Your SlideShare is downloading. ×
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
1 pendahuluan
Upcoming SlideShare
Loading in...5
×

Thanks for flagging this SlideShare!

Oops! An error has occurred.

×
Saving this for later? Get the SlideShare app to save on your phone or tablet. Read anywhere, anytime – even offline.
Text the download link to your phone
Standard text messaging rates apply

1 pendahuluan

2,801

Published on

0 Comments
1 Like
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

No Downloads
Views
Total Views
2,801
On Slideshare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
11
Actions
Shares
0
Downloads
64
Comments
0
Likes
1
Embeds 0
No embeds

Report content
Flagged as inappropriate Flag as inappropriate
Flag as inappropriate

Select your reason for flagging this presentation as inappropriate.

Cancel
No notes for slide

Transcript

  • 1. Materi Astronomi untuk OSN Tingkat SMP 2014 Prof. Dr. Suhardja D. Wiramihardja, M.Sc. Kelompok Keilmuan Astronomi Institut Teknologi Bandung 2014 Pengantar Astronomi adalah sains yang berkembang dengan pesat yang ditandai dengan banyak penemuan baru. Dibekali dengan teknologi mutakhir dan pengetahuan teoritis baru, telaah tentang kosmos terus dilakukan untuk menyempurnakan pemahaman kita tentang jagat raya. Dengan senang hati kami menggunakan kesempatan ini untuk memberikan materi tentang konsep-konsep astronomi, evolusi ide dan penemuan mengenai garis depan perkembangan astronomi dewasa ini. Materi Astronomi ini ditulis untuk siswa tingkat SMP yang tidak mempunyai latar belakang pengetahuan astronomi yang diberikan dalam bentuk mata pelajaran seperti mata pelajaran – mata pelajaran lainnya. Materi ini dimaksudkan untuk diberikan sebagai bekal peserta didik dalam mengikuti Olimpiade Sains Tingkat SMP bagian Ilmu Pengetahuan Sosial (IPS). Walaupun tidak berasal dari pohon ilmu yang sama, untuk sementara mulai tahun 2014 materi Astronomi akan dimasukkan ke dalam Olimpiade Bidang IPS. Kami paparkan gambaran luas astronomi dengan lebih deskriptif tanpa matematika yang terlalu berat. Namun, ketiadaan matematika yang terlalu canggih, kami harapkan tidak akan mengganggu penjelasan tentang konsep-konsep yang sangat penting mengenai materi-materi astronomi. Kami lebih menitik-beratkan kepada penalaran kualitatif, dan analogi dengan obyek dan fenomena yang akrab dengan siswa untuk menerangkan kompleksitas masalah tanpa terlalu menyederhanakan. Kami berusaha untuk mengkomunikasikan daya tarik astronomi untuk membangkitkan minat siswa terhadap keindahan jagat raya sekitar kita yang mengagumkan. Penulisan materi ini dipicu oleh permintaan para Guru pada saat acara Workshop Peningkatan Pelajaran Sains Tingkat SMP di Surabaya 1520 Desember 2013 yang lalu. Karena Astronomi tidak diberikan dalam pelajaran di SMP sebagai sebuah mata pelajaran, atau disisipkan dalam mata pelajaran lainnya, sedangkan mulai tahun 2014 materi Astronomi akan dimasukkan ke dalam Olimpiade bidang IPS, dirasakan sangat perlu adanya bahan materi yang bisa dijadikan acuan agar para siswa peserta Olimpiade tidak “bertarung” tanpa amunisi. Berdasarkan pengalaman kami mengajarkan materi Astronomi pada beberapa pelatihan baik untuk guru
  • 2. mau pun siswa, kami berusaha untuk mengkomunikasikan masalah-masalah dasar Astronomi kepada siswa SMP dengan menunjukkan keindahan jagat raya yang fantastik tanpa ketakutan yang berlebihan akan masalah-masalah Eksakta atau Sains. Tulisan ini masih jauh dari sempurna. Kami akan secara regular memperbaiki dan meng-update dengan perkembangan ilmu astronomi. Tetapi semoga apa yang kami tulis bermanfaat. Selamat membaca.
  • 3. Bab I Pendahuluan I.1. Astronomi dan Jagat Raya Sering disebutkan bahwa sekarang kita hidup dalam abad keemasan Astronomi. Sekarang fajar abad 21 sebenarnya adalah perioda kedua dari abad seperti itu dengan banyaknya penemuan dan eksplorasi ruang angkasa. Yang pertama adalah masa Renaissance (kelahiran kembali) yang dimulai dengan zaman pertama yang mempesona dalam kemajuan bidang sains, saat astronomi modern lahir. Yang paling menonjol dan penting adalah kelahiran kembali astronomi, yaitu zamannya ilmuwan Italia Galileo Galilei (1564 – 1642). Walaupun bukan dia yang menemukan teleskop, tetapi Galileo adalah orang pertama yang dalam tahun 1610 merekam apa yang ia lihat ketika ia mengarahkan sebuah lensa kecil (berdiameter 5 cm) ke langit. Penemuannya menciptakan sebuah perubahan pandangan besar dalam astronomi, dan juga sebuah terobosan dalam persepsi manusia tentang kosmos. Untuk pertama kalinya ia melihat noda/bintik Matahari (sunspots), permukaan Bulan yang tidak rata yang berkawah dan bergunung, dan semua “dunia baru”, yaitu empat buah bulan yang mengelilingi planet Jupiter, ia mengubah pandangan kekekalan kosmik dari Aristoteles yaitu gagasan bahwa jagat raya adalah sempurna dan tidak berubah. Akan tetapi, di lapangan Galileo menghadapi banyak masalah dengan para filsuf dan ahli teologi saat itu. Dalam memperjuangkan metoda ilmiahnya, ia menggunakan alat untuk menguji pemikirannya, dan yang ia temukan sangat tidak bersesuaian dengan pemikiran dan pandangan yang ada pada zaman itu. Kemajuannya sangat sederhana. Ia menggunakan sebuah teleskop yang memfokuskan, memperbesar, dan mempelajari radiasi yang mencapai Bumi dari langit – khususnya cahaya dari Matahari, Bulan dan planet. Cahaya adalah satu macam radiasi yang paling dikenal oleh manusia di Bumi, karena ia memungkinkan kita untuk mengetahui keadaan permukaan planet. Tetapi juga cahaya memungkinkan teleskop melihat obyek di kedalaman jagat raya, yang memungkinkan kita menjelajah lebih jauh daripada apa yang bisa dilihat oleh mata telanjang. Dengan teleskop kecil yang sederhana ini, Galileo telah mengubah perjalanan ilmu paling tua – astronomi  saat itu, dan untuk selamanya.
