Mengapa langit berwarna biru?

Rabu, 18 Agustus 2010 - Penjelasannya ternyata baru terjawab sekitar satu setengah abad lalu. Kenapa langit berwarna biru?

---

Contoh penghamburan Rayleigh yang paling terkenal adalah atmosfer Bumi yang memberi warna biru di langit. Adalah Leonardo da Vinci yang sekitar tahun 1500an, menduga pertama kali alasan mengapa langit berwarna biru, khususnya dalam pengamatannya kalau asap kayu terlihat biru saat diamati pada latar belakang hitam (Jackson, 1998). Efek ini akhirnya dijelaskan secara kuantitatif tahun 1899 oleh Lord Rayleigh yang namanya diambil untuk menjelaskan fenomena ini.

Penghamburan Rayleigh terjadi saat sinyal yang datang memiliki panjang gelombang, ?, yang jauh lebih besar dari panjang gelombang resonansi dari elektron yang terikat dalam sebuah atom atau molekul. Untuk sinar optik yang menimpa partikel dengan transisi ultraviolet, ini juga berarti kalau  ? jauh lebih besar dari ukuran partikel yang menghambur. Karena ketergantungan yang kuat dari penampang lintang hamburan pada panjang gelombang. Panjang gelombang yang lebih pendek, yaitu cahaya biru (cahaya ungu lebih terhamburkan lagi, tapi mata kita lebih sensitif pada biru daripada ungu), akan lebih mudah menghambur daripada panjang gelombang panjang (merah). Cahaya biru memiliki panjang gelombang ? mendekati 470 nanometer dan, karena molekul yang paling berlimpah di atmosfer, yaitu nitrogen dan oksigen, berukuran sekitar 0.3 nanometer, penghamburan atmosfer jelas tergolong penghamburan Rayleigh. Partikel debu yang kecil juga berperan, namun penghamburan dominan disebabkan oleh molekul dan langit akan tetap terlihat biru bahkan tanpa adanya debu.

Untuk geometri seperti dalam gambar  1 berikut, cahaya biru lebih mungkin menghambur kedalam garis pandangan pengamat daripada cahaya merah. Akibatnya, matahari yang kuning menghasilkan langityang biru bagi pengamat di bumi. Walau tidak terlalu jelas, langit malam juga berwarna biru. Walau lemahnya cahaya di langit malam membuatnya mustahil dikenali oleh mata, exposure dalam waktu lama dapat mengungkapkan warnanya. Lihat gambar 2.

Gambar 1. Saat pengamat berada dalam medium penghambur yang acak, cahaya dapat masuk ke matanya dari semua arah bahkan walaupun sumber asli cahaya hanya berasal dari satu arah saja

Gambar 2. Sebuah potret exposure waktu selama 69 detik mengungkapkan warna biru pada langit malam.

Bila tidak ada atmosfer, langit siang akan berwarna hitam, kecuali di tempat adanya matahari itu sendiri. Fakta kalau atmosfer di hari yang cerah bersifat transparan bermakna bahwa sebagian besar foton bergerak menembusnya tidak dihalangi dan hanya sedikit yang mengalami hamburan. Inilah mengapa, pada hari yang cerah, kecemerlangan matahari jauh lebih besar daripada kecemerlangan langit yang biru.

Untuk geometri seperti pada gambar 3, cahaya biru lebih mungkin dihamburkan keluar dari garis pandang daripada warna merah. Karenanya, setiap benda pemancar cahaya di atas atmosfer bumi akan terlihat memerah dan juga memudar, karena penghamburan Rayleigh. Matahari menjadi lebih merah daripada warna aslinya bahkan saat ia masih tinggi. Bila garis pandang menembus atmosfer lebih panjang, seperti saat melihat matahari terbit atau tenggelam (lihat gambar 4), maka warna memerah lebihdiperkaya dan lebih jelas bagi mata (penghamburan dari debu, uap air dan molekul besar juga dapat berperan dalam pemerahan). Efek yang sama dapat diamati untuk benda lain seperti bulan, planet atau bintang. Walau begitu, foton yang terhambur secara individual sendiri memiliki panjang gelombang yang sama dengan foton yang datang, karenanya walaupun penghamburan Rayleigh tergantung panjang gelombang, ia masih merupakan bentuk penghamburan elastik.

Gambar 3. Contoh penghamburan acak

Gambar 4. Matahari terbit terlihat merah, sama seperti saat tenggelam

Penghamburan Rayleigh menghasilkan cahaya terpolar sama halnya dengan penghamburan Thompson (lihat gambar 5). Bahkan walau matahari memancarkan cahaya yan tidak terpolar, misalnya, cahayanya yang terhambur akan terpolarkan pada sudut pandang 90 derajat, sebagaimana kita buktikan dengan melihat ke dekat cakrawala dengan saringan polarisasi saat matahari ada di atas kepala. Seperti halnya hamburan Thompson, hamburan Rayleigh memberi cara melihat sumber dengan melihat pada ‘cerminannya’, walaupun dibebani oleh ketergantungan panjang gelombang   . Karenanya mungkin melihat spektrum matahari dengan mengarahkan spektrometer pada satu posisi di langit jauh dari posisi matahari itu sendiri. Garis Fraunhofer matahari (garis Fraunhofer matahari adalah garis penyerapan yang terbentuk dalam fotosfer matahari), misalnya, dapat dilihat dengan mudah lewat cara ini. Cahaya optik yang kabur dalam sebuah nebula refleksi (lihat gambar 6) juga akan terpolarisasi.

Gambar 5. Geometri proses polarisasi akibat hamburan Rayleigh atau Thompson

Gambar 6. Nebula refleksi di sekitar bintang terang, Merope, salah satu bintang di kluster bintang Pleiades.

Langit berwarna biru dapat dikontraskan dengan warna yang lebih abu-abu dari tetesan air di awan. Karena tetesan air tidaklah kecil dibanding panjang gelombang cahaya, penghamburan dari partikel ini bukanlah rezim hamburan Rayleigh. Ketergantungan panjang gelombang dari penghamburan partikel besar lebih datar daripada penghamburan Rayleigh, karenanya warna awan terlihat abu-abu.

Gambar 7. Awan berwarna abu-abu

 http://www.faktailmiah.com/2010/08/18/mengapa-langit-berwarna-biru.html

Salam my blog

Menjelajahi gas di langit

Rabu, 18 Agustus 2010 - Dasar-dasar astrofisika benda langit seperti nebula, galaksi dan bintang, dalam komponen gasnya

---

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