondisi seperti itu. Banyak
yang bisa dilakukan dengan langit pada
saat itu.
Sekitar tahun 150 SM, seorang astronom
Yunani bernama Hipparchus membuat
sistem klasifikasi kecerlangan bintang
yang pertama.
Saat itu, ia mengelompokkan
kecerlangan bintang menjadi enam
kategori dalam bentuk yang kurang
lebih seperti ini: paling terang, terang,
tidak begitu terang, tidak begitu redup,
redup dan paling redup. Hal tersebut
dilakukannya dengan membuat katalog
bintang yang pertama. Sistem tersebut
kemudian berkembang dengan
penambahan angka sebagai penentu
kecerlangan. Yang paling terang
memiliki nilai 1, berikutnya 2, 3,
hingga yang paling redup bernilai 6.
Klasifikasi inilah yang kemudian
dikenal sebagai sistem magnitudo.
Skala dalam sistem magnitudo ini
terbalik sejak pertama kali dibuat.
Semakin terang sebuah bintang,
magnitudonya semakin kecil. Dan
sebaliknya semakin redup bintang,
magnitudonya semakin besar.
Sistem tersebut kemudian semakin
berkembang setelah Galileo dengan
teleskopnya menemukan bahwa
ternyata terdapat lebih banyak bintang
lagi yang lebih redup daripada yang
bermagnitudo 6. Skalanya pun berubah
hingga muncul magnitudo 7, 8 dan
seterusnya. Namun penilaian
kecerlangan bintang ini belumlah
dilakukan secara kuantitatif. Semuanya
hanya berdasarkan penilaian visual
dengan mata telanjang saja.
Pada tahun 1856 berkembanglah
perhitungan matematis untuk sistem
magnitudo. Norman Robert Pogson,
seorang astronom Inggris, memberikan
rumusan berbentuk logaritmis yang
masih digunakan hingga sekarang
dengan aturan seperti berikut. Secara
umum, perbedaan sebesar 5 magnitudo
menunjukkan perbandingan
kecerlangan sebesar 100 kali. Jadi,
bintang dengan magnitudo 1 lebih
terang 100 kali daripada bintang
dengan magnitudo 6, dan lebih terang
10000 kali daripada bintang
bermagnitudo 11, begitu seterusnya.
Dengan rumusan Pogson ini,
perhitungan magnitudo bintang pun
menjadi lebih teliti dan lebih dapat
dipercaya.
Seiring dengan semakin majunya
teknologi teleskop, magnitudo untuk
bintang paling redup yang dapat kita
amati semakin besar. Contohnya,
Hubble Space Telescope memiliki
kemampuan untuk mengamati objek
dengan magnitudo 31. Tetapi walaupun
bukan lagi nilai terbesar, magnitudo 6
tetap menjadi nilai penting hingga kini
karena inilah batas magnitudo bintang
yang paling redup yang dapat diamati
dengan mata telanjang. Tentunya
dengan syarat langit, lingkungan, dan
mata yang masih bagus.
Sama seperti perkembangan yang
terjadi pada magnitudo besar,
magnitudo kecil juga mengalami
ekspansi seiring dengan semakin
majunya teknologi detektor. Dalam
kelompok magnitudo 1 kemudian
diketahui terdapat beberapa bintang
tampak lebih terang dari yang lainnya
sehingga muncullah magnitudo 0.
Bahkan magnitudo negatif juga
diperlukan untuk objek langit yang
lebih terang lagi. Kini diketahui bahwa
bintang paling terang di langit malam
adalah Sirius, dengan magnitudo -1,47.
Magnitudo Venus dapat mencapai -4,89,
Bulan purnama -12,92, dan magnitudo
Matahari mencapai -26,74.
