i. pendahuluan - Portal Garuda

JMS Vol. 6 No. 2, hal. 67 – 89 Oktober 2001
Penentuan Parameter Fisik dan Geometrik Selubung Bintang Be di
Gugus NGC 663 Berdasarkan Polarisasi Intrinsiknya
D.N. Dawanas1), R. Hirata2), C. Kunjaya1), dan H.L. Malasan1)
1)
Jurusan Astronomi, FMIPA, Institut Teknologi Bandung, Bandung, Indonesia
2)
Department of Astronomy, Kyoto University, Kyoto, Japan
Diterima tanggal 11 Mei 2001, disetujui untuk dipublikasikan 18 Juni 2001
Abstrak
Enam bintang kelas B dan limabelas bintang kelas Be yang berada dalam gugus
NGC 663 telah diamati polarisasi liniernya. Dari hasil fitting dengan kurva Serkowski
diperoleh bahwa empat bintang kelas B berada dalam fase bintang Be dan dua bintang Be
berada dalam fase bintang B. Sehingga bintang kelas B yang digunakan untuk menentukan
polarisasi yang berasal dari materi antar bintang berjumlah empat buah dan bintang Be
yang dianalisis berjumlah 16 buah dan satu bintang Be tidak dapat dianalisis karena
datanya yang sangat jelek. Dari perbandingan sudut polarisasi yang diamati pada
bintang-bintang Be dengan sudut polarisasi yang diamati pada bintang-bintang kelas B
diperoleh bahwa sudut polarisasi bintang Be lebih tersebar. Keadaan ini menunjukkan
bahwa polarisasi yang diamati pada bintang-bintang Be bukan hanya disebabkan oleh
materi antar bintang saja, tetapi juga oleh polarisasi intrinsik bintang Be sendiri. Adanya
sudut polarisasi yang besar dan yang kecil pada bintang-bintang Be dibandingkan dengan
sudut polarisasi bintang B normal merefleksikan tersebarnya orientasi sumbu rotasi
bintang-bintang Be dalam gugus tersebut. Keempat bintang kelas B selanjutnya digunakan
untuk menentukan polarisasi yang berasal dari materi antar bintang dan hasilnya
digunakan untuk menentukan polarisasi intrinsik keenambelas bintang Be dengan cara
mengurangkan polarisasi yang diamati dengan polarisasi yang berasal dari materi antar
bintang. Dari keenambelas bintang Be yang dianalisis, tiga belas bintang diantaranya
dapat ditentukan parameter fisik dan geometrik selubungnya dengan cara
membandingkannya dengan model silinder yang homogen dari Hirata (1983).
Kata Kunci : Bintang Be, Polarisasi, NGC663
Abstract
The linear polarization of six B stars and fifteen Be stars in NGC 663 has been
observed. From fitting procedure with Serkowski’s curve we obtained that four B stars in
the phase of Be stars, and six Be stars in the phase of B stars. Therefore the number of B
stars which were used to determine the interstellar polarization are four and the Be stars
which are analyzed are sixteen and one Be stars couldn’t be analyzed because its data is
bad. The comparison between the polarization angles of Be stars and those of B stars
showed that the polarization angle of Be stars scatter much more, which can be attributed
to the intrinsic polarization of Be stars. The existence of smaller and larger polarization
angles in Be stars, when compared with those in B stars reflect the scatter in projected
orientation of rotating axis of Be stars in this cluster. Furthermore, the four B stars were
used to determine the interstellar polarization and the results were used to determine the
intrinsic polarization of Be stars by subtracting their observed polarization with the
interstellar polarization. From the sixteen Be stars, only thirteen stars which can
67
68
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
determined the physical and geometrical parameter of its envelope by comparing with the
homogeneous cylindrical model of Hirata (1983).
Keywords : Be Stars, Polarization, NGC663
1. Pendahuluan
Polarisasi yang diamati pada bintang-bintang Be, yaitu bintang kelas B yang
mempunyai selubung dingin di sekitar ekuatornya dan selubung panas di sekitar kutubnya,
berbeda dengan polarisasi yang terjadi pada bintang-bintang normal lainnya. Coyne dan
Kruszewski1) memperlihatkan bahwa kebergantungan polarisasi pada panjang gelombang
untuk bintang-bintang Be berbeda dengan polarisasi yang berasal dari materi antar bintang.
Pada umumnya polarisasi yang berasal dari materi antar bintang, derajat polarisasinya naik
ke arah panjang gelombang pendek, dan variasinya mengikuti hukum Serkowski2,3,4). Akan
tetapi derajat polarisasi yang berasal dari bintang Be malah turun ke arah panjang
gelombang pendek5,6). Selain itu, polarisasi yang berasal dari bintang Be juga berubah dari
waktu ke waktu. Adanya perbedaan polarisasi pada bintang Be ini dapat diterangkan
karena polarisasi tersebut berasal dari dua sumber yang berbeda, yaitu berasal dari materi
antar bintang dan yang berasal dari dirinya sendiri (polarisasi intrinsik). Menurut beberapa
peneliti7-9), polarisasi intrinsik ini disebabkan oleh kombinasi sebaran elektron (electron
scattering), absorpsi hidrogen, dan emisi hidrogen pada selubung bintang yang berada di
sekitar ekuatornya. Diketemukannya polarisasi intrinsik pada bintang-bintang Be
merupakan salah satu bukti yang sangat penting bahwa selubung bintang Be tidak
berbentuk simetri bola. Pengukuran polarisasi intrinsik pada bintang-bintang Be juga dapat
memberikan informasi fisis dari bintang tersebut, seperti kemiringan bidang orbit untuk
bintang Be yang merupakan pasangan bintang ganda10) dan kemiringan sudut sumbu rotasi
yang dapat ditentukan dari variabilitas polarisasinya11). Dari hasil pengukuran polarisasi
intrinsik pada bintang-bintang Be, selain diperoleh informasi mengenai kemiringan sudut,
dapat ditentukan juga kerapatan dan temperatur selubung bintangnya12). Huang et al13)
mendapatkan bahwa periode polarisasi bintang CX Dra, besarnya setengah dari periode
orbitnya. Hal ini memberi indikasi bahwa selubung bintang tersebut terkunci oleh sistem
bintang ganda.