  • 4. Diantara “benda-benda aneh” lain yang ia temukan adalah gugusan-gugusan bintang sepanjang Galaksi Bima Sakti, bulan dan cincin sekeliling planet raksasa, nebula warna warni yang sebelumnya semua orang belum pernah melihatnya. I.2. Tempat Kita di Bumi Dari semua pandangan ilmu, Bumi bukanlah titik pusat atau menempati posisi khusus dalam jagat raya. Kita tidak mendiami tempat yang unik dalam jagat raya. Penelitian astronomi, terutama dalam beberapa dekade terakhir, secara tegas menyimpulkan bahwa kita tinggal pada sesuatu yang mirip dengan planet berbatu biasa yang disebut Bumi, satu dari delapan planet yang mengitari sebuah bintang biasa yang disebut Matahari, sebuah bintang yang berlokasi sekitar sepertiga dari pinggiran kumpulan besar bintang yang disebut Galaksi Bima Sakti (Milky Way), yang merupakan satu dari milyaran galaksi lain yang tersebar di seluruh jagat raya yang teramati. Kita dihubungkan dengan alam semesta dan waktu tidak hanya oleh imajinasi kita saja, tetapi juga melalui warisan kosmik bersama. Hampir semua elemen kimia yang membentuk tubuh kita (hidrogen, oksigen, karbon, dan banyak lagi) dibentuk milyaran tahun yang lalu dalam pusat yang panas dari bintang-bintang yang mati mengakhiri evolusinya. Bintang-bintang raksasa ini mati dalam ledakan besar, menghamburkan elemen yang dibentuk jauh di dalam inti yang sangat besar. Akhirnya, materi ini terkumpul dalam awan gas yang secara perlahan runtuh dan melahirkan bintang generasi baru berikutnya. Dengan cara ini, Matahari dan keluarga planetnya terbentuk sekitar 4,5 miliar tahun yang lalu. Segala sesuatu di Bumi dipasok atom dari bagian lain jagat raya, dan jauh dari masa lalu yang lebih jauh dari awal evolusi manusia. Di tempat yang lain, makhluk lain – mungkin dengan kecerdasan yang lebih tinggi daripada kita – barangkali saat ini sedang mengembara di dalam langit malam mereka sendiri. Matahari kita mungkin hanya sekadar sebuah titik cahaya terhadap mereka, jika memang tampak. Andaikan makhluk itu memang sekarang ada, mereka pasti berasal dari asal kosmik yang sama. Secara sederhana dapat dikatakan, bahwa jagat raya (universe) adalah totalitas seluruh ruang angkasa, waktu, materi dan energi. Astronomi adalah telaah tentang jagat raya. Ia adalah sebuah subyek yang agak berbeda dengan yang lainnya, karena ia menuntut kita untuk secara mendalam mengubah pandangan kita tentang kosmos dan melihat materi sebagai sesuatu dengan skala yang sama sekali tidak akrab dengan pengalaman sehari-hari. Sebagai contoh, lihat saja misalnya sebuah galaksi yang bernama Andromeda (Gambar I.1). Ia adalah kumpulan besar bintang-bintang dengan jumlah ratusan milyar – lebih banyak bintang daripada jumlah manusia yang pernah hidup di Bumi. Struktur keseluruhan galaksi Andromeda terlihat di langit dengan diameter selebar 100.000 tahun cahaya. Meskipun tampaknya seperti satuan waktu,
  • 5. satu tahun cahaya dalam kenyataannya adalah jarak yang ditempuh cahaya dalam satu tahun pada kecepatan 300.000 km perdetik. Kalau dihitung seterusnya, dalam satu tahun ada 365 hari, dalam satu hari ada 24 jam, dalam satu jam ada 60 menit, dalam 1 menit ada 60 detik, akan diperoleh bahwa 1 tahun cahaya sama dengan kira-kira 10 triliun kilometer. Untuk perbandingan, diameter Bumi besarnya sekitar 13.000 kilometer, yang kira-kira kurang dari satu per dua puluh detik cahaya. Gambar I.1. Galaksi Andromeda Tahun cahaya adalah satuan jarak yang diperkenalkan oleh astronom untuk melukiskan jarak yang sangat jauh. Kita akan sering menemukan satuan seperti ini dalam astronomi. Astronom sering memperbesar sistem metrik standar dengan tambahan satuan yang digunakan dalam masalah-masalah khusus yang sedang dibahas. Ribu (1.000), juta (1.000.000), milyar (1.000.000.000), bahkan triliun (1.000.000.000.000) – bilangan ini sering muncul dalam percakapan sehari-hari. Tetapi mari kita berhenti sejenak untuk memahami besaran bilangan ini dan meresapi perbedaan yang kentara antar bilangan ini. Seribu sangat mudah untuk dipahami. Dengan kecepatan 1 angka per detik, kita akan
  • 6. menghitung mulai dari angka 1 sampai dengan 1.000 dalam waktu 1.000 detik atau sekitar 16 menit. Akan tetapi, jika kita ingin menghitung sampai dengan 1.000.000, kita perlu waktu lebih dari dua minggu untuk menghitung dengan kecepatan 1 angka per detik, 16 jam per hari (kalau 8 jam diperlukan untuk tidur). Untuk menghitung dari 1 sampai dengan satu miliar dengan kecepatan yang sama, 1 angka per detik, dan 16 jam per hari diperlukan hampir 50 tahun! Dalam kemasan materi ini, kita tidak hanya berbicara ruang dengan besar milyaran kilometer, tetapi milyaran tahun cahaya; atau benda yang mengandung hanya triliunan atom, tetapi triliunan bintang, dan interval waktu yang hanya milyaran detik atau jam, tetapi milyaran tahun. Kita perlu menjadi akrab – dan nyaman – dengan bilangan-bilangan besar tersebut. Salah satu cara yang baik adalah mulai dengan belajar seberapa kali lebih besar satu juta dari satu ribu, dan berapa kali lebih besar satu miliar dari satu ribu. Dengan kekurang-pahaman tentang obyek-obyek astronomi yang mereka amati, pengamat langit zaman kuno merangkum cerita untuk menerangkannya. Misalnya dikatakan, Matahari dibawa ke langit dengan kereta perang yang ditarik kuda terbang. Pola konstelasi bintang dicerminkan sebagai jagoan atau pahlawan mereka atau sebagai binatang yang mereka anggap sakti yang ditempatkan di langit oleh para dewa. Sekarang, tentu saja kita mempunyai konsepsi jagat raya yang sangat berbeda. Bintang yang kita lihat letaknya sangat jauh, adalah benda bundar yang bersinar yang mungkin kuat sinarnya sama atau ratusan kali kuat sinar Matahari kita. I.3. Konstelasi di Langit Antara Matahari terbenam dan Matahari terbit pada sebuah malam yang cerah, kita akan bisa melihat sekitar 3.000 titik cahaya di langit. Jika kita masukkan pemandangan langit dari muka Bumi sebaliknya, hampir 6.000 bintang tampak pada mata telanjang. Kecenderungan alamiah manusia adalah melihat pola dan hubungan antar benda-benda langit itu, walaupun pada kenyataannya tidak ada hubungan apapun sebenarnya, dan orang dulu menghubungkan bintang-bintang terang ke dalam konfigurasi yang disebut konstelasi atau rasi, yang orang zaman kuno menamakannya dengan makhluk mitos, jagoan atau pahlawan, dan binatang yang dirasakan penting untuk mereka. Gambar I.2 memperlihatkan sebuah konstelasi yang menonjol pada langit malam dari Oktober sampai Maret, yaitu si Pemburu dengan nama Orion. Orion adalah pahlawan berdasar mitos Yunani.