Magnitudo yang kita bicarakan di atas
disebut juga dengan magnitudo semu,
karena menunjukkan kecerlangan
bintang yang dilihat dari Bumi, tidak
peduli seberapa jauh jaraknya. Jadi,
sebuah bintang bisa terlihat terang
karena jaraknya dekat atau jaraknya
jauh tapi berukuran besar. Sebaliknya,
sebuah bintang bisa terlihat redup
karena jaraknya jauh atau jaraknya
dekat tapi berukuran kecil. Sistem ini
membuat kecerlangan bintang yang
kita lihat bukan kecerlangan bintang
yang sesungguhnya. Untuk
mengoreksinya, faktor jarak itu harus
dihilangkan. Maka muncullah sistem
magnitudo mutlak.
Magnitudo mutlak adalah magnitudo
bintang jika bintang tersebut berada
pada jarak 10 parsek. Nilainya dapat
ditentukan apabila magnitudo semu
dan jarak bintang diketahui. Dengan
“menempatkan” bintang-bintang pada
jarak yang sama, kita bisa tahu bintang
mana yang benar-benar terang. Sebagai
perbandingan, Matahari, yang memiliki
magnitudo semu -26,74, hanya memiliki
magnitudo mutlak 4,75. Jauh lebih
redup daripada Betelgeuse yang
memiliki magnitudo semu 0,58 tetapi
memiliki magnitudo mutlak -6,05
(135.000 kali lebih terang dari
Matahari).
Magnitudo adalah tingkat
kecemerlangan suatu bintang. Skala
magnitudo berbanding terbalik dengan
kecemerlangan bintang, artinya makin
terang suatu bintang makin kecil skala
magnitudonya. Pada zaman dulu,
bintang yang paling terang diberikan
magnitudo 1 dan yang cahayanya
paling lemah yang masih dapat dilihat
oleh mata diberi magnitudo 6. Sekarang
diberikan ketentuan bintang dengan
beda magnitudo satu memiliki beda
kecerlangan 2,512 kali (selisih lima
magnitudo berarti perbedaan
kecerlangan seratus kali), jadi jika
bintang A memiliki magnitudo 1 dan
bintang B memiliki magnitudo 3 berarti
bintang A 6,25 kali tampak lebih terang
dari bintang B. Perbandingan
magnitudo semu bintang dapat
menggunakan rumus Pogson berikut:
Pengukuran magnitudo berdasarkan
keadaan yang tampak dari Bumi seperti
di atas disebut magnitudo semu, m .
Magnitudo mutlak (M ) adalah
perbandingan nilai terang bintang
yang sesungguhnya. Seperti yang Anda
ketahui, jarak antara bintang yang satu
dan bintang yang lain dengan Bumi
tidaklah sama. Akibatnya, bintang
terang sekalipun akan nampak redup
bila jaraknya sangat jauh. Oleh karena
itu, dibuatlah perhitungan magnitudo
mutlak, yaitu tingkat kecerlangan
bintang apabila bintang itu diletakkan
hingga berjarak 10 parsec dari Bumi.
Dengan mengingat persamaan radiasi E
= L /4 πr 2 , dengan E energi radiasi, L
luminositas (daya) dan r jarak, maka
perhitungan jarak bintang, magnitudo
semu dan magnitudo mutlak (absolut)
adalah:
Perlu diingat jarak dalam persamaan
modulus di atas (d ) harus dinyatakan
dalam satuan parsec. Satu parsec ialah
jarak suatu bintang yang mempunyai
sudut paralaks satu detik busur, yang
sebanding dengan 3,26 tahun cahaya
(ly) atau 206265 satuan astronomi (AU).
Jika yang ditanyakan ialah jarak, maka
rumus diatas dapat dibalik menjadi:
Jika magnitudo absolut dan magnitudo
semunya diketahui, jaraknya dapat
dihitung. Kuantitas m – M dikenal
sebagai modulus jarak. Adapun
hubungan antara magnitudo mutlak
dan luminositas (daya) bintang, L dapat
diterapkan berdasarkan rumus Pogson.
Misalkan magnitudo semu matahari
tampak dari Bumi, m = -26,83, maka
magnitudo mutlak matahari, M ialah:
M = m + 5 - 5 log d .
mengingat jarak Bumi-Matahari= 1 AU
= 1/206265 parsec,
maka M = -26,83 + 5 - 5 log (1/206265)
M = 4,74