Untuk menjelajah sifat dari sebuah gas, perlu untuk mengamati gas tersebut dalam penjejak yang sesuai dengan ionisasi dan keadaan eksitasinya. Hidrogen yang netral akan memiliki elektron yang berada dalam kondisi dasar dan karenanya tidak memiliki garis emisi, seperti dari deret Lyman, Balmer, Paschen dll yang akan terlihat karena sedikit elektron yang ada dalam kondisi eksitasi. Karenanya, untuk mendapatkan informasi dari HI seperti selubung dalam gambar berikut, kita memerlukan beberapa penjelajahan pada keadaan dasar itu sendiri. Hal ini disediakan oleh garis lambda 21 cm. Kemungkinan lain adalah jika sebuah sinyal latar belakang mengeksitasi elektron dari keadaan dasar ke atas. Pemompaan ke atas akan menghasilkan garis penyerapan karena foton latar belakang yang secara normal melewati gas dipisahkan dari garis pandang.
Gambar 1. Sebuah selubung gas yang mengembang dengan massa 180 ribu massa matahari dalam daerah luar berkepadatan rendah di Galaksi Bima Sakti (jarak dari pusat Galaktik = 23,6 kiloparsek), diamati dalam garis lambda 21 cm dari hidrogen netral (hijau), 74 cm (merah), 60 mikron (Turquoise) dan 25 mikron (biru). Selubung ini dipercaya mewakili HI medium antar bintang yang telah didorong keluar setelah ledakan supernova sekitar 4.3 miliar tahun lalu dan setelah emisi dari supernova itu sendiri telah memudar dari pandangan. Radius selubung adalah 180 parsek, kecepatan pengembangan 11,8 km per detik, dan suhunya 230 Kelvin. Disusun oleh Canadian Galactic Plane Survey oleh Jayanne English didukung oleh A.R. Taylor.
Hidrogen terionisasi ada kapanpun ada sumber radiasi atau tumbukan yang cukup ber energi untuk mendorong elektron dari atom H. Contoh daerah HII seperti yang ditunjukkan dalam gambar 2 dan 3 dimana sebuah atau beberapa bintang panas memberikan medan radiasi, atau nebula planeter, seperti dalam gambar 4, dimana medan radiasi dipasok oleh bintang katai putih di tengah. Ada beberapa cara menjelajah gas terionisasi. Salah satunya dengan mengamati emisi yang terjadi saat elektron bebas dalam nebula ini dipercepat dekat inti yang bermuatan positif. Hasil lain dari elektron yang merekombinasi dengan inti. Elektron selalu memiliki kemungkinan berekombinasi dengan inti bermuatan positif, sehingga ionisasi dan rekombinasi berkelanjutan terjadi dalam kondisi dasar dalam gas terionisasi. Ini berarti kalau garis emisi hidrogen seperti garis deret Lyman dan Balmer dapat diamati sebagai cascade elektron turun pada beragam tingkat energi, memancarkan foton dalam prosesnya. Bahkan kalau gas ini sangat terionisasi, transisi antara keadaan ikatan dalam atom (berarti atom menjadi netral sementara) dapat diamati. Garis emisi demikian disebut garis rekombinasi. Kapanpun garis emisi demikian terlihat, gas asal garis ini pasti terionisasi.
Gambar 2 Nebula Laguna
Gambar 3 Daerah HII, IC 5146, pada jarak 0.96 Kiloparsek
Gambar 4 Nebula Planeter NGC 6751 dan NGC 6543
Gas yang sebagian terionisasi juga hadir dalam sejumlah kondisi astrofisika seperti atmosfer atau interior bintang, atau daerah antar bintang difus yang lebih jauh dari sumber radiasi pengionisasi daripada daerah HII yang dekat. Gas demikian juga dapat dideteksi lewat garis emisinya, tergantung pada derajat ionisasi dan jumlah partikel yang ada. Untuk atmosfer bintang, sebuah penting penjelajahan kondisi disediakan oleh garis penyerapan. Garis penyerapan terbentuk saat suhu permukaan bintang latar belakang lebih panas daripada atmosfer bintang transparan sebagian yang mengelilinginnya. Radiasi latar belakang mengeksitasi atom atmosfer dan garis penyerapan terlihat. Secara sejarah, garis penyerapan hidrogen yang paling penting adalah deret Balmer karena ia muncul dalam bagian optik spektrum. Walau begitu, mengamati sebuah garis penyerapan Balmer mensyaratkan kalau ada jumlah atom hidrogen yang cukup dimana elektron berada dalam tingkat energi n=2. Sebagaimana kita tahu, beberapa partikel berada dalam tingkat demikian, namun sebagian kecil dapat menghasilkan garis yang teramati. Dengan mempertimbangkan persamaan Boltzmann dan Saha sekaligus, dapat ditunjukkan kalau pecahan tersebut, N2/Ntot, mencapai maksimum pada suhu sekitar 10 ribu Kelvin. Lihat gambar 5.
Gambar 5. Pecahan atom hidrogen yang berada dalam kondisi eksitasi pertama, N2, dibandingkan dengan jumlah total atom hidrogen NHI + NHII. Kepadatan elektron yang diadopsi pada semua suhu telah dianggap tetap pada ne = 10 triliun per cm kubik (pada kenyataannya, ini akan beraneka tergantung suhu). Distribusi ini menunjukkan bagaimana kekuatan garis penyerapan Balmer beragam dengan suhu permukaan bintang. Catat bahwa pecahan ini masih cukup rendah, bahkan di puncaknya.
Pada suhu rendah, jumlah partikel dengan elektron dalam n = 2 tidak cukup, dan pada suhu tinggi, sebagian besar partikel telah terionisasi. Karenanya, kekuatan garis penyerapan Balmer yang terlihat di bintang mencapai maksimum pada sekitar 10 ribu Kelvin. Kekuatan garis penyerapan ini dan lainnya dalam atmosfer bintang membangun landasan sistem klasifikasi bintang yang digunakan sekarang. Spektra sampel, menunjukkan bagaimana beragam garis penyerapan berubah dengan tipe spektral, ditunjukkan dalam gambar 6.
Gambar 6. Plot ini menunjukkan perbandingan spektra berbagai tipe bintang dari kelas luminositas V
Karena bintang-bintang berada pada 10 ribu Kelvin untuk tipe spektral A0V, tipe ini adalah tipe dimana garis Balmer paling kuat teramat.
http://www.faktailmiah.com/2010/08/18/menjelajahi-gas-di-langit.html
Salam my blog
No comments:
Post a Comment