fotometri gugus bintang terbuka m67 (ngc 2682)

Fibusi (JoF) Vol. 3 No. 1, April 2015
FOTOMETRI GUGUS BINTANG TERBUKA M67 (NGC 2682)
Fajar Ramadhan1, Rhorom Priyatikanto2, Judhistira Aria Utama3
1,3Jurusan
Pendidikan Fisika, Fakultas Pendidikan Matematika dan Ilmu Pengetahuan Alam Universitas
Pendidikan Indonesia (UPI), Jl. Dr. Setiabudhi 229, Bandung 40154, Indonesia
2Pusat
Sains dan Antariksa
Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional, Jl. Dr. Junjunan no.133 Bandung 40173
[email protected],[email protected],[email protected]
ABSTRAK
Gugus bintang terbuka M67 merupakan salah satu gugus bintang paling tua di Galaksi Bima Sakti dan
merupakan warisan masa lampau yang masih ada hingga kini. Gugus bintang terbuka M67 juga
merupakan gugus bintang dengan anggota terbanyak dengan observed member sekitar 649 bintang
(Sanders, 1989). Studi tentang gugus bintang terutama gugus bintang tua bertujuan untuk memahami
hal-hal seperti struktur galaksi, komposisi kimia, populasi bintang, evolusi dinamis dan proses
pembentukan bintang-bintang baru pada galaksi. Pekerjaan dilakukan dengan mengolah citra gugus
bintang terbuka M67 dalam pita B dan V dengan menggunakan metode aperture photometry.
Pengolahancitra gugus bintang menghasilkan magnitudo instrumen dalam kedua pita tersebut. Setelah
kedua nilai magnitudo instrumen tersebut didapatkan, maka dapat dilakukan transformasi magnitudo
dan dapat dibangun suatu colour magnitude diagram (CMD) atau yang lebih dikenal dengan diagram
Hertzsprung-Russel (Diagram HR). Dengan memanfaatkan diagram HR gugus bintang, dapat
ditentukan parameter-parameter fundamental gugus seperti usia, jarak dan kemerahan (reddening).
Kata kunci: Aperture Photometry, Diagram HR, gugus bintang terbuka, M67
ABSTRACT
M67 is one of the oldest open cluster within our Milky Way galaxy and become valuable legacy from
ancient time who exist until present day. Open cluster M67 is known of the richest star member with
649 observed member (Sanders, 1989). Research about cluster especially old cluster as a purpose of
understanding galaxy structure, chemical composition, star population, dynamical evolution and star
formation within galaxy. The objective of this project is processing M67 images within B and V filter
with Aperture Photometry method. Data processing produce instrument magnitude as a result for each
filter B and V. Instrument magnitude can be transformed into standard system then colour magnitude
diagram (CMD) or famously known as Hertzsprung-Russel Diagram can be plotted. Using the CMD
cluster, the fundamental parameter of cluster such as age, distance and reddening can be determined.
Key Word: Aperture Photometry, HR Diagram, Open Cluster, M67
(2), (3)
*”Dosen Penanggung Jawab”
i
F. Ramadhan, dkk., -Fotometri gugus bintang..
1. Pendahuluan
Sejak masa lampau bitang-bintang telah
menjadi bagian dari kebudayaan manusia.
Banyak kebudayaan masa lampau yang
menjadikan
bintang-bintang
sebagai
patokan
dalam
kegiatan
praktik
keagamaan, navigasi, penanda waktu
dalam kegiatan agraris dan masih banyak
lagi. Hingga masa kini, ilmu perbintangan
klasik masih dapat digunakan salah
satunya adalah pemanfaatan rasi bintang
sebagai navigasi.
Pada awalnya studi tentang bintangbintang sebatas bintang yang tampak
karena bermula dari rasa ingin tahu. Pada
prosesnya hingga era modern ini rasa ingin
tahu akan bintang-bintang telah membuka
ilmu pengetahuan tentang alam semesta.
