|
'''Luminositas''' atau '''Kilauan''' adalah istilah yang digunakan dalam ilmu [[Fisika]] dan turunannya.
[[Berkas:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|jmpl|Matahari memiliki luminositas {{val|3.83|e=26|u=[[Watt]]}}. Dalam astronomi, jumlah ini sama dengan satu [[luminositas matahari]], diwakili oleh simbol ''L''<sub>⊙</sub>. Bintang dengan empat kali kekuatan radiasi matahari memiliki luminositas {{val|4|u=''L''<sub>⊙</sub>}} .]]
'''Luminositas''' adalah ukuran absolut dari daya [[Radiasi elektromagnetik|elektromagnetik]] yang dipancarkan (cahaya), [[Daya radiasi|kekuatan radiasi]] yang dipancarkan oleh objek pemancar cahaya. <ref>{{Cite news|url=https://www.britannica.com/science/luminosity|title=Luminosity {{!}} astronomy|work=Encyclopedia Britannica|access-date=2018-06-24|language=en}}</ref> <ref>{{Cite web}}</ref>
== Dalam Astronomi ==
Dalam [[astronomi]], luminositas adalah jumlah total [[energi]] elektromagnetik yang dipancarkan per unit [[waktu]] oleh [[bintang]], [[galaksi]], atau [[Benda langit|objek astronomi]] lainnya. <ref name="Hopkins1980">{{Cite book|last=Hopkins|first=Jeanne|title=Glossary of Astronomy and Astrophysics|edition=2nd|publisher=[[The University of Chicago Press]]|date=1980|isbn=978-0-226-35171-1}}</ref> <ref>{{Cite book|last=Morison|first=Ian|title=Introduction to Astronomy and Cosmology|date=2013|publisher=Wiley|isbn=9781118681527|url=https://books.google.com/books?id=Fh_yo8Jv7t8C&pg=PT193#v=onepage&q&f=false|access-date=30 June 2019}}</ref>
Di dalam [[astronomi]] luminositas berarti jumlah [[energi]] yang dipancarkan sebuah benda ke segala arah per satuan [[waktu]]. Luminositas dinyatakan dalam [[watt]] atau [[erg]] per [[detik]] dalam satuan internasional ([[SI]]).
== Dalam Teori Sebaran dan Fisika Akselerator ==
Dalam [[Sistem Satuan Internasional|satuan SI]], luminositas diukur dalam [[joule]] per detik, atau [[watt]]. Dalam astronomi, nilai luminositas sering diberikan dalam istilah [[Luminositas matahari|luminositas]] [[Matahari]], L<sub>⊙</sub>. Luminositas juga dapat diberikan dalam hal sistem [[magnitudo]] astronomi: [[Magnitudo mutlak|besaran bolometrik absolut]] (M<sub>bol</sub>) suatu objek adalah ukuran logaritmik dari laju emisi energi totalnya, sedangkan [[Magnitudo mutlak|magnitudo absolut]] adalah ukuran logaritmik dari luminositas dalam beberapa rentang [[panjang gelombang]] tertentu atau [[Passband|filter band]].
Sebaliknya, istilah ''kecerahan'' dalam astronomi umumnya digunakan untuk merujuk pada kecerahan suatu objek: yaitu, seberapa terang suatu benda tampak oleh pengamat. Kecerahan tampak tergantung pada luminositas objek dan jarak antara objek dan pengamat, dan juga pada setiap [[Kepunahan (astronomi)|penyerapan]] cahaya di sepanjang jalan dari objek ke pengamat. [[Magnitudo semu]] adalah ukuran logaritmik dari kecerahan yang tampak. Jarak yang ditentukan oleh ukuran luminositas dapat agak ambigu, dan karenanya kadang-kadang disebut [[jarak luminositas]].