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
69
2. Data Pengamatan
Pengamatan polarisasi bintang program dilakukan di Dodaira Station of the
National Astronomical Observatory, Jepang dari tahun 1989 sampai 1994 dengan
menggunakan teropong Cassegrain (diameter 91 cm) yang dilengkapi dengan polarimeter
multiwavelength (8 channel). Meskipun polarimeter yang digunakan untuk pengamatan ini
dapat mengamati polarisasi dan magnitudo dalam 8 channel, akan tetapi data dari channel
yang kedelapan tidak dapat digunakan karena sensitivitasnya yang sangat rendah.
Deskripsi instrumen yang digunakan untuk pengamatan ini dapat dilihat dalam makalah
Kikuchi14). Data polarisasi ini diperoleh dalam rangka kerjasama astronomi IndonesiaJepang di bawah naungan Ditjen Dikti dari Indonesia dan JSPS dari Jepang.
Dari hasil pengamatan diperoleh data polarisasi 6 bintang kelas B dan 15 bintang
Be yang berada di gugus NGC 663. Data bintang-bintang program ini beserta tanggal
pengamatannya diperlihatkan dalam Tabel 1. Nomor bintang yang digunakan adalah
nomor bintang yang diberikan oleh Wallenquist15), sedangkan tipe spektrum bintang
program diambil dari katalog Mermilliod16), kecuali untuk bintang nomor 44 dan 86
diambil dari Mermilliod17). Bintang nomor 44 diamati tiga kali, sedangkan bintang nomor
120, 141 dan 194 diamati dua kali. Idealnya semua bintang program harus diamati lebih
dari satu kali untuk melihat ada perubahan polarisasi atau tidak. Akan tetapi karena
keterbatasan waktu pengamatan, maka hanya beberapa bintang program saja yang dapat
diamati lebih dari satu kali.
3. Distribusi Sudut Polarisasi
Pengamatan dengan polarimeter pada bintang-bintang akan memberikan besar dan
sudut posisi polarisasi pada suatu panjang gelombang. Jika kita bandingkan sudut
polarisasi bintang-bintang Be dan bintang B normal yang terdapat di gugus NGC 663,
maka akan dapat dilihat bahwa distribusi sudut polarisasi bintang-bintang Be lebih tersebar
daripada distribusi sudut polarisasi bintang-bintang B normal seperti yang tampak pada
Gambar 1.
70
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
Tabel 1. Data bintang program di gugus NGC 663 dan tanggal pengamatannya
Bintang Tipe B
No
1
No.
Tipe
Bintang Spek.
44
B6 Iab
Mag.
08.48
Bintang Tipe Be
Tanggal
No.
No
Pengamatan
Bintang
Tipe
Spek.
Mag.
Tanggal
Pengamatan
29-11-1989
1
06
Be
12.06
11-12-1993
06-01-1991
2
10
Be
12.10
11-12-1993
06-01-1991
3
21
Be
10.38
09-12-1993
2
86
B8 Iab
08.94
08-01-1991
4
30
Be
11.06
12-12-1993
3
140
B
10.89
23-11-1992
5
53
Be
11.50
06-12-1993
4
144
B
11.37
23-11-1992
6
67
Be
12.60
06-01-1994
5
210
-
12.10
08-01-1994
7
107
Be
10.16
06-01-1991
6
211
-
11.34
07-01-1994
8
110
Be
10.09
29-11-1989
9
120
Be ?
10.89
05-01-1991
08-01-1991
10
121
11
141
Be ?
13.44
08-01-1991
B9Vne 10.66
29-12-1991
03-02-1993
12
170
Be
11.98
07-01-1994
13
194
Be
11.33
07-12-1993
09-12-1993
14
222
Be
11.35
04-01-1994
15
297
Be
11.55
07-01-1991
Sudut posisi polarisasi bintang Be tersebar mulai dari 94° sampai 107° sedangkan
sudut posisi polarisasi bintang kelas B tersebar mulai dari 97° sampai 108°. Hal yang sama
juga diamati pada bintang-bintang kelas B dan Be yang berada di gugus h Persei18) dan
gugus χ Persei19). Adanya perbedaan distribusi sudut ini merupakan petunjuk bahwa
polarisasi yang terjadi pada bintang-bintang Be bukan hanya disebabkan oleh materi antar
bintang yang berada di latar depannya saja, tetapi juga berasal dari polarisasi intrinsik,
yaitu polarisasi yang berasal dari bintangnya sendiri. Karena bintang Be dikenal
mempunyai selubung di sekitar ekuatornya, maka polarisasi intrinsik tersebut dapat
dipastikan berasal dari selubungnya. Dari penelitian terhadap polarisasi bintang-bintang B
dan Be di Gugus h Persei dan χ Persei18,19) didapatkan bahwa bintang kelas B yang sudut
polarisasinya berada di ekstrim kiri atau kanan, pada saat pengamatan dilakukan, berada
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
71
dalam fase Be, sedangkan bintang-binang Be yang sudut polarisasinya berada di tengahtengah distribusi sudut tersebut beberapa diantaranya berada dalam fase B. Untuk gugus
NGC 663, bintang kelas B yang kemungkinan berada dalam fase Be adalah bintang No.
140 dan 144, hal ini tampak dari posisi sudut polarisasinya yang berada di ekstrim kanan
(lihat Gambar 1)
297
Be Stars
6
B Stars
211
92,0
94,0
96,0
98,0
100,0
102,0
140
104,0
144
106,0
108,0
110,0
θ
Gambar 1. Perbandingan distribusi sudut polarisasi bintang Be dengan bintang B normal
yang berada di gugus NGC 663.
Dari distribusi sudut polarisasi bintang-bintang Be ini dapat dilihat ada bintang
yang sudut polarisasinya besar dan ada pula yang kecil. Perbedaan sudut polarisasi ini
menunjukkan bahwa sumbu rotasi bintang-bintang Be tersebut berorientasi secara acak.