Bintang sebagai obyek astronomi yang
menarik karena selain menghasilkan
cahaya sendiri yang membuatnya mudah
terdeteksi, juga dikarenakan bintang
memiliki aliran evolusi tersendiri yang
membuat manusia bisa memperkirakan
keadaan bintang baik di masa depan
maupun di masa lalu.
Bintang dapat terbentuk oleh karena
adanya kontraksi awan molekul dalam
skala besar (nebula). Pada prosesnya
bintang-bintang
terbentuk
secara
berkelompok.
Kelompok-kelompok
bintang ini disebut sebagai gugus (Cluster)
dan dibagi menjadi beberapa klasifikasi
bedasarkan jumlah anggota dan interaksi
gravitasinya, yakni gugus bola (Globular
Cluster), gugus terbuka (Open Cluster),
young massive cluster dan asosiasi
bintang. Gugus bintangmerupakan obyek
yang sangat penting dalam studi evolusi
bintang. Bintang-bintang anggota gugus
terikat satu sama lain oleh gaya gravitasi
dan terpengaruh oleh gravitasi dari obyek
astronomi lain. Oleh karena adanya
pengaruh gravitasi dari obyek astronomi
lain, bintang anggota gugus terkadang
dapat bertambah ataupun berkurang.
Anggota gugus memiliki usia dan
komposisi kimia yang mirip dikarenakan
mereka berasal dari awan molekul yang
sama, sehingga parameter utama anggota
gugus seperti usia dan jarak akan lebih
mudah dipelajari dibandingkan dengan
bintang yang menyendiri. Gugus bintang
terbuka juga memiliki anggota yang lahir
dalam waktu yang hampir bersamaan, oleh
karenanya tiap bintang dalam satu gugus
memiliki usia yang hampir sama dan
memudahkan dalam penelitian (Formert,
2007).
Gugus bintang M67 atau NGC 2682
terletak di konstelasi Cancer. Estimasi usia
terbaik yang dapar diberikan pada gugus
bintang M67 berkisar antara 3,1 hingga 5
miliar tahun (Sarajedini, 2009). Gugus
bintang ini memiliki beberapa keunikan
diantaranya adalah gugus bintang M67
merupakan salah satu gugus bintang tua di
galaksi Bimasakti. Ada juga beberapa
anggapan bahwa bintang terdekat dengan
Bumi yakni Matahari berasal dari gugus
bintang M67 dikarenakan lebih dari
seratus bintang anggotanya memiliki
kemiripan dengan Matahari (Sanders,
1977). Pada kenyataaanya gugus bintang
terbuka M67 bukanlah yang tertua di
galaksi Bima Sakti, namun gugus bintang
terbuka tua lainnya memiliki jarak yang
relatif
lebih jauh. Dengan statusnya
sebagai gugus bintang terbuka tua terdekat
dengan bumi ditambah dengan jumlah
anggotanya
yang
melimpah,
M67
merupakan salah satu laboratorium terbaik
untuk mempelajari evolusi bintang.
Studi
tentang gugus bintang
merupakan hal yang penting, dimana para
astronom dapat memprediksikan banyak
sekali kemungkinan dengan mengetahui
parameter fisis gugus bintang. Salah satu
parameter fisis fundamental gugus bintang
adalah usia dan jarak. Usia gugus bintang
dapat memberikan petunjuk formasi
galaksi. Contohnya, bintang dalam gugus
bola (Globular Cluster) merupakan
bintang paling tua dalam galaksi, sehingga
dengan mengetahui usia gugus, dapat
diperkirakan pula usia galaksi dan lebih
jauh lagi usia alam semesta. Gugus bintang
terbentuk dari awan molekul yang sama
dan terbentuk dalam waktu yang
Fibusi (JoF) Vol. 3 No. 1, April 2015
bersamaan, sehingga dengan mempelajari
usia gugus bintang dapat mengetahui
aliran evolusi bintang. Sedangkan jarak
gugus bintang merupakan besaran
fundamental yang dapat menggambarkan
bahwa mahaluas alam semesta sehingga
lebih
meyakinkan
manusia
bahwa
mahabesarnya sang pencipta.