  • 7. Gambar 1.2. Konstelasi Orion Mungkin tidak begitu mengejutkan, pembentukan pola konstelasi bintang dipengaruhi oleh latar belakang budaya etnik masing-masing. Orang Cina zaman dulu melihat tokoh mitos berbeda dengan orang Yunani, orang Babilonia, dan juga orang Indonesia. Konstelasi yang disebut oleh orang Yunani sebagai Orion, di Indonesia dikenal dengan nama Waluku atau Wuluku, yang berarti alat bajak sawah. Astronom zaman dulu mempunyai alasan yang praktis untuk mempelajari astronomi. Beberapa konstelasi bisa digunakan untuk petunjuk navigasi. Bintang Polaris menunjukkan arah Utara, dan lokasinya yang hampir tetap di langit, dari jam ke jam, dari malam ke malam, telah membantu penjelajah selama berabad-abad. Konstelasi lain digunakan sebagai kalender primitif untuk meramalkan musim menanam dan musim panen. Sebagai contoh, kenampakan bintang Waluku/Wuluku di langit Timur pada awal malam dianggap sebagai tanda dimulainya musim hujan, dan masa pertanian segera tiba.
  • 8. Dalam banyak kelompok masyarakat, orang percaya bahwa ada manfaat lain dalam menelusuri secara terus menerus posisi benda langit yang berubah dari waktu ke waktu. Posisi relatif antara bintang-bintang dan planet-planet pada hari kelahiran seseorang dipelajari dengan seksama oleh ahli astrologi, yang menggunakan data untuk membuat ramalan tentang nasib orang tersebut. Jadi, dalam hal “faedah”, astronomi dan astrologi muncul dari desakan keperluan dasar yang sama yaitu keinginan untuk “melihat” masa depan. Dan, sesungguhnya, untuk waktu yang lama keduanya tidak bisa dipisahkan antara satu dari yang lainnya. Sekarang, kebanyakan orang mengenal bahwa astrologi tidak lebih dari sekadar hiburan semata, meski jutaan orang masih mempercayai horoskop dalam koran-koran setiap harinya. Walaupun begitu, terminologi astrologi lama – nama-nama dari konstelasi dan istilah-istilah yang digunakan untuk menggambarkan lokasi dan gerakan planet  masih digunakan dalam dunia astronomi modern sekarang untuk memudahkan pengenalan daerah langit tertentu. Secara umum dapat dikatakan, bahwa seperti ditunjukkan dalam Gambar I.3, bintang-bintang yang membentuk konstelasi tertentu sebenarnya tidak berdekatan antara satu dengan lainnya di langit, bahkan dengan standar astronomi sekali pun. Mereka semata-mata hanya cukup terang untuk diamati dengan mata telanjang dan kebetulan terletak kira-kira dalam arah yang sama di langit dilihat dari Bumi. Tetapi, konstelasi juga menyediakan cara yang cocok untuk para astronom untuk pengenalan daerah yang luas di langit, seperti halnya ahli geologi menggunakan benua atau seorang Presiden mengenal nama-nama provinsi dalam negaranya. Total ada 88 buah kontelasi di seluruh langit, tetapi hanya ada 12 yang berada pada atau sekitar ekliptika (lingkaran tahunan Matahari) yang disebut sebagai zodiak. Gambar I.3. Orion dengan dilengkapi jarak yang berbeda
  • 9. Bab II Posisi Bintang di Langit II.1. Bola Langit Selama perjalanan malam, bintang-bintang atau konstelasi tampak bergerak dengan sangat pelan sekali (tidak bisa terdeteksi dengan pengamatan mata telanjang dalam rentang waktu yang singkat) sepanjang langit dari Timur ke Barat. Tetapi pengamat langit zaman dulu pun sangat sadar bahwa posisi relatif antara bintang yang satu dengan bintang lainnya tetap tidak berubah sepanjang pergerakan malam itu. Sangat alamiah kalau pengamat zaman dulu itu menyimpulkan bahwa bintang-bintang haruslah menempel ketat pada bola langit bagian dalam, ibarat sebuah kanopi yang mengelilingi Bumi. Untuk titik pandangan modern, gerakan semu bintang-bintang di langit adalah hasil dari rotasi dari Bumi pada porosnya, bukan rotasi bola langit. Walaupun kita tahu bahwa Bumi bukanlah pusat alam semesta, untuk menerangkan gerak langit yang kita saksikan, kita “menganggap” seolah-olah Bumi menjadi pusat bola langit. Titik-titik tempat sumbu rotasi Bumi memotong langit disebut sebagai Kutub Langit. Pada belahan langit Utara, Kutub Langit Utara (KLU) terletak di atas Kutub Utara Bumi. Perpanjangan sumbu rotasi Bumi pada arah yang berlawanan menentukan Kutub Langit Selatan (KLS). Persis ditengah-tengah antara KLU dan KLS terletak ekuator langit, yang merupakan perpotongan antara bidang ekuator Bumi dengan bola langit. Gambar II.1. Bola Langit
  • 10. Ketika kita membicarakan lokasi bintang di langit, astronom berbicara dalam istilah atau besaran posisi sudut atau perbedaan sudut, bukan jarak bintang dari Bumi, karena yang kita lihat adalah proyeksi bintang pada langit. Bintang-bintang itu sendiri mempunyai jarak yang berbeda satu dengan lainnya. II.2. Ukuran Sudut Besar dan skala sering dinyatakan dengan mengukur panjang dan sudut. Konsep pengukuran panjang sudah sangat akrab kepada kita semua. Tetapi konsep pengukuran sudut mungkin masih kurang akrab. Tapi kita coba ingat beberapa fakta sederhana di bawah ini: i. Sebuah lingkaran penuh besarnya 360 derajat (360). Jadi, setengah lingkaran yang merentang dari horizon ke horizon, melintasi titik tepat di atas kepala dan merangkum bagian langit yang tampak pada seseorang pada suatu saat, besarnya 180. ii. Setiap bagian 1 lebih jauh dapat dibagi-bagi lagi ke dalam bagian dari derajat, yang disebut menit busur. Ada 60 menit busur (ditulis 60) dalam satu derajat. (Terminologi menit “busur” digunakan untuk membedakan satuan sudut ini dengan satuan menit waktu). Matahari dan Bulan tampak sebagai benda bulat yang besarnya 30 menit busur (30) atau setengah derajat di langit. iii. Satu menit busur (1) dapat dibagi menjadi 60 detik busur (60). Dengan kata lain, kalau satu menit busur (1) adalah 1/60, maka satu detik busur (1) adalah 1/601/60 = 1/3.600. Satu detik busur (1) adalah satuan ukuran sudut yang sangat kecil – besarnya sudut dari sebuah benda dengan panjang 1 centimeter dilihat dari jarak 2 kilometer. Gambar II.2 melukiskan besaran sudut.