Jika polarisasi bintang-bintang kelas B murni berasal dari materi antar bintang (MAB),
maka sudut posisi polarisasi dari bintang-bintang kelas B ini merupakan sudut posisi
polarisasi MAB. Oleh karena itu sudut posisi polarisasi MAB dapat diperoleh dengan
merata-ratakan sudut posisi polarisasi bintang-bintang kelas B.
4. Polarisasi Materi Antar Bintang dan Polarisasi Intrinsik
Pengamatan dengan polarimeter pada bintang-bintang akan memberikan besar dan
sudut posisi polarisasi atau Pi dan θi pada panjang gelombang λi, i = 1, 2, 3, ......., Ni,.
Beberapa pengamatan dimasa lalu
2,3,4)
menunjukkan bahwa polarisasi yang disebabkan
72
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
oleh materi antar bintang, akan mengikuti suatu aturan yang dikenal dengan nama aturan
empiris Serkowski yang dituliskan sebagai berikut :
[
]
Pi = Pmax exp − K ln 2 (λ max / λi )
(1)
Pi adalah besarnya polarisasi materi antar bintang pada panjang gelombang λi yang
dinyatakan dalam persen (%), Pmax adalah puncak polarisasi pada panjang gelombang
λ max , dan K adalah suatu konstanta. Harga konstanta K ini bervariasi dari satu peneliti ke
peneliti lainnya, diantaranya ditemukan K = 1,154),
K = (-0,10 ± 0,05) + (1,86 ±
0,09) λ max 20), dan K = (0,01 ± 0,05) + (1,66 ± 0,09) λ max 21).
Untuk bintang-bintang yang polarisasinya berasal dari kombinasi polarisasi materi
antar bintang dan polarisasi intrinsik, besaran polarisasi yaitu Pi dan θ i merupakan
penjumlahan dari kedua sumber polarisasi tersebut. Akan tetapi karena besaran polarisasi
ini merupakan besaran vektor, maka penjumlahannya pun tidak sederhana. Guna mempermudah pemisahan kedua komponen polarisasi ini dapat digunakan parameter Stokes, yaitu,
Qi = Pi cos(2θ i )
(2)
U i = Pi sin(2θ i )
(3)
Jika kita ingin mendapatkan kembali harga Pi dan θ i , maka persamaan (2) dan (3) dapat
diturunkan lagi menjadi persamaan berikut,
Pi = Qi2 + U i2
(4)
θ i = 12 arctan (U i / Qi )
(5)
Dengan menggunakan parameter Stokes ini, hubungan antara polarisasi yang berasal dari
materi antar bintang dengan polarisasi intrinsik dapat dituliskan sebagai berikut,
Qobsi = Q∗i + Qmi
(6)
U obsi = U ∗i + U mi
(7)
Besaran Qobsi dan U obsi adalah besaran polarisasi yang diamati, besaran Qmi dan U mi
adalah besaran polarisasi yang berasal dari materi antar bintang, sedangkan besaran Q∗i
dan U ∗i adalah besaran polarisasi intrinsik.
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
73
A. Polarisasi Materi Antar Bintang
Polarisasi yang disebabkan oleh materi antar bintang (MAB) untuk gugus NGC 663
ditentukan dengan mem-fit-kan polarisasi hasil pengamatan dengan aturan Serkowski
(Persamaan 1). Pen-fit-an ini dilakukan pada semua bintang bintang program, sehingga
bisa ditentukan bintang-bintang kelas B mana yang sedang berada dalam fase Be dan
bintang Be mana yang sedang berada dalam fase B. Hasil yang paling baik dari pen-fit-an
ini diperoleh untuk harga K = 1.152). Dari 6 bintang kelas B yang di-fit-kan ternyata hanya
dua bintang yang betul-betul fit dengan kurva Serkowski yaitu bintang nomor 44 dan 86,
sedangkan yang lainnya yaitu nomor 140, 144, 210 dan 211 tidak fit dengan kurva
Serkowski. Hal ini berarti bahwa bintang-bintang tersebut kemungkinan besar berada
dalam fase Be, hal ini sesuai dengan perkiraan dari distribusi sudut polarisasinya seperti
yang dibahas dalam bagian 3. Dari pen-fit-an untuk bintang-bintang Be diperoleh dua
bintang yaitu bintang nomor 53 dan 222 yang fit dengan kurva Serkowski. Oleh karena itu
kemungkinan besar kedua bintang ini sedang berada dalam fase B. Jadi bintang program
yang termasuk bintang kelas B sekarang jumlahnya menjadi 4 bintang dan yang termasuk
bintang Be menjadi 16 bintang. Bintang nomor 120 tidak diikutkan dalam analisis
selanjutnya karena polarisasinya sangat kecil. Data polarisasi hasil pengamatan keenambelas
bintang Be ini diperlihatkan dalam Gambar A-1a sampai dengan A-16a (Lampiran A).
Kedudukan keempat bintang yang termasuk kelas B tersebar di dalam gugus, oleh
karena itu keempat bintang B ini dapat digunakan untuk penentuan polarisasi yang berasal
dari materi antar bintang (MAB). Dari hasil penentuan ini diperoleh bahwa harga Pmax dan
λ max untuk keempat bintang kelas B ini tidak jauh berbeda antara satu dengan yang
lainnya seperti yang diperlihatkan dalam Gambar 2, oleh karena itu polarisasi MAB yang
digunakan adalah rata-rata dari keempat bintang tersebut. Dari hasil perata-rataan ini,
diperoleh polarisasi yang berasal dari MAB untuk gugus NGC 663 adalah sebagai berikut,
Pmax = 4.60 % dan λ max = 0.56 µm. Dengan menggunakan persamaan (1) dan dari harga
Pmax dan λ max
ini,
selanjutnya
dapat ditentukan harga Pi untuk setiap panjang
gelombang. Dari harga Pi dan harga rata-rata θ i untuk keempat bintang kelas B
selanjutnya dapat ditentukan harga Ui dan Qi untuk materi antar bintang dengan
menggunakan persamaan (2) dan (3). Hasilnya diperlihatkan dalam Tabel 2.