Dengan
berkembangnya
ilmu
pengetahuan dan memanfaatkan studi
bintang, gugus bintang dan obyek
astronomi lainnya, manusia akan semakin
dekat dengan misteri alam semesta. Alam
semesta merupakan hal yang masih
merupakan misteri bagi seluruh umat
manusia,
keberadaanya
selalu
menimbulkan tanda tanya besar. Jika
pengetahuan tentang alam semesta dapat
terpecahkan, maka hal itu merupakan salah
satu pencapaian tertinggi dalam ilmu
pengetahuan.
2. Metode Penelitian
Penelitian ini dilakukan pada gugus
bintang yang dinamakan gugus bintang
terbuka M67 (NGC 2682). Data gugus
terbuka M67 di observasi oleh Dr. Hakim
L. Malasan dengan menggunakan teleskop
berdiameter 65 cm, pada tanggal 27
Januari 2000 dan berlokasi di Gunma
Astronomical Observatory (GAO).
Gambar 1. Teleskop Yang Digunakan
Untuk Pengambilam Citra Gugus Bintang
M67 (Sumber: www.astron.pref.gunma.jp)
Gambar 2. Area Pengamatan Gugus
Bintang M67
Pengolahan
data
menggunakan
metode
aperture
photometrydengan
bantuan perangkat lunak. Aperture
photometry adalah metode yang digunakan
untuk mengukur besar fluks atau intensitas
cahaya. Prinsip kerja metode aperture
photometry adalah menempatkan tiga buah
lingkaran dengan diameter beragam,
dimana
ketiga
lingkaran
tersebut
ditempatkan sedemikian rupa sehingga
mengurung sumber cahaya. Penggunaan
tiga buah lingkaran memiliki fungsi
tersendiri, dimana lingkaran terdalam
digunakan
untuk
mengukur
besar
intensitas dari sumber, lingkaran tengah
sebagai area pembatas agar meyakinkan
bahwa intensitas terukur merupakan
intensitas sumber cahaya tanpa dikotori
oleh pengaruh lain, dan lingkaran terluar
digunakan untuk mengukur intensitas
langit. Sistem fotometri yang digunakan
adalah sistem fotometri UBV dengan
menggunakan dua buah pita, yakni pita B
dan V.
Waktu paparan (exposure time)
untuk citra dengan pita V selama 60 detik,
sedangkan untuk citra dengan pita B
selama 120 detik. Pengambilan data
dilakukan pada tanggal 27 Januari 2000.
Area gugus bintang terbuka M67 terpotret
di langit memiliki ukuran 5,8 menit busur,
sedangkan pada citra obyek memiliki
iii
F. Ramadhan, dkk., -Fotometri gugus bintang..
ukuran 256 x 256 piksel.Area langit yang
terpotret merupakan bagian dari gugus
bintang M67 berpusat pada α = 8° 41’
14,62”, δ = 11° 47’ 25,54” dan bukan
merupakan keseluruhan gugus.
