Garis Fraunhofer dalam Spektrum Matahari dan Komposisi Matahari .

Spektrum matahari menunjukkan garis Fraunhofer. Intensitas puncak berada di bagian kuning spektrum dekat dengan sepasang garis sodium D yang kuat di pusat spektrum.

Pada 1666, Isaac Newton, menggunakan prisma, menunjukkan bahwa sinar matahari terdiri dari semua warna spektrum dan pada tahun 1804, William Wollaston mengamati bahwa tampaknya ada beberapa celah dalam spektrum yang tampak seperti garis-garis gelap. Kemudian, pada tahun 1911, Joseph Fraunhofer memetakan banyak garis-garis ini dengan ketepatan yang masuk akal.

Mereka kemudian dikenal sebagai garis Fraunhofer (Gambar 2.4). Mereka mewakili panjang gelombang di mana ada pengurangan emisi matahari yang diamati dan dengan demikian disebut jalur penyerapan. Belakangan, Gustav Kirchoff dan Robert Bunsen menemukan bahwa panjang gelombang garis serapan yang terlihat di Matahari berhubungan dengan garis emisi yang diamati ketika atom-atom suatu unsur tertentu tereksitasi. Hal ini dapat dicapai dengan menaburkan senyawa dari unsur ke dalam api pembakar Bunsen, ketika, misalnya, garam memberi warna oranye karena sepasang garis emisi yang disebut garis natrium D.

 

Tak lama, garis Fraunhofer sesuai dengan semua elemen yang dikenal telah ditemukan dalam spektrum Sun kecuali untuk satu set garis. Disadari bahwa pasti ada unsur dalam atmosfer Matahari yang belum ditemukan di Bumi. Dengan demikian disebut helium setelah ‘Helios’ nama Yunani untuk Matahari.

Bagaimana garis-garis ini terbentuk? Fotosfer akan memancarkan spektrum yang terus menerus (hampir hitam). Foton kemudian akan melewati atmosfer atas Matahari, kromosfer, di mana atom dapat menyerap foton yang sesuai dengan transisi antara tingkat energi mereka. Jadi garis-garis, yang disebut garis serapan, akan sama panjang gelombang yang sama seperti garis emisi yang dapat kita amati di Bumi. Di sinilah banyak buku berhenti, tetapi tidak bisa sesederhana ini. Dalam waktu singkat semua atom akan berada di keadaan energi atas mereka dan penyerapan akan berhenti! Dalam situasi tunak, atom-atom pada akhirnya harus kembali ke keadaan semula dan dapat melakukannya dengan memancarkan gelombang yang sama seperti yang telah diserap - yang berarti bahwa tidak akan ada penyerapan bersih! Atom kemudian akan memancarkan dalam arah acak sehingga hanya sebagian kecil dari emisi yang dipancarkan kembali dari atom penglihatan akan datang ke arah kita. Namun, atom di seluruh wajah Matahari juga akan memancarkan foton mereka dalam arah acak. Emisi mereka terhadap kami sebagian akan menyeimbangkan emisi yang tidak kami terima dari atom-atom dalam pandangan kami. 

Ada mekanisme kedua, disebut de-eksitasi tumbukan, yang dapat mencegah re-emisi. Sebelum atom memiliki kesempatan untuk memancarkan foton, mereka dapat berinteraksi dengan atom lain di atmosfer dan energi eksitasi diubah menjadi energi kinetik atom, sehingga memanaskan atmosfer Matahari. Observasi garis-garis spektrum bintang dan galaksi memainkan peran penting dalam pemahaman kita tentang Galaxy dan Alam Semesta. 

Dari analisis spektrum matahari dimungkinkan untuk memperkirakan komposisi mayoritas bagian dalam Matahari sebagai lapisan luar yang 'dicampur' oleh arus konvektif seperti yang akan dijelaskan nanti. Komposisinya sekitar 71% dengan massa hidrogen (91,2% dalam jumlah atom), 27,1% massa helium (8,7% dalam jumlah atom), oksigen membentuk 0,97% (0,078% dalam jumlah atom), dan karbon 0,40% (0,043% dalam jumlah atom). Sisanya yang kecil kemudian terdiri dari semua atom lain yang terdeteksi dalam spektrum Matahari. Pada intinya akan ada lebih sedikit hidrogen dan lebih banyak helium karena proses fusi nuklir.

Referensi:

Morison Ian, 2008. Introduction to Astronomy and Cosmology.  John Wiley &Sons. University of Manchester, UK.

Share on FacebookPlus on Google+