== Pengukuran ==
Ketika tidak memenuhi syarat, istilah "luminositas" berarti luminositas bolometrik, yang diukur dalam [[Sistem Satuan Internasional|satuan SI]], [[watt]], atau dalam hal [[Luminositas matahari|luminositas surya]] ({{Solar luminosity}}). [[Bolometer]] adalah instrumen yang digunakan untuk mengukur [[energi radiasi]] pada pita lebar dengan [[Penyerapan (radiasi elektromagnetik)|penyerapan]] dan pengukuran pemanasan. Sebuah bintang juga memancarkan [[neutrino]], yang membawa sebagian energi (sekitar 2% dalam kasus Matahari kita), berkontribusi terhadap total luminositas bintang. <ref name="BAHCALL1">{{Cite web}}</ref> IAU telah menetapkan luminositas matahari nominal {{val|3.828|e=26|u=W}} untuk mempromosikan publikasi nilai yang konsisten dan sebanding dalam satuan luminositas surya. <ref name="iau">{{Cite arXiv|title=IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties|last=Mamajek|first=E. E.}}</ref>
Walaupun bolometer memang ada, mereka tidak dapat digunakan untuk mengukur bahkan kecerahan bintang yang tampak jelas karena mereka tidak cukup sensitif di seluruh spektrum elektromagnetik dan karena kebanyakan panjang gelombang tidak mencapai permukaan bumi. Dalam praktiknya, besaran bolometrik diukur dengan melakukan pengukuran pada panjang gelombang tertentu dan membangun model spektrum total yang paling mungkin cocok dengan pengukuran tersebut. Dalam beberapa kasus, proses estimasi ekstrem, dengan luminositas dihitung ketika kurang dari 1% dari output energi diamati, misalnya dengan bintang [[Bintang Wolf-Rayet|Wolf-Rayet]] panas yang diamati hanya dalam infra merah. Luminositas Bolometrik juga dapat dihitung menggunakan [[Koreksi Bolometrik|koreksi bolometrik]] menjadi luminositas pada passband tertentu. <ref name="nieva">{{Cite journal|last=Nieva|first=M.-F|year=2013|title=Temperature, gravity, and bolometric correction scales for non-supergiant OB stars|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=550|pages=A26|arxiv=1212.0928|bibcode=2013A&A...550A..26N|doi=10.1051/0004-6361/201219677}}</ref> <ref name="buzzoni">{{Cite journal|last=Buzzoni|first=A|last2=Patelli|first2=L|last3=Bellazzini|first3=M|last4=Pecci|first4=F. Fusi|last5=Oliva|first5=E|year=2010|title=Bolometric correction and spectral energy distribution of cool stars in Galactic clusters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=403|issue=3|pages=1592|arxiv=1002.1972|bibcode=2010MNRAS.403.1592B|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x}}</ref>
Istilah luminositas juga digunakan dalam kaitannya dengan [[passband]] tertentu seperti luminositas visual luminositas [[K band (inframerah)|K-band]]. <ref>{{Cite web}}</ref> Ini umumnya bukan luminositas dalam arti ketat dari ukuran absolut daya terpancar, tetapi besaran absolut ditentukan untuk filter yang diberikan dalam [[sistem fotometrik]] . Ada beberapa sistem fotometrik yang berbeda. Beberapa seperti sistem UBV atau [[Sistem fotometri UBV|Johnson]] didefinisikan terhadap bintang standar fotometrik, sementara yang lain seperti [[Besarnya AB|sistem AB]] didefinisikan dalam hal [[kerapatan fluks spektral]]. <ref name="delfosse">{{Cite journal|last=Delfosse|first=X|last2=Forveille|first2=T|last3=Ségransan|first3=D|last4=Beuzit|first4=J.-L|last5=Udry|first5=S|last6=Perrier|first6=C|last7=Mayor|first7=M|year=2000|title=Accurate masses of very low mass stars. IV. Improved mass-luminosity relations|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=364|pages=217|arxiv=astro-ph/0010586|bibcode=2000A&A...364..217D}}</ref>
== Luminositas Stellar ==
[[Berkas:Hertzsprung-Russel StarData.png|jmpl|270x270px|[[Diagram Hertzsprung-Russell|Diagram Hertzsprung – Russell]] mengidentifikasi luminositas bintang sebagai fungsi temperatur bagi banyak bintang di lingkungan tata surya kita.]]
Luminositas bintang dapat ditentukan dari dua karakteristik bintang: ukuran dan [[suhu efektif]]. <ref name="AUSTRALIA2004">{{Cite web}}</ref> Yang pertama biasanya diwakili dalam hal [[jari-jari]] matahari, R<sub>⊙</sub>, sedangkan yang kedua diwakili dalam [[kelvin]], tetapi dalam kebanyakan kasus tidak ada yang dapat diukur secara langsung. Untuk menentukan jari-jari bintang, diperlukan dua metrik lainnya: [[Diameter sudut|diameter sudut bintang]] dan jaraknya dari Bumi. Keduanya dapat diukur dengan sangat akurat dalam kasus-kasus tertentu, dengan supergiant dingin sering memiliki diameter sudut besar, dan beberapa bintang berevolusi dingin memiliki [[Maser astrofisika|maser]] di atmosfer mereka yang dapat digunakan untuk mengukur paralaks menggunakan [[Very-long-baseline interferometry|VLBI]] . Namun, untuk sebagian besar bintang, diameter sudut atau paralaks, atau keduanya, jauh di bawah kemampuan kita untuk mengukur dengan pasti. Karena suhu efektif hanyalah angka yang mewakili suhu benda hitam yang akan mereproduksi luminositas, maka jelas tidak dapat diukur secara langsung, tetapi dapat diperkirakan dari spektrum.