74
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
Gambar 2 : Polarisasi yang berasal dari MAB di gugus NGC 663. Rata-rata dari Polarisasi
MAB ini berkesesuaian dengan Pmax = 4,60 % dan λmax = 0.56 µm
Tabel 2. Besaran dan sudut polarisasi materi antar bintang
λ i (µm)
Pm i
θ mi
Q mi
U mi
0,360
3.70
100.16
-3.47
-1.28
0,415
4.17
100.16
-3.91
-1.45
0,455
4.39
100.16
-4.12
-1.52
0,531
4.58
100.16
-4.29
-1.59
0,645
4.48
100.16
-4.20
-1.56
0,693
4.34
100.16
-4.07
-1.51
0,757
4.11
100.16
-3.85
-1.43
B. Polarisasi Intrinsik Bintang Be
Polarisasi intrinsik bintang-bintang Be dapat ditentukan dengan cara mengurangi
data pengamatan polarisasi bintang Be itu sendiri dengan polarisasi yang berasal dari
materi antar bintang. Dalam penelitian ini, polarisasi yang berasal dari materi antar bintang
ditentukan dari polarisasi bintang kelas B normal seperti yang dibahas dalam bagian A di
atas. Oleh karena itu untuk menentukan polarisasi intrinsik bintang-bintang Be di Gugus
NGC 663, data polarisasi pengamatan tinggal dikurangi oleh data polarisasi yang berasal
dari materi antar bintang pada Tabel 2 dengan menggunakan persamaan (4) sampai (7).
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
75
Hasil penentuan polarisasi intrinsik keenam belas bintang Be ini diperlihatkan pada Gambar A-1b
sampai A-16b (lihat Lampiran A) bersama-sama dengan data polarisasi pengamatan dalam bentuk
plot antara harga U dan Q (bidang U -Q).
Dari hasil penentuan polarisasi intrinsik ini tampak bahwa bintang-bintang Be
nomor 67, 170, 210 dan 211 polarisasi intrinsiknya cukup besar (≥ 2%), sedangkan
bintang nomor 06, 10, 21, 30, 107, 110, 140, 141, 194 dan 297 polarisasi intrinsiknya kecil
(< 2 %). Bintang-bintang nomor 121 dan 144 polarisasi intrinsiknya sangat tersebar.
Polarisasi intrinsik bintang-bintang yang diamati lebih dari satu kali tidak menampakan
adanya perubahan yang berarti, hal ini menunjukkan bahwa dalam selang waktu
pengamatan, selubung bintang hampir tidak mengalami perubahan. Oleh karena itu dalam
analisis selanjutnya data polarisasi bintang-bintang tersebut diambil harga rata-ratanya.
5. Besaran Fisik & Geometrik Selubung Bintang Be
Untuk menentukan besaran fisik dan geometrik bintang-bintang program dalam
penelitian ini, digunakan model polarisasi selubung bintang yang berbentuk silinder yang
dibuat oleh Hirata22). Caranya adalah dengan mem-fit-kan data pengamatan dengan data
hasil perhitungan model polarisasi selubung (fitting procedure). Dari hasil fitting
procedure ini hanya 13 bintang yang bisa fit dengan model, sedangkan tiga bintang lainnya
yaitu bintang nomor 121, 144 dan 210 tidak bisa fit. Bintang-bintang Be yang tidak bisa fit
tersebut disebabkan karena data polarisasinya sangat menyebar, kecuali untuk bintang
nomor 210. Besaran fisik dan geometrik bintang dan selubung ketigabelas bintang Be hasil
fitting diperlihatkan dalam Tabel 3.
Pada tabel ini Teff adalah temperatur effektif dinyatakan dalam derajat Kelvin (oK),
RÕ adalah radius bintang dinyatakan dalam radius matahari (R~), Te adalah temperatur
selubung, Ne adalah kerapatan elektron dalam selubung, Re adalah radius selubung
dinyatakan dalam radius bintang (RÕ), h adalah ketinggian selubung dari permukaan
bintang yang dinyatakan dalam radius bintang (RÕ) dan i adalah sudut inklinasi selubung
dalam derajat. Untuk bintang-bintang Be yang diamati lebih dari satu kali, fitting
procedure dilakukan terhadap polarisasi intrinsik rata-ratanya.
76
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
Tabel 3: Besaran fisik dan geometrik model bintang yang digunakan dalam fitting
procedure dan besaran fisik dan geometri selubung yang dihasilkan
No.
No.
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
11.
12.
13.
Btg
06
10
21
30
67
107
110
140
141
170
194
211
297
Bintang
Selubung
Teff
(°K)
RÕ
(R~)
Log g
Te (°K)
Ne (cm )
Re
(RÕ)
h (RÕ)
i (o)
25 000
10.9
3.5
17 000
0.5 x 1012
6.7
1.3
60
17 000
12
6.0
1.2
30
12
6.7
1.3
15
12
5.2
1.0
45
12
4.2
8.5
45
12
6.7
1.3
75
12
6.0
1.2
60
12
6.0
1.2
15
12
6.0
1.2
75
12
6.7
1.3
45
12
5.2
1.0
60
12
6.7
1.3
60
12
6.0
1.2
15
25 000
25 000
25 000
25 000
25 000
25 000
30 000
20 000
25 000
25 000
30 000
25 000
10.9
10.9
10.9
10.9
10.9
10.9
9.4
12.6
10.9
10.9
9.4
10.9
3.5
3.5
3.5
3.5
3.5
3.5
4.0
4.0
3.5
3.5
4.0
3.5
17 000
17 000
17 000
17 000
17 000
20 000
13 000
17 000
17 000
20 000
17 000
-3
0.4 x 10
0.5 x 10
0.3 x 10
0.2 x 10
0.5 x 10
0.4 x 10
0.4 x 10
0.4 x 10
0.5 x 10
0.3 x 10
0.5 x 10
0.4 x 10
6. Pembahasan
Polarisasi materi antar bintang (MAB) di gugus NGC 663 dalam berbagai arah
mempunyai besaran dan sudut yang hampir sama seperti yang diperlihatkan dalam Gambar
2. Karena itu, untuk menentukan polarisasi intrinsik bintang-bintang Be di gugus NGC
663, polarisasi yang disebabkan oleh MAB dapat dianggap sama untuk semua bintang Be
di gugus tersebut, yaitu dengan mengambil harga rata-rata polarisasi yang diamati pada
bintang-bintang kelas B. Pengambilan harga rata-rata polarisasi yang disebabkan oleh
MAB ini dapat dipertanggungjawabkan dengan baik, karena dari pengurangan polarisasi
yang diamati pada bintang-bintang kelas B oleh polarisasi MAB rata-rata, menunjukkan
hasil yang hampir nol.