  • 11. Gambar II.2 Besaran sudut. Jangan dicampuradukkan satuan yang digunakan untuk mengukur sudut ini. Menit busur dan detik busur tidak ada hubungannya dengan pengukuran waktu, dan derajat tidak ada hubungannya dengan temperatur. Derajat, menit busur, dan detik busur adalah semata-mata cara untuk mengukur besarnya dan menentukan posisi benda langit pada bola langit. Ukuran atau besarnya sudut dari sebuah benda bergantung kepada ukuran fisis yang sebenarnya dan jaraknya dari kita. Sebagai contoh, Bulan, pada jaraknya yang sekarang dari Bumi, mempunyai diameter sudut 0,5 atau 30. Jika Bulan ditempatkan pada jarak 2 kali lebih jauh, ia akan tampak setengahnya – 15 – walaupun besar fisis sebenarnya tetap sama. Jadi, besar sudut saja tidak cukup untuk menentukan diameter yang sebenarnya dari benda itu. Jarak ke benda tersebut harus harus juga diketahui. II.3. Koordinat Langit Metoda paling sederhana untuk menentukan lokasi bintang-bintang di langit adalah menentukan konstelasinya dan mengurutkannya dalam tingkatan terangnya. Bintang paling terang diberi notasi dengan abjad Yunani , bintang paling terang kedua diberi notasi , bintang yang ketiga , dan seterusnya. Jadi, dua bintang paling terang dalam konstelasi Orion – Betelgeuse dan Rigel – juga masing-masing dikenal sebagai Orionis dan Orionis. (Penelitian
  • 12. paling kini ternyata menghasilkan bahwa Rigel lebih terang daripada Betelgeuse, tetapi nama bintang tetap.) Begitu juga, Sirius, bintang yang paling terang di langit, yang berlokasi di konstelasi Canis Major (Anjing Besar), diberi nama Canis Major (atau disingkat CMa). Bintang Kutub sekarang (Polaris) di konstelasi Ursa Minor (Beruang Kecil) juga dikenal sebagai Ursae Minoris (UMi), atau Antares, bintang raksasa merah (diameternya sama dengan 2.000 kali diameter Matahari) di rasi Scorpio disebut juga Scorpio (atau Sco), dan seterusnya. Karena lebih banyak lagi bintang terang dalam konstelasi tertentu sedangkan jumlah huruf dalam abjad Yunani terbatas, penggunaan pemakaian cara ini sangat terbatas. Akan tetapi untuk pengamatan bintang dengan mata telanjang, yang hanya melibatkan bintang- bintang terang saja, cara ini cukup memadai. Untuk pengukuran yang lebih teliti, astronom menerapkan sistem koordinat langit pada bola langit. Jika kita menganggap bintang-bintang menempel pada sebuah bola langit yang berpusat di Bumi, sistem lintang dan bujur pada permukaan Bumi diperluas sehingga mencakup langit. Lintang dan bujur pada sistem koordinat permukaan Bumi, dalam sistem koordinat langit padanannya adalah masing-masing deklinasi dan asensiorekta. Gambar II.3 melukiskan maksud dari asensiorekta dan deklinasi pada bola langit, dan membandingkannya dengan bujur dan lintang pada permukaan Bola. Gambar II.3. Sistem koordinat di permukaan Bumi dan koordinat langit
  • 13. Perhatikan hal-hal di bawah ini: i. Deklinasi () diukur dalam derajat () ke Utara atau Selatan dari ekuator Bumi. Jadi, ekuator langit berada pada deklinasi 0, KLU pada deklinasi + 90, dan KLS mempunyai deklinasi – 90 (tanda minus di sini memberi arti “selatan dari ekuator langit”). ii. Asensiorekta () diukur dalam satuan jam, menit, dan detik. Satuan sudut secara bersamaan digunakan juga dengan satuan waktu, untuk membantu dalam pengamatan astronomi. Dua set satuan ini dihubungkan dengan rotasi Bumi (atau bola langit). Dalam 24 jam, Bumi berotasi sekali pada sumbunya atau sebanyak 360. Jadi, dalam perioda 1 jam, Bumi berotasi sebesar 360/24= 15, atau 1 jam. Dalam 1 menit waktu, Bumi berotasi dalam sudut sebesar = 15/60 = 0,25, atau 15 menit busur (15). Dalam 1 detik waktu, Bumi berotasi sebesar sudut = 15/60 = 15 detik busur (15). Titik nol untuk asensiorekta dipilih saat Matahari di langit berada pada posisi Vernal Equinox, yaitu perpotongan antara ekuator langit dengan ekliptika. Asensiorekta dan deklinasi secara spesifik menunjukkan lokasi di langit yang serupa dengan koordinat bujur dan lintang yang menentukan lokasi pada permukaan Bumi. Sebagai contoh, untuk mencari kota Padang, lihat 100 21 sebelah timur dari meridian Greenwich (garis pada permukaan Bumi dengan bujur 0) dan 057 sebelah utara ekuator. Dengan cara yang sama, untuk mencari lokasi bintang Betelgeuse pada bola langit, lihat 5h 52m 0s ke arah Timur Vernal Equinox (garis di langit dengan asensiorekta 0h ), dan 724 sebelah Utara ekuator langit. Bintang Rigel yang disebutkan di atas, terletak pada = 5h 13m 36s dan  = 813. Asensiorekta dan deklinasi terikat dalam bola langit. Walaupun bintang tampak bergerak di langit karena rotasi Bumi, koordinat mereka tetap konstan sepanjang malam, karena pada saat bersamaan titik vernal equinox yang menjadi titik nol asensiorekta bergerak dengan harga yang sama dengan bintang.