Cara alternatif untuk mengukur luminositas bintang adalah dengan mengukur kecerahan dan jarak bintang yang tampak. Komponen ketiga yang diperlukan untuk menurunkan luminositas adalah tingkat [[Kepunahan (astronomi)|kepunahan antarbintang]] yang ada, suatu kondisi yang biasanya muncul karena gas dan debu yang ada di [[medium antarbintang]] (ISM), [[Atmosfer Bumi|atmosfer bumi]], dan [[Debu berbentuk lingkaran|materi bintang]] . Akibatnya, salah satu tantangan utama astronomi dalam menentukan luminositas bintang adalah mendapatkan pengukuran yang akurat untuk masing-masing komponen ini, yang tanpanya figur luminositas akurat tetap sulit dipahami. <ref name="KARTTUNEN1">{{Cite book|last=Karttunen|first=Hannu|title=Fundamental Astronomy|publisher=[[Springer-Verlag]]|date=2003|page=289|url=https://books.google.com/books?id=OEhHqwW-kgQC|dead-url=no|isbn=978-3-540-00179-9}}</ref> Kepunahan hanya dapat diukur secara langsung jika luminositas aktual dan teramati keduanya diketahui, tetapi dapat diperkirakan dari warna yang diamati dari sebuah bintang, menggunakan model tingkat kemerahan yang diharapkan dari medium antarbintang.
Dalam sistem [[klasifikasi bintang]] saat ini, bintang dikelompokkan berdasarkan suhu, dengan bintang [[Bintang urutan utama tipe-O|Kelas O]] yang sangat besar, sangat muda, dan energik yang memiliki suhu lebih dari 30.000 [[Kelvin|K]] sementara bintang [[Klasifikasi bintang|Kelas M]] yang kurang besar, biasanya lebih tua menunjukkan suhu kurang dari 3.500 K. Karena luminositas sebanding dengan suhu pada kekuatan keempat, variasi besar dalam suhu bintang menghasilkan variasi yang lebih luas dalam luminositas bintang. <ref name="LEDREW1">{{Cite journal|last=Ledrew, Glenn|date=February 2001|title=The Real Starry Sky|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?2001JRASC..95...32L&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=95|pages=32–33|bibcode=2001JRASC..95...32L|access-date=2 July 2012}}</ref> Karena luminositas bergantung pada daya tinggi dari massa bintang, bintang bercahaya massa tinggi memiliki masa hidup yang jauh lebih pendek. Bintang-bintang yang paling bersinar selalu bintang-bintang muda, tidak lebih dari beberapa juta tahun untuk yang paling ekstrem. Dalam [[diagram Hertzsprung-Russell]], sumbu x mewakili suhu atau tipe spektral sedangkan sumbu y mewakili luminositas atau besarnya. Sebagian besar bintang ditemukan di sepanjang [[Deret utama|urutan utama]] dengan bintang-bintang Kelas O biru yang ditemukan di kiri atas grafik sementara bintang-bintang Kelas M merah jatuh ke kanan bawah. Bintang-bintang tertentu seperti [[Alpha Cygni|Deneb]] dan [[Betelgeuse]] ditemukan di atas dan di sebelah kanan barisan utama, lebih bercahaya atau lebih dingin daripada padanannya pada barisan utama. Peningkatan luminositas pada suhu yang sama, atau suhu yang lebih dingin pada luminositas yang sama, menunjukkan bahwa bintang-bintang ini lebih besar daripada bintang-bintang pada urutan utama dan mereka disebut raksasa atau Super Raksasa.
Supergiant biru dan putih adalah bintang luminositas tinggi yang agak lebih dingin daripada bintang urutan utama yang paling bercahaya. Bintang seperti [[Alpha Cygni|Deneb]], misalnya, memiliki luminositas sekitar 200.000 L <sub>⊙</sub>, tipe spektral A2, dan suhu efektif sekitar 8.500 K, artinya memiliki radius sekitar 203 R<sub>⊙</sub>. Sebagai perbandingan, [[Betelgeuse]] supergiant merah memiliki luminositas sekitar 100.000 L <sub>⊙</sub>, tipe spektral M2, dan suhu sekitar 3.500 K, artinya jari-jarinya sekitar 1.000 R<sub>⊙</sub>. Super Raksasa merah adalah jenis bintang terbesar, tetapi yang paling bercahaya jauh lebih kecil dan lebih panas, dengan suhu hingga 50.000 K dan lebih dan luminositas beberapa juta L<sub>⊙</sub>, yang berarti jari-jarinya hanya beberapa puluh R<sub>⊙</sub>. Misalnya, [[R136a1]] memiliki suhu lebih dari 50.000 K dan luminositas lebih dari 8.000.000 L<sub>⊙</sub> (sebagian besar dalam UV), hanya 35 R<sub>⊙.</sub>
== Luminositas Radio ==
Luminositas [[Sumber radio astronomi|sumber radio]] diukur dalam {{Math|W Hz<sup>−1</sup>}}, untuk menghindari keharusan menentukan [[Lebar pita|bandwidth]] yang diukur. Kekuatan yang diamati, atau [[Fluks|densitas fluks]], dari sumber radio diukur dalam [[Jansky]] di mana {{Math|1 Jy {{=}} 10<sup>−26</sup> W m<sup>−2</sup> Hz<sup>−1</sup>}}.