Hasil penentuan polarisasi intrinsik bintang-bintang Be seperti yang diperlihatkan
dalam Gambar A-1b sampai A-16b menunjukkan bahwa bintang nomor 107 dan 110
polarisasi intrinsiknya sebanding dengan polarisasi bintang kelas B yang sudah dikurangi
polarisasi MAB. Akan tetapi dari hasil fitting dengan kurva Serkowski diperoleh bahwa
data polarisasi hasil pengamatan bintang-bintang ini tidak fit, oleh karena itu kemungkinan
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
77
besar bintang-bintang Be ini berada dalam fase menuju fase bintang kelas B sehingga
selubungnya sudah menipis.
Untuk lebih jelasnya, di bawah ini diuraikan hasil analisis setiap bintang.
1. Bintang No. 06
Mermilliod16) mengklasifikasikan bintang ini sebagai bintang B1,5 IIIe, akan tetapi
dua belas tahun kemudian ia mengklasifikasikannya sebagai bintang kelas B823).
Perbedaan klasifikasi ini mungkin riil karena memang bintang tersebut berubah fase dari
bintang Be menjadi bintang B. Dari hasil penelitian di sini diperoleh polarisasi intrinsik
bintang tersebut < 2 %. Fitting yang dilakukan pada bintang ini yaitu antara data polarisasi
intrinsik dengan model Hirata22), hasilnya tidak begitu baik. Hal ini disebabkan karena data
polarisasi pengamatannya terlalu menyebar. Walaupun demikian hasil maksimum yang
diperoleh dari fitting ini adalah bahwa polarisasi intrinsik dihasilkan oleh selubung bintang
yang mempunyai temperatur sebesar Te = 17 000 °K dengan kerapatan elektron Ne = 5,0 x
12
10
-3
cm , ketinggian dari permukaan bintang antara 1,3 sampai 6,7 radius bintangnya
sendiri dan inklinasinya adalah 60o. Dari hasil analisis ini dapat disimpulkan bahwa
kemungkinan besar bintang ini pada saat diamati yaitu pada tanggal 11-12-1993 sedang
berubah menjadi fase bintang Be lagi setelah bintang tersebut menjadi bintang B23).
2. Bintang No. 10
Seperti halnya bintang nomor 06, polarisasi intrinsik bintang ini juga sangat kecil
(< 2%) seperti yang tampak pada Gambar A-2b, Lampiran A. Di dalam literatur bintang ini
diklasifikasikan sebagai bintang Be, akan tetapi Mermilliod23) mengklasifikasikannya
sebagai bintang B8. Hasil fitting antara polarisasi intrinsik dengan model selubung silinder
memperlihatkan sebaran yang cukup besar. Walaupun demikian, hasil
fitting yang
maksimum terhadap bintang ini menunjukkan bahwa polarisasi intrinsik terjadi pada
selubung dengan ketebalan antara 1,2 sampai 6,0 radius bintangnya, temperatur selubung
mencapai 17 000 oK, kerapatan elektron dalam selubung adalah Ne = 0,4 x 1012 cm-3 dan
inklinasinya adalah 30o. Dari hasil ini dan juga dari hasil Mermilliod23) dapat disimpulkan
bahwa pada saat diamati pada tanggal 11-12-1993 bintang ini sedang menuju fase Be.
3. Bintang No. 21
Sama seperti dua bintang Be sebelumnya, bintang Be ini juga mempunyai besaran
polarisasi yang kecil. Fitting dengan model selubung silinder hasilnya yang cukup baik dan
78
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
dari fitting ini diperoleh bahwa polarisasi intrinsiknya dihasilkan oleh selubung yang
12
mempunyai temperatur sebesar Te = 17 000 °K dengan kerapatan elektron Ne = 5,0 x 10
-3
cm , ketinggian dari permukaan bintang antara 1,3 sampai 6,7 radius bintangnya sendiri
dan inklinasinya adalah 15o. Diperkirakan bintang ini sedang menuju fase kelas B pada
saat pengamatan dilakukan.
4. Bintang No. 30
Bintang ini mempunyai polarisasi intrinsik yang hampir sama dengan bintang
nomor 21 seperti yang tampak dalam Gambar A-4a, Lampiran A. Dari hasil fitting dengan
model selubung silinder, diperoleh bahwa kerapatan elektron dalam selubungnya sangat
kecil yaitu Ne = 3,0 x 1012 cm-3 dan ketebalan selubungnya antara 1,0 sampai 5,2 radius
bintangnya, sedangkan sudut inklinasinya adalah 45o dan temperatur selubungnya
mencapai 17 000 oK. Diperkirakan bintang ini sedang menuju fase kelas B pada saat
pengamatan dilakukan.
5. Bintang No. 53
Menurut Mermilliod16), bintang ini termasuk bintang Be, akan tetapi dari hasil
penelitian disini didapatkan bahwa data polarisasi pengamatan bintang ini fit dengan kurva
Serkowski, selain itu pengurangan antara polarisasi pengamatan dengan polarisasi yang
berasal dari MAB hasilnya nol. Dengan demikian dapat disimpulkan bahwa polarisasi yang
diamati pada bintang ini murni berasal dari materi antar bintang. Jadi bintang ini sudah
tidak mempunyai selubung lagi saat pengamatan dilakukan atau dengan kata lain bintang
ini sedang berada dalam fase bintang kelas B. Oleh karena itu, dalam penelitian ini bintang
tersebut diklasifikasikan sebagai bintang kelas B.