  • 14. Bab III Gerak Bumi III.1. Rotasi dan Revolusi Bumi Kita mengukur waktu berdasar acuan pada Matahari. Karena irama hari dan malam sangat penting pada kehidupan kita, maka perioda waktu antara suatu tengah hari ke tengah hari berikutnya, atau suatu tengah malam ke tengah malam berikutnya, yaitu hari matahari yang panjangnya 24 jam, adalah satuan waktu sosial dasar manusia. Perubahan posisi Matahari dan bintang-bintang di langit sepanjang hari/malam disebut gerak harian. Seperti kita ketahui hal itu disebabkan oleh rotasi Bumi. Tetapi pada suatu waktu yang sama, posisi bintang di langit tidak akan berada pada tempat yang sama dari satu malam ke malam berikut. Tiap malam, keseluruhan bola langit tampak bergeser sedikit terhadap horizon, dibanding malam berikutnya. Cara yang paling mudah untuk mengkonfirmasi hal ini adalah dengan menyaksikan bintang-bintang yang tampak sesaat setelah Matahari terbenam atau sebelum fajar. Kita akan melihat bahwa bintang-bintang berada pada posisi sedikit berbeda dari malam sebelumnya (kira-kira 4 menit lebih cepat). Karena pergeseran kecil ini, hari yang diukur berdasar acuan bintang – disebut hari sideris – berbeda panjangnya dengan hari matahari. Gambar III.1. Hari Sideris
  • 15. Penyebab perbedaan antara hari matahari (hari dengan acuan Matahari) dan hari sideris (hari dengan acuan bintang) dilukiskan pada Gambar III.1. Terjadinya perbedaan ini dikarenakan Bumi melakukan dua macam gerakan yaitu rotasi dan revolusi secara bersamaan. Selama berotasi Bumi juga bergerak sedikit dalam orbitnya mengelilingi Matahari. Setiap Bumi berotasi sekali pada sumbunya ia juga bergerak sedikit sepanjang orbitnya mengitari Matahari. Oleh karena itu Bumi harus berotasi lebih besar daripada 360 (360 derajat) agar Matahari berada di posisi (di langit) satu hari sebelumnya. Jadi, interval waktu antara suatu tengah hari ke tengah hari berikutnya (satu hari matahari) lebih lama daripada satu perioda rotasi yang acuannya bintang (satu hari sideris). Planet Bumi perlu waktu 365 hari untuk mengorbit Matahari, jadi sudut tambahan yang ditempuh adalah 360/365 = 0,986. Karena Bumi berotasi dengan15per jam, diperlukan 3,9 menit untuk berotasi sebesar sudut 0,986 ini. Jadi hari matahari 3,9 menit (dibulatkan menjadi 4 menit) lebih panjang daripada hari sideris, atau panjang hari sideris sama dengan 23h 56m . III.2 Perubahan Musim Gambar III.2 melukiskan bagaimana Bumi berevolusi mengelilingi Matahari dalam setahun. Untuk masing-masing posisi Bumi, langit yang tampak dari Bumi yang sedang mengalami malam hari berbeda-beda. Pada kira-kira bulan Maret langit yang tampak dalam bulan itu adalah langit yang menampilkan bintang-bintang dari konstelasi Leo, Virgo, dan Libra. Sedangkan tiga bulan setelahnya yaitu kira-kira bulan Juni bintang dalam rasi-rasi Scorpio, Sagittarius, dan Capricornus akan tampak. Begitu seterusnya. Perubahan musiman yang teratur ini terjadi karena revolusi Bumi mengelilingi Matahari. Bagian gelap belahan langit dari Bumi menghadap arah langit yang sedikit demi sedikit bergeser tiap malamnya. Perubahan dalam arah ini hanya sekitar 1 saja per malamnya – perubahan yang terlalu kecil untuk bisa dilihat dengan mata telanjang, dari suatu malam ke malam berikutnya. Tetapi akan terlihat kentara dalam rentang mingguan atau bulanan seperti ditunjukkan dalam Gambar III.2.
  • 16. Gambar III.2 Pemandangan langit malam berubah dengan bergeraknya Bumi dalam orbitnya mengelilingi Matahari. Seperti ditunjukkan dalam gambar di atas, bagian malam hari dari Bumi menghadap sekumpulan konstelasi pada waktu yang berbeda dalam setahun. Dua belas nama-nama konstelasi yang tampak disini yang berada di atau dekat ekliptika disebut zodiak. Setelah enam bulan Bumi telah mencapai bagian seberang orbitnya, dan kita menghadap ke kelompok bintang dan konstelasi yang sama sekali berbeda pada langit malamnya. Karena gerakan ini, Matahari tampak (terhadap pengamat di Bumi) bergerak relatif terhadap bintang- bintang latar belakang sepanjang tahun. Gerakan semu Matahari di langit mengikuti lintasan pada bola langit selama setahun disebut ekliptika. Ke 12 konstelasi yang dilalui Matahari ketika ia bergerak sepanjang ekliptika – yaitu konstelasi-konstelasi yang akan kita lihat pada arah Matahari jika konstelasi-konstelasi itu (zodiak) tidak terhalangi oleh silaunya sinar Matahari – memiliki arti yang sangat penting bagi astrolog zaman dulu. Seperti diperlihatkan dalam Gambar III.2, ekliptika membentuk lingkaran besar pada bola langit, miring dengan sudut 23,5 terhadap ekuator langit. Dalam kenyataannya, seperti diilustrasikan pada Gambar III.3, bidang ekliptika adalah bidang orbit Bumi mengelilingi Matahari. Kemiringan ini terjadi sebagai konsekuensi dari inklinasi sumbu rotasi Bumi kita terhadap bidang orbitnya.
  • 17. Gambar III.3 Ekliptika dan ekuator langit Titik pada ekliptika, tempat Matahari berada pada titik paling Utara di atas ekuator langit dikenal sebagai titik musim panas atau summer solstice atau Titik Balik Utara. Seperti pada GambarIII.3, titik ini menyatakan lokasi dalam orbit Bumi ketika Kutub Utara Bumi berada paling “dekat” ke Matahari. Peristiwa ini terjadi sekitar tanggal 21 Juni – tanggal yang pasti sedikit bervariasi dari tahun ke tahun karena panjang satu tahun sesungguhnya tidak genap dengan hari yang penuh. Ketika Bumi berotasi, titik-titik sebelah Utara ekuator menghabiskan waktunya di bawah sinar Matahari pada tanggal tersebut, sehingga summer solstice berhubungan dengan siang hari terpanjang dalam setahunnya di belahan langit Utara dan siang hari terpendek di belahan langit Selatan. Enam bulan kemudian, Matahari berada pada titik paling Selatan di bawah ekuator langit – atau, berarti, Kutub Utara Bumi berorientasi terjauh dari Matahari. Kita mencapai titik Musim Dingin (winter solstice) atauTitik Balik Selatan pada tanggal 21 Desember, saat terjadi siang hari terpendek di Belahan Langit Utara dan terpanjang di Belahan Langit Selatan.