aperturephotometry
dapat
dilakukan
sehingga intensitas tiap bintang anggota
gugus dapat terukur. Kemudian dengan
menggunakan persamaan hubungan antara
magnitudo dan intensitas berikut:
𝑚 = −2,5 𝑥 log 𝐼 + 𝐶 (1)
Gambar 3. Citra Obyek Gugus Bintang
Terbuka M67 Sebagai Obyek Penelitian
Terdapat 10 bintang standar dalam
area penelitian yang digunakan sebagai
pembanding dan koreksi ekstingsi
atmosfer. Kesepuluh bintang tersebut
disajikan dalam tabel berikut:
Tabel 1. Data Bintang Standar dari Bruce
Gary, Hereford Arizona Observatory
(Sumber: brucegary.net/M67)
R.A.[deg]
Dec.[deg]
B
V
8°51'20.053"
8°51'19.865"
8°51'26.352"
8°51'31.155"
8°51'29.845"
8°51'25.354"
8°51'22.734"
8°51'17.120"
8°51'22.797"
8°51'26.779"
11°46'42.51"
11°47'2.66
11°43'53.07"
11°45'52.13"
11°47'18.23"
11°47'35.63"
11°48'4.94"
11°48'17.76"
11°48'51.65"
11°48'42.56"
13,37
12,615
11,392
13,201
11,022
13,162
11,587
11,574
13,283
11,094
12,785
12,135
11,275
12,637
9,675
12,555
10,478
10,331
12,701
10,502
lunak
Menggunakan bantuan
ImageJ,
perangkat
multiple
magnitudo instrumen dari tiap bintang
anggota gugus bintang terbuka M67 dapat
ditentukan.
Koreksi ekstingsi atmosfer perlu
dilakukan pada nilai magnitudo instrumen
dikarenakan pengaruhnya yang membuat
berkurangnya intensitas radiasi sumber
akibat partikel dalam atmosfer bumi.
Dampak ekstingsi ini berupa penyerapan
dan penyebaran cahaya. Koefisien
ekstingsi atmosfer yang terukur merupakan
hasil perbandingan nilai antara magnutudo
instrumen dengan magnitudo standar.
Dengan rajah magnitudo standar versus
magnitudo instrumen, besar nilai koefisien
untuk masing-masing pita dapat diperoleh.
Bintang standar katalog diperlukan
agar pengamat yang berbeda dapat saling
membandingkan hasil satu sama lain.
Perbandingan hasil pengamatan diperlukan
atas dasar bahwa tiap observasi akan
memiliki respon yang berbeda, bintang
yang sama tidak akan memiliki nilai
kecerlangan yang sama dengan pengaturan
instrumen yang berbeda. Perbedaan hasil
dapat diakibatkan dari perbedaan ukuran
dan kondisi teleskop, alat optik, panjang
gelombang dan kualitas filter yang
digunakan. Untuk menghilangkan faktor
tersebut, sistem bintang standar katalog
dapat digunakan untuk mengkalibrasi data
hasil observasi terhadap kecerlangan
bintang standar. Koefisien transformasi
adalah:
𝑀 = 𝑚0 + 𝑡(𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐) + 𝑧
(2)
Dimana t merupakan koefisien
transformasi dan z adalah zero point.
Persamaan 2 dapat ditransformasikan
menjadi persamaan untuk mendapatkan
nilai magnitudo baku untuk tiap bintang.
Fibusi (JoF) Vol. 3 No. 1, April 2015
persamaan
𝑑 = 100,2(𝑚−𝑀+5−𝐴𝑉)
transformasinya
(3)
(𝐵 − 𝑉 ) = 𝐶3 ∗ (𝐵 − 𝑉 )𝑜𝑜𝑜 + 𝐶4
(4)
Dimana V dan (B-V) merupakan
magnitudo baku yang akan dicari, Vobs
dan (B-V)obs telah diketahui sebelumnya
dari magnitudo instrumen terkoreksi
koefisien ekstingsi atmosfer. Lalu C 1 , C 2 ,
C 3 dan C 4 merupakan nilai yang perlu
dicari. Karena warna dan magnitudo
bintang standar katalog telah diketahui,
maka dengan rajah grafik 𝑉𝑠𝑠𝑠 − 𝑉𝑜𝑜𝑜
versus (𝐵 − 𝑉)𝑠𝑠𝑠 dan rajah grafik (𝐵 −
𝑉)𝑠𝑠𝑠 versus (𝐵 − 𝑉)𝑜𝑜𝑜 nilai nilai C 1 , C 2 ,
C 3 dan C 4 dapat diketahui. Kemudian
dengan menggunakan persamaan (3) dan
(4) maka nilai magnitudo baku untuk tiap
bintang
dapat
diketahui.