6. Bintang No. 67
Bintang Be ini mempunyai polarisasi intrinsik yang cukup besar (lihat Gambar A5b dalam Lampiran A). Hasil fiting antara polarisasi intrinsik bintang ini dengan model
selubung silinder menunjukkan hasil yang agak aneh, yaitu walaupun temperatur selubungnya sama dengan temperatur selubung bintang-bintang Be yang lain yaitu 17 000 oK,
namun kerapatan elektronnya sangat kecil yaitu Ne = 2,0 x 1011 cm-3, selain itu juga
ketebalan selubungnya sangat besar, yaitu antara 4,2 sampai 8,5 radius bintangnya dan
sudut inklinasinya sebesar 45o. Dari hasil ini dapat disimpulkan bahwa besarnya polarisasi
intrinsik bintang ini disebabkan oleh selubungnya yang sangat tebal. Hal ini memperkuat
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
79
dugaan bahwa polarisasi intrinsik bintang-bintang Be disebabkan oleh selubung yang
menyelimutinya.
7. Bintang No. 107
Polarisasi intrinsik bintang ini sangat kecil (lihat Gambar A-6b, dalam Lampiran A)
dan sudut polarisasinya juga sama dengan sudut polarisasi bintang-bintang kelas B. Fitting
yang dilakukan antara polarisasi intrinsik dengan model selubung silinder mendapatkan
hasil yang sangat baik. Dari hasil fitting ini diperoleh bahwa kerapatan elektron di
selubung bintang ini adalah Ne = 5,0 x 1012 cm-3, ketebalan selubungnya antara 1,3 sampai
6,7 radius bintangnya, temperatur selubungnya adalah Te = 17 000 oK dan sudut
inklinasinya adalah i = 75o. Bintang ini diperkirakan sedang menuju fase kelas B pada saat
pengamatan dilakukan. Hal yang sama juga ditemukan oleh Mermilliod23) yang
mengklasifikasikannya sebagai bintang B8Ib.
Sedangkan Slettebak24) yang meneliti
bintang ini pada akhir 1983 mendapatkan bahwa garis-garis Hα dan Hβ pada spektrum
bintang ini, bukanlah garis emisi dan ia menggolongkannya ke dalam kelas B2III.
8. Bintang No. 110
Sama halnya seperti bintang nomor 107, bintang ini juga memperlihatkan polarisasi
intrinsik yang sangat kecil (lihat Gambar A-6b dalam Lampiran A). Demikian juga sudut
polarisasinya sama dengan sudut polarisasi bintang-bintang kelas B. Dari hasil fitting
dengan model selubung silinder diperoleh bahwa kerapatan elektron dalam selubungnya
sangat tipis yaitu Ne = 4,0 x 1012 cm-3, ketebalan selubungnya antara 1,2 sampai 6,0 radius
bintangnya, temperatur selubung adalah Te = 17 000 oK dan sudut inklinasinya adalah i =
75o. Bintang ini diperkirakan sedang menuju
dilakukan.
Perkiraan
ini
diperkuat
oleh
fase kelas B pada saat pengamatan
hasil
penelitian
Mermilliod23)
yang
mengklasifikasikan bintang ini sebagai bintang kelas B2 V.
9. Bintang No. 140
Tapia et.al25), mengklasifikasikan bintang ini sebagai bintang kelas B3 II. Dari hasil
pengamatan dalam penelitian ini diperoleh bahwa polarisasi intrinsik bintang ini cukup
kecil (lihat Gambar A-9b) akan tetapi fitting yang dilakukan dengan kurva Serkowski tidak
menghasilkan kesesuaian. Oleh karena itu bintang ini diperkirakan sedang menuju fase Be.
Dari hasil fitiing dengan model selubung silinder, diperoleh bahwa kerapatan selubung
bintang ini sangat kecil yaitu Ne = 0,4 x 1012 cm-3, ketebalan selubungnya antara 1,2
80
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
sampai 6,0 radius bintangnya, temperatur selubungnya mencapai 20 000 oK dan sudut
inklinasinya adalah 60o.
10. Bintang No. 141
Dari dua kali pengamatan dengan beda waktu hampir setahun, besar polarisasi
intrinsik bintang ini tidak banyak berubah. Polarisasi intrinsiknya dalam diagram U-Q
tampak sangat kecil dan agak tersebar (Gambar A-10b, dalam Lampiran A). Mermilliod23)
mengklasifikasikan bintang ini sebagai bintang kelas B9Vne. Tampaknya bintang ini
berada dalam fase Be dalam jangka waktu yang cukup lama, hal ini terlihat dari penelitian
Sanduleak26,27) yang sejak tahun 1946 hingga tahun 1990 mendapatkan garis-garis emisi
Hα yang kuat pada spektrumnya. Slettebak24) juga mendapatkan profil emisi pada
spektrum bintang ini dan menempatkannya dalam klasifikasi B2IIIe. Prosedur fitting yang
dilakukan antara data polarisasi intrinsiknya dengan model selubung silinder
memperlihatkan kesesuaian yang cukup baik. Dari hasil fitting ini diperoleh bahwa
polarisasi intrinsik bintang ini dihasilkan di dalam selubung yang kerapatan elektronnya Ne
= 0,4 x 1012 cm-3, temperaturnya Te = 13 000 oK, ketebalannya antara 1,2 sampai 6,0 radius
bintangnya dan inklinasinya i = 60o.
11. Bintang No. 144
Dalam literatur bintang ini diklasifikasikan dalm kelas B, akan tetapi dari hasil
fitting antara polarisasi pengamatan dengan kurva Serkowski tidak diperoleh kesesuaian.
Selain itu juga polarisasi intrinsiknya cukup besar (Gambar A-11b, Lampiran A). Oleh
karena itu diperkirakan bintang ini sedang menuju fase Be. Fitting yang dilakukan antara
polarisasi intrinsiknya dengan model silinder dari Hirata22) tidak menghasilkan kesesuaian.
Hal ini disebabkan karena data polarisasinya sangat menyebar.