  • 18. Kombinasi lokasi Matahari terhadap ekuator langit dan panjang siang hari menyebabkan terjadinya empat musim yang dialami di Bumi oleh orang yang tinggal di belahan Utara dan belahan Selatan. Seperti dilukiskan dalam Gambar III.3, ketika Matahari berada tinggi di langit, berkas cahaya yang menimpa Bumi lebih terkonsentrasi – jatuh pada daerah yang lebih kecil. Akibatnya, Matahari terasa lebih panas. Jadi, pada Musim Panas di belahan Utara, ketika Matahari berada pada titik tertinggidi atas horizon dan siang hari berlangsung panjang, umumnya temperatur jauh lebih tinggi daripada dalam Musim Dingin, ketika Matahari berada ebih bawah dan siang hari berlangsung pendek. Dua titik tempat ekliptika berpotongan dengan ekuator langit – yaitu ketika sumbu rotasi Bumi tegak lurus kepada garis yang menghubungkan Bumi dengan Matahari (Gambar III.3) – disebut ekinoks. Pada kedua tanggal itu, panjang siang dan malam sama. Dalam Musim Gugur (di Belahan Bumi Utara), ketika Matahari melintas dari Utara menuju Belahan Langit Selatan, kita mempunyai ekinoks Musim Gugur (autumnal equinox) (pada tanggal 21 September). Ekinoks Musim Semi (vernal equinox) terjadi pada saat Musim Semi di belahan Bumi Utara, pada kira- kira tanggal 21 Maret, ketika Matahari memotong ekuator langit menuju Utara (Gambar III.3). Karena hubungannya dengan akhir Musim Dingin dan awal musim pertumbuhan, titik vernal equinox ini sangat penting untuk astronom dan astrolog masa silam. Ia juga memainkan peran penting dalam sistem penentuan waktu. Interval waktu dari satu vernal equinox ke vernal equinox berikutnya – 365,2422 hari Matahari rata-rata (mean solar day)  disebut sebagai satu tahun tropis (tropical year). III.3. Perubahan Jangka Panjang Bumi mempunyai banyak gerakan – ia berputar pada sumbunya, ia bergerak mengitari Matahari, dan ia bersama Matahari bergerak melingkari Pusat Galaksi Bima Sakti. Kita telah melihat bagaimana gerakan-gerakan ini mengakibatkan terjadinya perubahan pada langit malam dan perubahan dalam musim. Pada kenyataannya situasinya lebih rumit lagi. Seperti gasing yang berputar cepat pada porosnya, sementara sumbunya sendiri secara perlahan mengitari sumbu vertikalnya, sumbu Bumi berubah arah sepanjang waktu (walaupun sudut antara sumbu dan garis yang tegak lurus pada bidang ekliptika selalu tetap sekitar 23,5). Seperti dilukiskan dalam Gambar III.4, perubahan ini disebut presesi. Presesi ini disebabkan oleh gaya tarik Bulan dan Matahari pada Bumi. Selama satu siklus presesi – sekitar 26.000 tahun – sumbu Bumi membuat sebuah kerucut.
  • 19. Gambar III.5 Presesi
  • 20. Bab IV Model Jagat Raya IV.1. Model Jagat Raya Geosentris Orang Yunani kuno dan peradaban sebelum mereka membangun model jagat raya. Telaah mengenai jagat raya pada skala paling besar disebut kosmologi. Sekarang, kosmologi perlu memandang jagat raya pada skala yang begitu besarnya sehingga bahkan galaksi keseluruhan dapat dianggap semata-mata sebagai titik-titik yang tersebar di seluruh alam semesta. Akan tetapi untuk orang Yunani kuno, jagat raya pada dasarnya adalah Tata Surya – Matahari, Bumi, dan Bulan, dan planet-planet yang diketahui saat itu. Bintang-bintang di latar belakangnya, memang merupakan bagian dari jagat raya, tetapi mereka dianggap suar cahaya yang tidak berubah yang menempel tetap pada bola langit. Orang Yunani kuno tidak mempertimbangkan Matahari, Bulan, dan planet-planet sebagai bagian dari kubah langit maha besar. Obyek- obyek ini memiliki pola perilaku yang beda dari bintang-bintang. Model Tata Surya yang paling awal mengikuti ajaran dari filsof Yunani Aristoteles (384 – 322 S.M.) yaitu model jagat raya geosentris, yang menempatkan Bumi sebagai pusat jagat raya dan semua benda bergerak mengitarinya. Pada model ini digambarkan masing-masing planet bergerak seragam mengelilingi lingkaran kecil, yang disebut epicycle, yang pusatnya bergerak mengitari Bumi pada lingkaran yang lebih besar, yang disebut deferent, seperti diperlihatkan pada Gambar IV.1. Lingkaran epicycle dimaksudkan untuk bisa menerangkan perubahan terang planet dari waktu ke waktu.
  • 21. Gambar IV.1. Model jagat raya Aristoteles. Kemudian sekitar tahun 140 M, seorang astronom Yunani bernama Ptolemeus membangun model jagat raya yang bisa menerangkan juga lintasan lima planet yang waktu itu diketahui, dan juga garis edar Matahari dan Bulan. Disini kita tidak akan terlalu rinci memaparkan kedua model di atas, tetapi model dari Ptolemeus ini secara lengkap ditulis dalam Syntaxis (lebih dikenal dalam nama Arabnya, Almagest – “the greatest”), yang memberi kerangka kerja intelektual untuk semua perdebatan dan pembicaraan tentang jagat raya selama seribu tahun. Sesungguhnya, sejarah mencatat bahwa beberapa astronom Yunani kuno berpendapat berbeda tentang gerak benda-benda langit ini. Di antara mereka adalah Aristarchus dari Samos (310 – 230 S.M.) yang mengusulkan bahwa semua planet, termasuk Bumi, berevolusi mengelilingi Matahari dan, lebih jauh lagi, Bumi berotasi pada sumbunya sekali sehari. Kombinasi revolusi dan rotasi yang ia usulkan akan menciptakan gerakan semu dari langit – ide sederhana yang akrab kepada setiap orang yang naik korsel dan melihat pemandangan yang bergerak lewat dalam arah yang berlawanan. Akan tetapi, penggambaran Aristarchus tentang langit, meskipun intinya benar, tidak memperoleh penerimaan yang luas dalam kurun waktu hidupnya. Pengaruh Aristoteles terlalu kuat, pengikutnya begitu banyak, dan tulisannya sangat menyeluruh. Model geosentris secara luas tidak tertandingi sampai abad 16. Ajaran dari Aristoteles memang menyampaikan beberapa argumen sederhana dan agak memaksa untuk dukungan terhadap pandangannya. Antara lain, tentu saja, Bumi tidak terasa bahwa ia bergerak – dan jika Bumi memang bergerak, bukankah pasti akan terjadi angin besar ketika planet berevolusi dengan kecepatan tinggi mengitari Matahari ?
  • 22. IV.2. Model Heliosentris dari Tata Surya Gambaran jagat raya dari Ptolemeus bertahan utuh selama lebih kurang hampir 14 abad, yaitu sampai dengan abad 16. Seorang pendeta orang Polandia, Nicolaus Copernicus menemukan kembali model heliosentris (berpusat di Matahari) dari Aristarchus yang memberi penjelasan yang lebih alamiah dari fakta yang diamati daripada kosmologi geosentris yang kusut. Copernicus menegaskan bahwa Bumi berputar pada sumbunya dan, seperti planet lain, mengorbit Matahari. Akan kita lihat, model ini tidak sekadar menerangkan perubahan harian dan musiman yang teramati di langit, tetapi ia juga secara alami menerangkan gerak retrograde (gerak berbalik arah yang tampak di langit) dan perubahan terang dari planet. Realisasi kritis bahwa Bumi bukan pusat jagat raya, sekarang disebut sebagai revolusi Copernicus. Beberapa dasar dari revolusi Copernicus antara lain sebagai berikut: Bumi bukan merupakan pusat dari segalanya, pusat Bumi bukan merupakan pusat jagat raya tetapi hanya pusat gravitasi dan orbit Bulan, bintang-bintang berada pada jarak yang lebih jauh daripada Matahari, sehingga segala gerak semu bintang yang kita lihat adalah hasil dari rotasi Bumi, gerak harian dan tahunan bintang sesungguhnya disebabkan oleh berbagai gerakan Bumi, gerak retrograde planet terjadi sebagai akibat dari gerak Bumi. Gambar IV.2 memperlihatkan bagaimana pandangan Copernicus menerangkan terang planet yang berubah, gerak retrograde dalam lintasan yang teramati.