Dengan
diketahuinya seluruh nilai magnitudo baku
untuk tiap bintang, maka diagram HR yang
dibangun berdasarkan magnitudo baku
dapat dibangun.
Usia dan jarak gugus bintang dapat
diperkirakan dengan mencocokkan data
hasil observasi dengan model isochrone.
Dalam
evolusi
bintang,
isochrone
merupakan kurva pada diagram HR yang
menggambarkan populasi bintang berusia
sama. Isochrone dapat digunakan untuk
mengetahui
usia
gugus
bintang
dikarenakan anggota gugus memiliki usia
yang hampir sama.Perbandingan beberapa
usia isochrone dengan HR diagram perlu
dilakukan dengan masksud mendapatkan
hasil yang lebih presisi. Besar pergeseran
isochrone sumbu X menggambarkan nilai
ekses warna E(B-V) dan besar pergeseran
sumbu Y merupakan besar nilai modulus
jarak m-M. Koefisien ekstingsi materi
antarbintang dapat dihitung dengan
menggunakan persamaan:
𝐴𝑉 = 3.1 ∗ 𝐸 (𝐵 − 𝑉 )
(6)
3. Hasil dan Pembahasan
𝑉 = 𝑉𝑉𝑉𝑉 + 𝐶1 ∗ (𝐵 − 𝑉 ) + 𝐶2
(5)
Nilai-nilai tersebut selanjutnya dapat
digunakan untuk menghitung jarak gugus
menggunakan persamaan:
Magnitudo
instrumen
terukur
merupakan nilai yang didapat dengan
menggunakan persamaan (1). Hasil rajah
grafik magnitudo instrumen V terhadap
indeks warna B-V ditampilkan dalam
grafik berikut:
Diagram H-R (mag. Inst)
11
12
13
14
V 15
16
17
18
19
0
0.5
B-V
1
1.5
Gambar 4. Diagram H-R Untuk
Magnitudo Instrumen
Rajah magnitudo instrumen terhadap
magnitudo bintang standar yang ada pada
katalog dapat memberikan besar nilai
ekstingsi atmosfer. Berikut adalah rajah
magnitudo instrumen terhadap magnitudo
bintang standar yang ada pada katalog
untuk masing-masing pita:
15.5
15
B Instrumen
Sehingga
adalah:
y = 1.0253x + 1.3182
14.5
14
13.5
13
12.5
12
10
12
B Katalog
14
v
F. Ramadhan, dkk., -Fotometri gugus bintang..
1.4
Gambar 5. Rajah Magnitudo Instrumen
Versus Magnitudo Standar Pita B
1
14.5
(B-V)std
15
V Instrumen
1.2 y = 1.1331x - 1.1568
y = 0.952x + 2.3433
14
13.5
0.8
0.6
0.4
0.2
13
0
12.5
1
12
1.5
(B-V)obs
2
11.5
Gambar 8. Rajah grafik (B-V) std versus
11
9
11
13
(B-V) obs
V Katalog
Gambar 6. Rajah Magnitudo Instrumen
Versus Magnitudo Standar Pita V
Persamaan (3) dan (4) dapat
dipergunakan untuk mendapatkan nilai
magnitudo baku tiap bintang. Berikut
adalah rajah grafik 𝑉𝑠𝑠𝑠 − 𝑉𝑜𝑜𝑜 versus
(𝐵 − 𝑉)𝑠𝑠𝑠 dan rajah grafik (𝐵 − 𝑉)𝑠𝑠𝑠
versus (𝐵 − 𝑉)𝑜𝑜𝑜 yang dipergunakan
untuk mendapatkan nilai koefisien
transformasi C 1 , C 2 , C 3 dan C 4 :
0.7
Vstd-Vobs
0.65
Terlihar dari gambar (4.4) dan (4.5) nilai
C 1 , C 2 , C 3 dan C 4 masing-masing adalah
(-0,196), (0,58), (1,133) dan (-1,156).