12. Bintang No. 170
Bintang yang diklasifikasikan sebagai bintang Be ini16) mempunyai polarisasi
intrinsik yang sangat besar (lihat Gambar A-12b dalam Lampiran A). Hasil fitting dengan
model selubung silinder memperlihatkan kesesuaian yang cukup baik. Dari fitting ini
diperoleh bahwa polarisasi intrinsik dihasilkan oleh selubung dengan kerapatan elektron Ne
= 4,0 x 1011cm-3, ketebalannya antara 1,3 sampai 6,7 kali radius bintangnya, temperaturnya
Te = 17 000 oK dan inklinasinya 45o
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
81
13. Bintang No. 194
Bintang Be ini memperlihatkan polarisasi intrinsik yang kecil yang mirip dengan
polarisasi materi antar bintang. Dari dua kali pengamatan, yaitu pada tanggal 07-12-93
dan 09-12-93 (dalam selang 2 hari) tidak diperoleh perubahan yang berarti. Karena itu
dalam analisisnya polarisasi bintang ini diambil rata-ratanya. Hasil fitting antara polarisasi
intrinsik dengan model selubung silinder menunjukkan bahwa fitting terbaik diperoleh
11
untuk model selubung dengan Te = 17 000 °K dengan kerapatan elektron Ne = 0,3 x 10
-3
cm , ketebalan dari permukaan bintang antara 1,0 sampai 5,2 radius bintangnya sendiri
dan inklinasinya adalah i = 75o. Dengan polariasisinya yang kecil dan juga kerapatan
elektronnya yang kecil dalam ketebalan selubung yang kecil, maka diperkirakan bintang
ini sedang dalam menuju fase bintang kelas B.
14. Bintang No. 211
Dalam literatur, bintang ini diklasifikasikan sebagai bintang kelas B. Hasil fitting
antara polarisasi pengamatan dengan kurva Serkowski, tidak diperoleh kesesuaian seperti
halnya bintang-bintang kelas B lainnya, oleh karena itu dalam penelitian ini selanjutnya
bintang tersebut dimasukan kedalam kelompok bintang Be. Pengelompokan bintang ini
sebagai bintang Be didukung juga dari polarisasi intrinsiknya yang sangat besar (≥ 2%)
seperti yang diperlihatkan dalam Gambar A-14b (Lampiran A). Dari hasil fitting antara
polarisasi intrinsiknya dengan model selubung silinder diperoleh kesesuaian dengan model
selubung yang temperaturnya Te = 25 000 oK, kerapatan elektronnya Ne = 0,5 x 1012 cm-3,
ketebalan selubung antara 1,3 sampai 6,7 radius bintang dan inklinasinya sebesar i = 60o.
Dari hasil penelitian ini diperkirakan bintang tersebut pada saat pengamatan polarisasi
dilakukan sedang berada dalam fase bintang Be.
15. Bintang No. 222
Bintang yang diklasifikasikan sebagai bintang Be tanpa dinyatakan subklas dan
kelas luminositasnya ini memperlihatkan polarisasi intrinsik yang sangat kecil dan hampir
nol. Dari hasil fitting dengan kurva Serkowski diperoleh hasil yang sangat baik, oleh
karena itu bintang ini sudah dapat dipastikan pada saat pengamatan dilakukan sedang
berada dalam fase bintang B. Untuk itu dalam penelitian ini, bintang tersebut
dikelompokkan ke dalam bintang kelas B dan dijadikan bintang program untuk
menentukan polarisasi yang berasal dari materi antar bintang.
82
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
16. Bintang No. 297
Polarisasi intrinsik bintang ini tidak begitu besar (lihat Gambar A-15b, Lampiran
A), akan tetapi dari hasil fitting dengan kurva Serkowski tidak diperoleh kesesuaian yang
baik. Oleh karena itu bintang ini tetap dikelompokkan ke dalam bintang Be. Hasil fitting
antara polarisasi intrinsiknya dengan model Hirata22) diperoleh kesesuaian yang cukup baik
dengan model selubung yang temperaturnya Te = 17 000 oK, kerapatan elektronnya Ne =
0,4 x 1012 cm-3, ketebalannya antara 1,2 sampai 6,0 radius bintang dan inklinasinya i =
15o.
7. Kesimpulan
1. Pengandaian bahwa polarisasi cahaya yang terjadi pada bintang B normal murni
berasal dari materi antar bintang dapat dipertanggungjawabkan dengan baik. Hal ini
terbukti dari kesesuaian plot antara besarnya polarisasi terhadap panjang gelombang
dengan aturan Serkowski.
2. Dari perbandingan distribusi sudut polarisasi antara bintang Be dengan B normal di
gugus bintang NGC 663 dapat disimpulkan bahwa sumbu rotasi bintang-bintang Be di
gugus tersebut tersebar secara acak.
3. Keberhasilan pemisahan polarisasi intrinsik dari polarisasi materi antar bintang pada
bintang-bintang Be dalam penelitian ini mempunyai arti yang sangat penting, karena
memberikan peluang yang sangat besar untuk penelitian selanjutnya terhadap struktur
selubung bintang-bintang Be yang berada di gugus-gugus bintang lainnya.
4. Dari teknik fitting yang dilakukan terhadap bintang program diperoleh kesesuaian yang
cukup baik antara data polarisasi intrinsik hasil pengamatan dengan model selubung
silinder. Dari hasil fitting ini dapat ditentukan parameter fisik dan geometri selubung.
Daftar Pustaka
1. Coyne, G.V., Kruszewski, A., 1969, A J, 74, 528.
2. Serkowski, K., 1973, in IAU Symp. 52, 145.
3. Coyne, G.V., Gehrels, T., Serkowski, K., 1974, A J, 79, 581.
4. Serkowski, K., Mathewson, D.S., Ford, V.L., 1975, Ap J, 196, 261.
5. Clarke, D., McLean, I.S., 1974, MNRAS, 167, 27.
6. Poeckert, R., 1975, Ap J, 196, 777.
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
83
7. Capps, R.W., Coyne, G.V., Dyck, H.M., 1973, Ap J, 184, 173.
8. Haisch, B.M., Cassinelli, J.P., 1976, Ap J, 208, 253.
9. Poeckert, R., Marlborough, J.M., 1978, Ap J, 220, 940.
10. Rudy, R.J., Kemp, J.C., 1978, Ap J, 221, 200.
11. Clarke, D., McGale, M.A., 1988, A & A, 190, 93.
12. Jones, T.J., 1979, Ap J, 228, 787.
13. Huang, L., Hsu, J.C., Gui, Z.H., 1989, A & A, Supll, 78, 431.
14. Kikuchi, S., 1988, Tokyo Astron. Bull., 281, 3267.
15. Wallenquist, A., 1929, Uppsala Astr.Obs.Medd., No. 42.
16. Mermilliod, J.C., 1982, A & A, 109, 48.
17. Mermilliod, J.C., 1976, A & AS, 24, 159.
18. Dawanas, D.N., Malasan, H.L., Sutantyo, W., Hirata, R., Kunjaya, C., “Polarisasi
Intrinsik Bintang-Bintang Be di Gugus h Persei”, Laporan Penelitian DPPPM-DIKTI,
1994.