  • 23. Gambar IV.2 Gerak retrograde Mars Kendati adanya dukungan dari beberapa data pengamatan, tidak ada rekan ilmuwan atau publik umum dengan mudah menerima model Copernicus. Model heliosentris bertentangan dengan bulir-bulir pemikiran sebelumnya dan menyimpang dari ajaran agama saat itu, karena pada dasarnya ia memposisikan Bumi pada tempat yang tidak sentral dan kurang istimewa dalam Tata Surya dan jagat raya. Dan pekerjaan Copernicus memiliki pengaruh kecil pada khalayak ramai pada zamannya, paling tidak salah satunya karena pemikirannya diterbitkan dalam bahasa Latin (bahasa standar dari masyarakat ilmiah pada zaman itu), dimana sebagian besar orang tidak dapat membacanya. Hanya lama setelah kematian Copernicus, ketika yang lain – khususnya Galileo Galilei – mempopulerkan idenya, Gereja Katolik Roma memandangnya dengan cukup serius untuk melarangnya. Tulisan Copernicus tentang jagat raya heliosentris ditempatkan pada Index of Prohibited Books (Indeks Buku-buku yang dilarang) di Gereja dalam tahun 1616. Tujuh puluh tiga tahun kemudian tulisan-tulisan itu pertama kali diterbitkan. Tulisan-tulisan itu tetap di sana sampai akhir abad 18.
  • 24. IV.3. Lahirnya Astronomi Modern dan Pengamatan Bersejarah Galileo Dalam abad berikutnya setelah kematian Copernicus dan publikasi teorinya tentang Tata Surya, dua orang ilmuwan – Galileo Galilei dan Johannes Kepler – menerbitkan rangkuman tulisan mengenai astronomi. Galileo Galilei adalah seorang ahli matematika dan filsuf Italia. Dengan itikadnya untuk melakukan eksperimen guna menguji idenya – sebuah pendekatan yang agak radikal untuk saat itu – dan dengan mencakup teknologi baru dari teleskop, ia melakukan revolusi dalam eksperimen sains, sehingga ia secara luas dianggap sebagai Bapak dari sains eksperimen. Teleskopnya sendiri ditemukan di Belanda pada awal abad 17. Mendengar tentang penemuan ini (tetapi tanpa pernah melihatnya), Galileo membuat sebuah teleskop untuk dirinya dalam tahun 1609 dan mengarahkannya ke langit. Apa yang ia temukan ternyata sangat bertentangan dengan filosofi Aristoteles dan memasok banyak data baru untuk mendukung ide Copernicus. Menggunakan teleskopnya, Galileo menemukan bahwa Bulan mempunyai gunung, lembah, dan kawah. Mengamati Matahari, ia menemukan noda/bintik gelap yang sekarang dikenal sebagai bintik/noda Matahari (sunspot). Hasil pengamatan ini berseberangan dengan kebijakan orthodox Gereja zaman itu. Dengan memperhatikan penampilan bintik Matahari yang berubah posisinya dari hari ke hari, Galileo menyimpulkan bahwa Matahari berotasi, sekitar satu putaran sebulan, terhadap sumbu yang tegak lurus terhadap bidang ekliptika. Galileo juga melihat empat titik cahaya yang kecil, yang tidak tampak pada mata telanjang, mengitari planet Jupiter dan menyadari bahwa mereka itu adalah bulan (dari Jupiter). Untuk Galileo, fakta bahwa planet lain mempunyai bulan memberi dukungan yang sangat kuat pada model Copernicus. Jelas, bahwa Bumi bukan merupakan pusat dari segalanya. Ia juga menemukan bahwa Venus menunjukkan siklus fasa yang penuh, seperti Bulan kita, sebuah penemuan yang dapat dijelaskan hanya dengan teori gerak planet mengitari Matahari. Dalam tahun 1610, Galileo menerbitkan buku yang diberi nama Sidereus Nuncius (The Starry Messenger), merinci penemuan pengamatannya dan kesimpulan yang kontroversial, yang mendukung teori Copernicus. Dalam melaporkan dan menginterpretasikan pengamatan yang menakjubkan yang dihasilkan oleh teleskop barunya, Galileo berhadapan langsung dengan ke- ortodok-an sains dan dogma agama pada zamannya. Ia sebenarnya sedang bermain api – ia pasti sangat sadar bahwa hanya beberapa tahun sebelumnya, dalam tahun 1600, astronom Giordano Bruno telah dibakar pada tiang pancang di Roma, karena ajaran bid’ah-nya bahwa Bumi mengitari Matahari. Akan tetapi, dengan segala resikonya, Galileo dengan lantang mengemukakan idenya yang mendapat ejekan, cemoohan, dan umpatan dari koleganya yang mengikuti ajaran Aristoteles. Dalam tahun 1616 idenya disidangkan di depan pengadilan.