Selanjutnya
dengan
menerapkan
persamaan (3) dan (4) pada seluruh nilai
magnitudo yang telah dikoreksi ekstingsi
atmosfer akan didapat nilai magnitudo
baku. Hasil perhitungan nilai magnitudo
baku ditampilkan bersamaan dengan nilai
magnitudo pada katalog guna melihat
seberapa besar perbedaan nilai antar
keduanya pada tabel (2).
Tabel 2. Perbandingan Nilai Magnitudo
Baku Dengan Magnitudo Pada Katalog
y = -0.0199x + 0.5809
0.6
Vbaku
Bbaku
V Katalog
B katalog
12,6704
12,0376
11,2033
12,5531
9,88455
12,423
10,2604
10,0789
12,6302
10,3605
13,1948
12,4689
11,3062
13,0772
10,7495
13,0105
11,3324
11,2928
13,1459
10,9166
12,785
12,135
11,275
12,637
9,675
12,555
10,478
10,331
12,701
10,502
13,37
12,615
11,392
13,201
11,022
13,162
11,587
11,574
13,283
11,094
0.55
0.5
0.45
0.4
0
0.5
(B-V)std
1
1.5
Gambar 7. Rajah grafik V std -V obs versus
(B-V) std
Gugus bintang terbuka M67
memiliki anggota yang melimpah dengan
jarak kurang dari 1 kpc, hal ini
Fibusi (JoF) Vol. 3 No. 1, April 2015
menjadikannya salah satu gugus bintang
yang banyak dipelajari. Berdasarkan
(Montgomery, 1993) parameter fisis gugus
bintang M67 diantaranya color excess
sebesar 0,05, modulus jarak sebesar 9,6
dan mendapati bahwa 38% bintang
anggotanya merupakan sistem bintang
biner. Adapun berdasarkan (Naim, 2012)
bintang-bintang anggota M67 memiliki
rerata massa sekitar 1,33 massa matahari
dan berusia sekitar 4 milyar tahun.
Berdasarkan
(Sarajedini,
2009)
mendapatkan nilai color excess sebesar
0,041, modulus jarak sebesar 9,7 dan
memiliki rentang usia 3,5 hingga 4 milyar
tahun. Sedangkan menurut (Yakut, 2009)
melalui penelitiannya mengenai bintang
biner pada gugus bintang M67 mendapati
bahwa jarak gugus bintang M67 sejauh
857 pc. Berikut adalah beberapa parameter
fisis M67 yang diambil dari beberapa
sumber:
isochronedengan usia 5E8, 1,6E9, 3,2E9
dan 1E10 tahun yang disandingkan dengan
data pengamatan.
Gambar 9. Perbandingan Isochrone
berusia 5E8, 1,6E9, 3,2E9 dan 1E10 tahun
yang disandingkan dengan data
pengamatan
Plot Isochrone Berusia 3.2E9 Tahun
Terhadap Data Pengamatan
Tabel 3. Parameter fisis Gugus
bintang Terbuka M67
E(BV)
0.05
mM
9.6
Usia Jarak
(Gyr) (pc)
-
774
9
10
11
Sumber
Montgomery,
1993
V
12
13
14
15
-
-
4
-
Naim, 2012
16
0
0.041
9.7
3.5 4
821
Sarajedini,
2009
-
-
-
857
Yakut, 2009
-
908
WEBDA
0.059 9.97
Diagram HR magnitudo baku dirajah
bersamaan dengan model isochrone guna
memprediksikan usia gugus bintang.
Dengan mencocokkan beberapa model
isochrone berusia tertentu dengan data,
akan terlihat seberapabesar kecocokan
antara masing-masing model dengan data.