Misalnya, pertimbangkan pemancar 10W pada jarak 1 juta meter, yang memancarkan bandwidth 1 MHz. Pada saat kekuatan telah mencapai pengamat, kekuatan tersebar di atas permukaan bola dengan luas {{Math|4{{pi}}''r''<sup>2</sup>}} atau sekitar {{Math|1.26×10<sup>13</sup> m<sup>2</sup>}}, sehingga kepadatan fluksnya adalah {{Math|10 / 10<sup>6</sup> / 1.26×10<sup>13</sup> W m<sup>−2</sup> Hz<sup>−1</sup> {{=}} 10<sup>8</sup> Jy}}.
Secara lebih umum, untuk sumber pada jarak kosmologis, [[Koreksi-K|koreksi k]] harus dilakukan untuk indeks spektral α dari sumber, dan koreksi relativistik harus dibuat untuk fakta bahwa skala frekuensi dalam [[Bingkai istirahat|kerangka istirahat yang]] dipancarkan berbeda dari yang di [[bingkai istirahat]] pengamat. Jadi ekspresi penuh untuk luminositas radio, dengan asumsi emisi [[isotropi]]k, adalah
:<math>L_{\nu} = \frac{S_{\mathrm{obs}} 4 \pi {D_{L}}^{2}}{(1+z)^{1+\alpha}}</math>
di mana ''L<sub>ν</sub>'' adalah luminositas dalam {{Math|W Hz<sup>−1</sup>}}, ''S'' <sub>obs</sub> adalah [[Fluks|kerapatan fluks]] teramati dalam {{Math|W m<sup>−2</sup> Hz<sup>−1</sup>}}, ''D <sub>L</sub>'' adalah [[jarak luminositas]] dalam meter, ''z'' adalah pergeseran merah, ''α'' adalah pergeseran merah, ''α'' adalah [[indeks spektral]].
Misalnya, pertimbangkan sinyal 1 Jy dari sumber radio pada [[pergeseran merah]] 1, pada frekuensi 1,4 GHz. [[Jarak luminositas]] untuk pergeseran merah 1 menjadi 6701 Mpc = 2 × 10 <sup>26</sup> m memberikan luminositas radio {{Math|10<sup>−26</sup> × 4{{pi}}(2×10<sup>26</sup>)<sup>2</sup> / (1+1)<sup>(1+2)</sup> {{=}} 6×10<sup>26</sup> W Hz<sup>−1</sup>}} .
Untuk menghitung total daya radio, luminositas ini harus diintegrasikan dengan bandwidth emisi. Asumsi umum adalah mengatur bandwidth ke frekuensi pengamatan, yang secara efektif mengasumsikan daya yang dipancarkan memiliki intensitas seragam dari frekuensi nol hingga frekuensi pengamatan. Dalam kasus di atas, daya total adalah {{Math|4×10<sup>27</sup> × 1.4×10<sup>9</sup> {{=}} 5.7×10<sup>36</sup> W}}. Hal ini kadang-kadang dinyatakan dalam total (yaitu terintegrasi pada semua panjang gelombang) luminositas [[Matahari]] yaitu {{Math|3.86×10<sup>26</sup> W}}, memberikan kekuatan radio {{Math|1.5×10<sup>10</sup> L<sub>⊙</sub>}}.
== Referensi ==
{{Reflist}}
== Bacaan Lainnya ==
* {{cite book|last=Böhm-Vitense|first=Erika|title=Introduction to Stellar Astrophysics: Volume 1, Basic Stellar Observations and Data|chapterurl=https://books.google.com/books?id=JWrtilsCycQC&pg=PA41|year=1989|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=978-0-521-34869-0|pages=41–48|chapter=Chapter 6. The luminosities of the stars}}
{{astronomi-stub}}
| 