19. Dawanas, D.N., Kunjaya, C., Malasan, H.L., “Polarisasi Intrinsik Bintang-bintang Be
di Gugus χ Persei”, Laporan Penelitian ITB, No. 17770397, 1997.
20. Wilking, B.A., Leboisky, M.J., Rieke, G.H., 1982, A J., 97, 695.
21. Whittet, D.C.B., Martin, P.G., Hough, J.H., Rouse, M.F., Bailey, J.A., Axon, D.J.,
1992, Ap J, 386, 562.
22. Hirata, R., Proc. “Japan-France Seminar on Active Phenomena in the Outer
Atmosphere of the Sun and Stars”, eds J.C. Pecker and Y. Uchida, Paris, 1983.
23. Mermilliod, J.C., 1994, A & AS, 98, 48.
24. Slettebak, A. 1985, Ap J Sup. Ser. 59, 769.
25. Tapia, M., Costero, R., Echevarria, J.& Roth, M., 1991, MNRAS, 253, 649.
26. Sanduleak, N., 1979, AJ, 84, 1319.
27. Sanduleak, N., 1990, AJ, 100, 1239.
84
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
Lampiran A
Data polarisasi hasil pengamatan dan polarisasi intrinsik
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
U (%)
U (%)
6 534127
7
6 543 2 1
0.0
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
a
b
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
Q (%)
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
43
5216
7
U (%)
U (%)
Gambar A-1. Plot data polarisasi bintang Be No. 06 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 11-12-1993 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
23 1
5476
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
-6.0
6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
U (%)
U (%)
Gambar A-2. Plot data polarisasi bintang Be No. 10 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 11-12-1993 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
0.0
321
546 7
-2.0
3
1564
72
0.0
-2.0
-4.0
-4.0
a
b
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
Q (%)
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Gambar A-3. Plot data polarisasi bintang Be No. 21 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 09-12-1993 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
85
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
U (%)
U (%)
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
27
4356 1
237
6
145
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
a
b
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
Q (%)
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
U (%)
U (%)
Gambar A-4. Plot data polarisasi bintang Be No. 30 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 12-12-1993 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
2 1
43
56 7
2
34 71
56
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
-6.0
6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
U (%)
U (%)
Gambar A-5. Plot data polarisasi bintang Be No. 67 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 06-01-1994 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
0.0
1
7
45362
-2.0
7 14
5236
0.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
Q (%)
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Gambar A-6. Plot data polarisasi bintang Be No. 107 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 06-01-1991 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
U (%)
U (%)
86
7
621
435
7
163245
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
a
b
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
Q (%)
2.0
4.0
6.0
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
-2.0
6
1
U (%)
U (%)
Gambar A-7. Plot data polarisasi bintang Be No. 110 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 29-11-1989 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
4
37
5
4
6
0.0
1
3
75
2
-2.0
2
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
Q (%)
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
13 6
24
5
-2.0
U (%)
U (%)
Gambar A-8. Plot data polarisasi bintang Be No. 121 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 08-01-1991 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
7
7
6
1 43
2
5
0.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
Q (%)
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Gambar A-9. Plot data polarisasi bintang Be No. 140 pada bidang U – Q hasil pengamatan
tanggal 23-11-1992 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
87
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
5
76
U (%)
U (%)
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
12
43
1 243
5
7 6
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
-6.0
6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
1
25
43
-2.0
U (%)
U (%)
Gambar A-10. Plot data polarisasi bintang Be No. 141 pada bidang U – Q hasil
pengamatan tanggal 29-12-1991 dan 03-02-1993 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
6
7
1
2 54
3
0.0
6
7
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
-6.0
6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
51 4
6723
U (%)
U (%)
Gambar A-11. Plot data polarisasi bintang Be No. 144 pada bidang U – Q hasil
pengamatan tanggal 23-11-1992 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
5 74 1
6 23
0.0
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
Q (%)
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Gambar A-12. Plot data polarisasi bintang Be No. 170 pada bidang U – Q hasil
pengamatan tanggal 07-01-1994 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
U (%)
U (%)
88
0.0
-2.0
6
3524 1
71
3 2
645
0.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
-6.0
6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
2
4
3
5
6
0.0
17
U (%)
U (%)
Gambar A-13. Plot data polarisasi bintang Be No. 194 pada bidang U – Q hasil
pengamatan tanggal 07-12-1993 dan 09-12-1993 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
1
234
5
6
7
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
a
b
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
Q (%)
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
45
13
2
6
0.0
U (%)
U (%)
Gambar A-14. Plot data polarisasi bintang Be No. 210 pada bidang U – Q hasil
pengamatan tanggal 08-01-1994 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
7
45
1
32
6
7
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
Q (%)
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Gambar A-15. Plot data polarisasi bintang Be No. 211 pada bidang U – Q hasil
pengamatan tanggal 07-01-1994 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)
89
6.0
6.0
4.0
4.0
2.0
2.0
0.0
U (%)
U (%)
JMS Vol. 6 No. 2, Oktober 2001
4372156
2 5
734 6
1
0.0
-2.0
-2.0
-4.0
-4.0
b
a
-6.0
-6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
Q (%)
2.0
4.0
6.0
-6.0
-4.0
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
Q (%)
Gambar A-16. Plot data polarisasi bintang Be No. 297 pada bidang U – Q hasil
pengamatan tanggal 07-01-1991 (a) dan data polarisasi intrinsiknya (b)