Berikut
adalah
rajah
kurva
0.5
B-V
1
1.5
Gambar 10. Perbandingan
Isochrone berusia 3,2E9 tahun yang
disandingkan dengan data
pengamatan
Gambar (9) dan (10) menunjukkan bahwa
data pengamatan cocok dengan model
kurva isochrone berusia 3,2E9 tahun
hingga 4E9 tahun untuk daerah sekitar
deret utama dan daerah red giant, namun
titik belok kurva isochrone dengan usia
3,2E9 tahun dirasa lebih cocok pada
daerah bintang bermassa rendah.
Perhitungan jarak dilakukan dengan
menggunakan
model
kurva
vii
F. Ramadhan, dkk., -Fotometri gugus bintang..
isochroneberusia 3,2E9 tahun sehingga
mendapatkan nilai m-M dan color
excesssebagai berikut:
2.
Gugus bintang terbuka M67 berusia
3,2E9 tahun dan berjarak 909,49 pc
5. Daftar Pustaka
Formert, H & K, Christine. (2007). “Open
Star Cluster”. SEDS. University of
Arizona, Lunar and Planetary Lab.
Retrieved 2009-01-02.
Montgomery, K, A; L, A, Marschall & K,
A, Janes. (1993). “CCD Photometry
of the Old Open Cluster M67”. The
Astronomical Journal Vol. 106: 181219.
Gambar 11. Besar pergeseran model
isochrone terhadap data pengamatan
Berdasarkan gambar (11) Besar
pergeseran pada sumbu Y yang
menyatakan nilai modulus jarak m-M
adalah sebesar 9,98 dan pada sumbu X
menyatakan nilai color excesssebesar 0,06.
Nilai m-M menunjukkan perbedaan nilai
magnitudo baku bintang dengan nilai
magnitudo mutlaknya, sedangkan nilai
color excess 0,06 menunjukkan bahwa
gugus bintang terbuka M67 jauh dari
bidang galaksi. Dengan menggunakan
persamaan (5) maka nilai koefisien
ekstingsi materi antarbintang sebesar
0,186, sehingga seluruh komponen yang
diperlukan untuk menghitung jarak gugus
bintang seperti dalam persamaan (6) telah
lengkap. Dengan menggunakan persamaan
(6) didapat nilai d sebesar 909,49 pc.
4. Kesimpulan
Berdasarkan hasil pengolahan data
fotometri yang dilakukan, maka dapat
dapat disimpulkan:
1. Magnitudo baku bintang anggota
gugus bintang terbuka M67 dalam pita
B memiliki rentang nilai 10,318
hingga 17,08 sedangkan dalam pita V
memiliki rentang nilai 9,884 hingga
16,116.
Naim, S. O. & Evgeny, G. (2012).
“Examining
the
M67
Classification as an Open
Cluster”. International Journal of
Astrophysics, 2012, 2: 167-173.
Sanders, W. L. (1977). “Membership of
the Open Cluster M67”. Astronomy
and Astrophysics Supplement Series
27: 89-116
Sanders, W. L. (1989). “UBV Photometry
of M67 Members”. Rev Mexicana
Astron. Astrof 17: 31-35.
Sarajedini, A; A, Dotter. & K, Allyson.
(2009). “Deep 2MASS Photometry
of M67 and Calibration of the Main
Sequence J-KS Color Difference as
an Age Indicator”. AJ, 2009.
Yakut, K; W, Zima; B, Kalomeni; H, van
Wickel; C, Waelkens; P, De Cat; E,
Bauwens; M, Vuckovic; S, Saesen;
L, Le Guillou; M, Parmaksizoglu; K,
Oluc; I, Khamitov; G, Raskin & C,
Aerts. (2009). “Close Binary and
Other Variable Stars in the Solar
Age Galactic Open Cluster M67”.
Astronomy and Astrophysics Vol.
505 : 165-176.