Sistem Magnitudo Bintang

Ketika kita melihat langit malam, akan kita dapati bermacam benda langit yang terangnya berbeda-beda. Bagaimana caranya semoga kita sanggup mengetahui perbandingan jelas antara objek yang satu dengan yang lain? Di astronomi, kecerlangan benda langit dinyatakan dengan skala magnitudo. Dengan sistem ini juga, kita sanggup 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 alasannya yaitu tidak ada polusi cahaya. Ketika cuaca cerah, orang sanggup 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 memilih kecerlangan bintang dimulai dari kondisi menyerupai itu. Banyak yang bisa dilakukan dengan langit pada dikala itu.

Sekitar tahun 150 SM, seorang astronom Yunani berjulukan Hipparchus menciptakan sistem penjabaran kecerlangan bintang yang pertama. 



Saat itu, ia mengelompokkan kecerlangan bintang menjadi enam kategori dalam bentuk yang kurang lebih menyerupai ini: paling terang, terang, tidak begitu terang, tidak begitu redup, redup dan paling redup. Hal tersebut dilakukannya dengan menciptakan katalog bintang yang pertama. Sistem tersebut lalu berkembang dengan penambahan angka sebagai penentu kecerlangan. Yang paling jelas mempunyai nilai 1, berikutnya 2, 3, sampai yang paling redup bernilai 6. Klasifikasi inilah yang lalu dikenal sebagai sistem magnitudo. Skala dalam sistem magnitudo ini terbalik semenjak pertama kali dibuat. Semakin jelas sebuah bintang, magnitudonya semakin kecil. Dan sebaliknya semakin redup bintang, magnitudonya semakin besar.

Sistem tersebut lalu semakin berkembang sehabis Galileo dengan teleskopnya menemukan bahwa ternyata terdapat lebih banyak bintang lagi yang lebih redup daripada yang bermagnitudo 6. Skalanya pun berubah sampai muncul magnitudo 7, 8 dan seterusnya. Namun evaluasi kecerlangan bintang ini belumlah dilakukan secara kuantitatif. Semuanya hanya menurut evaluasi visual dengan mata telanjang saja.

Pada tahun 1856 berkembanglah perhitungan matematis untuk sistem magnitudo. Norman Robert Pogson, seorang astronom Inggris, memperlihatkan rumusan berbentuk logaritmis yang masih dipakai sampai kini dengan hukum menyerupai berikut. Secara umum, perbedaan sebesar 5 magnitudo memperlihatkan perbandingan kecerlangan sebesar 100 kali. Jadi, bintang dengan magnitudo 1 lebih jelas 100 kali daripada bintang dengan magnitudo 6, dan lebih jelas 10000 kali daripada bintang bermagnitudo 11, begitu seterusnya. Dengan rumusan Pogson ini, perhitungan magnitudo bintang pun menjadi lebih teliti dan lebih sanggup dipercaya.

Seiring dengan semakin majunya teknologi teleskop, magnitudo untuk bintang paling redup yang sanggup kita amati semakin besar. Contohnya, Hubble Space Telescope mempunyai kemampuan untuk mengamati objek dengan magnitudo 31. Tetapi walaupun bukan lagi nilai terbesar, magnitudo 6 tetap menjadi nilai penting sampai kini alasannya yaitu inilah batas magnitudo bintang yang paling redup yang sanggup diamati dengan mata telanjang. Tentunya dengan syarat langit, lingkungan, dan mata yang masih bagus.

Sama menyerupai perkembangan yang terjadi pada magnitudo besar, magnitudo kecil juga mengalami perluasan seiring dengan semakin majunya teknologi detektor. Dalam kelompok magnitudo 1 lalu diketahui terdapat beberapa bintang tampak lebih jelas dari yang lainnya sehingga muncullah magnitudo 0. Bahkan magnitudo negatif juga diharapkan untuk objek langit yang lebih jelas lagi. Kini diketahui bahwa bintang paling jelas di langit malam yaitu Sirius, dengan magnitudo -1,47. Magnitudo Venus sanggup mencapai -4,89, Bulan purnama -12,92, dan magnitudo Matahari mencapai -26,74.

Magnitudo yang kita bicarakan di atas disebut juga dengan magnitudo semu, alasannya yaitu memperlihatkan kecerlangan bintang yang dilihat dari Bumi, tidak peduli seberapa jauh jaraknya. Jadi, sebuah bintang bisa terlihat jelas alasannya yaitu jaraknya akrab atau jaraknya jauh tapi berukuran besar. Sebaliknya, sebuah bintang bisa terlihat redup alasannya yaitu jaraknya jauh atau jaraknya akrab tapi berukuran kecil. Sistem ini menciptakan kecerlangan bintang yang kita lihat bukan kecerlangan bintang yang sesungguhnya. Untuk mengoreksinya, faktor jarak itu harus dihilangkan. Maka muncullah sistem magnitudo mutlak.

Magnitudo mutlak yaitu magnitudo bintang jikalau bintang tersebut berada pada jarak 10 parsek. Nilainya sanggup 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 mempunyai magnitudo semu -26,74, hanya mempunyai magnitudo mutlak 4,75. Jauh lebih redup daripada Betelgeuse yang mempunyai magnitudo semu 0,58 tetapi mempunyai magnitudo mutlak -6,05 (135.000 kali lebih jelas dari Matahari).

Magnitudo yaitu tingkat kecemerlangan suatu bintang. Skala magnitudo berbanding terbalik dengan kecemerlangan bintang, artinya makin jelas suatu bintang makin kecil skala magnitudonya. Pada zaman dulu, bintang yang paling jelas diberikan magnitudo 1 dan yang cahayanya paling lemah yang masih sanggup dilihat oleh mata diberi magnitudo 6. Sekarang diberikan ketentuan bintang dengan beda magnitudo satu mempunyai beda kecerlangan 2,512 kali (selisih lima magnitudo berarti perbedaan kecerlangan seratus kali), jadi jikalau bintang A mempunyai magnitudo 1 dan bintang B mempunyai magnitudo 3 berarti bintang A 6,25 kali tampak lebih jelas dari bintang B. Perbandingan magnitudo semu bintang sanggup memakai rumus Pogson  berikut: 

Pengukuran magnitudo menurut keadaan yang tampak dari Bumi menyerupai di atas disebut magnitudo semu, m. Magnitudo mutlak (M) yaitu perbandingan nilai jelas bintang yang sesungguhnya. Seperti yang Anda ketahui, jarak antara bintang yang satu dan bintang yang lain dengan Bumi tidaklah sama. Akibatnya, bintang jelas sekalipun akan nampak redup bila jaraknya sangat jauh. Oleh alasannya yaitu itu, dibuatlah perhitungan magnitudo mutlak, yaitu tingkat kecerlangan bintang apabila bintang  itu diletakkan sampai berjarak 10 parsec dari Bumi. Dengan mengingat persamaan radiasi E = L /4πr², 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 sanggup dibalik menjadi:

Jika magnitudo adikara dan magnitudo semunya diketahui, jaraknya sanggup dihitung. Kuantitas m – M dikenal sebagai modulus jarak. Adapun relasi antara magnitudo mutlak dan luminositas (daya) bintang, L sanggup diterapkan menurut 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,

makaM = -26,83 + 5 - 5 log (1/206265)

M = 4,74

sumber :
               http://id.wikipedia.org/wiki/Magnitudo_semu