  • 25. Hasilnya, pekerjaan Copernicus dilarang oleh Gereja Katolik Roma, dan Galileo diperintahkan untuk meninggalkan usaha pencarian pemikiran astronominya. Tetapi Galileo tidak berhenti. Dalam tahun 1632 ia mengobarkan lagi pemikirannya dengan mempublikasikan Dialogue Concerning the Two Chief World Systems, yang membandingkan model Ptolemeus dengan model Copernicus. Buku ini memaparkan perbincangan tiga orang, yang salah seorangnya adalah Aristoteles yang berpandangan geosentris (yang kenyataannya adalah pendapat dari Paus saat itu yaitu Pope, Urban VIII), yang dikalahkan oleh sanggahan salah seorang dari dua pendukung kuat sistem heliosentris. Untuk membuat buku ini mudah diakses oleh khalayak ramai yang lebih luas, Galileo lebih memilih menulisnya dalam Bahasa Italia daripada Bahasa Latin. Tindakan ini membawa Galileo kepada konflik langsung dengan otoritas Gereja. Puncaknya, penguasa Gereja memaksanya, dibawah ancaman penyiksaan, untuk menarik kembali klaimnya bahwa Bumi mengorbit Matahari. Tetapi dia menolak, dan dia ditempatkan sebagai tahanan rumah dalam tahun 1613. Ia akhirnya menghabiskan sisa hidupnya di dalam penjara. Tidak sampai tahun 1992 Gereja secara terbuka mengampuni tindakan “kriminal” Galileo. Tetapi pencederaan terhadap pandangan ortodok akan jagat raya telah terjadi, dan “jin” Copernicus sudah keluar botol, sekali dan untuk selamanya!!!! Revolusi Copernicus adalah sebuah contoh utama bagaimana metoda ilmiah, meskipun pada suatu saat dipengaruhi oleh pendapat subyektif, dan keberpihakan manusiawi, dengan kegigihan dari peneliti, akhirnya derajat obyektivitas yang pasti dapat dicapai. Dengan bergulirnya waktu, banyak kelompok ilmuwan memeriksa, mengkonfirmasi, dan memperhalus pengujian eksperimen yang akhirnya dapat menetralisir sikap subyektif individual. Biasanya, satu generasi ilmuwan dapat membawa obyektivitas yang memadai untuk menunjang pada masalah, walaupun beberapa, terutama, konsep yang revolusioner sangat terhalang oleh tradisi, agama, sehingga diperlukan waktu yang lebih banyak. Dalam kasus model heliosentris konfirmasi yang obyektif tidak diperoleh sampai kira-kira tiga abad setelah Copernicus menerbitkan hasil kerjanya dan lebih dari 2000 tahun setelah Aristarchus mengusulkan konsep ini. Namun demikian, pada kenyataannya obyektivitas pada akhirnya datang, dan sebagai hasilnya, pengetahuan kita tentang jagat raya berkembang tidak terbatas. IV.4. Hukum Gerak Planet Pada saat yang sama Galileo menjadi terkenal dengan pengamatan perintis menggunakan teleskop dan promosi lantang tentang sistem heliosentris, Johannes Kepler, seorang matematikawan dan astronom Jerman sedang mengembangkan hukum-hukum gerak planet yang sekarang menyandang namanya. Dalam segala hal, Galileo adalah ahli pengamatan modern pertama. Ia menggunakan teknologi yang sedang muncul, dalam bentuk teleskop,
  • 26. untuk mencapai pandangan baru terhadap jagat raya. Sebaliknya, Kepler adalah seorang teoritis murni. Pekerjaan pertamanya yang mengklarifikasi pengetahuan kita tentang gerak planet hampir semuanya berdasar pengamatan orang lain, terutama koleksi data yang melimpah yang dihimpun oleh Tycho Brahe (1546 – 1601), dan dianggap sebagai salah seorang astronom pengamatan terbesar yang pernah hidup. IV.5. Data Pengamatan Brahe Tycho, demikian ia sering dipanggil, adalah seorang aristokrat eksentrik dan sekaligus juga seorang pengamat yang sangat terampil. Lahir di Denmark, ia mendapat pendidikan pada beberapa universitas ternama di Eropa, tempat ia belajar astrologi, kimia, dan obat-obatan. Sebagian besar pengamatannya, dibuat di observatoriumnya sendiri, yang bernama Uraniberg, di Denmark. Di sana, dengan menggunakan instrument rancangannya sendiri, Tycho memelihara rekaman catatan pengamatan yang sangat teliti dan akurat dari bintang-bintang, planet-planet, dan peristiwa langit lain yang penting dan patut diperhatikan (termasuk komet dan supernova) yang membantu meyakinkannya bahwa pandangan Aristoteles tentang jagat raya adalah salah). Dalam tahun 1597, setelah kalah dalam sidang pengadilan di Denmark, Tycho Brahe pindah ke Praha sebagai ahli Matematik Kerajaan dari Holy Roman Empire. Praha kebetulan sangat dekat dengan Graz, di Austria, tempat Kepler tinggal dan bekerja. Kepler bergabung dengan Tycho di Praha dalam tahun 1600 dan ditugaskan untuk bekerja mencoba menemukan teori yang dapat menerangkan data planet dari Tycho Brahe. Ketika Tycho meninggal setahun kemudian, Kepler tidak hanya mewarisi posisi data Tycho Brahe, tetapi juga miliknya yang tidak ternilai harganya: akumulasi hasil pengamatan planet untuk rentang beberapa dekade. Pengamatan Tycho, meskipun dibuat dengan mata telanjang, kualitasnya sangat tinggi. Dalam kebanyakan kasus, posisi bintang yang dia ukur akurat sampai 1. Kepler mulai bekerja mencari prinsip yang menyatu untuk menerangkan dengan rinci gerak planet tanpa perlu memasukkan epicycle. Upaya ini menghabiskan waktu dari 29 tahun sisa hidupnya. Kepler telah menerima gambar heliosentris dari Tata Surya. Tujuannya adalah menemukan gambaran gerak planet yang sederhana dan halus dalam kerangka kerja Copernicus, yang cocok dengan pengamatan rinci yang kompleks dari Tycho. Pada akhirnya, ia menemukan bahwa dirasa perlu untuk meninggalkan ide asli Copernicus yang sederhana tentang orbit planet yang berbentuk lingkaran. Setelah tahun-tahun yang lama dari mempelajari data planet Brahe, setelah banyak awal yang keliru, Kepler mengembangkan hukum-hukumnya yang sekarang menyandang namanya.
  • 27. IV.6. Hukum Kepler Hukum Kepler pertama berhubungan dengan bentuk orbit planet. i. Lintasan orbit planet mengelilingi Matahari bentuknya eliptis (bukan lingkaran), dengan Matahari berada pada salah satu fokusnya. Gambar IV.3 Elips adalah lingkaran yang agak pepat. Eksentrisitas elips adalah ukuran dari kepepatan. Hukum Kepler kedua berhubungan dengan kecepatan planet dalam bagian yang berbeda dari orbitnya. ii. Garis khayal yang menghubungkan Matahari dengan planet menyapu luas yang sama dari elips pada interval waktu yang sama.
  • 28. Gambar IV.4 Hukum Kepler Kedua Daerah Area 1 dan Area 2 Ketika mengorbit Matahari, sebuah planet menyapu daerah Area 1 dan Area 2 dalam waktu yang sama. Akan tetapi, perhatikan, bahwa jarak yang ditempuh planet sepanjang busur P1P2 lebih besar daripada jarak yang ditempuh sepanjang busur P3P4. Karena waktunya sama dan jaraknya berbeda, kecepatannya pun harus berbeda. Ketika planet berada dekat dengan Matahari, seperti pada sektor Area 1, ia harus bergerak lebih cepat daripada ketika berada pada jarak paling jauh, seperti dalam sektor Area 2. Perhatikan juga, bahwa kedua hukum ini tidak hanya terbatas berlaku pada planet saja. Mereka berlaku juga pada setiap benda yang mengorbit. Satelit mata-mata, misalnya, bergerak sangat cepat ketika dekat dengan permukaan Bumi, bukan karena mereka didorong dengan roket yang berdaya kuat, tetapi karena orbitnya yang sangat eksentrik berada pada pengaruh Hukum Kepler. Kepler menerbitkan kedua hukum pertamanya dalam tahun 1609. Saat itu ia mengatakan bahwa ia telah membuktikannya hanya untuk orbit Mars. Sepuluh tahun kemudian, ia memperluasnya ke semua planet yang saat itu diketahui (Merkurius, Venus, Bumi, Mars, Jupiter, dan Saturnus) dan menambah Hukum Ketiga yang berhubungan dengan besarnya orbit planet dengan perioda orbit siderisnya – waktu yang diperlukan planet untuk menyelesaikan satu putaran mengelilingi Matahari. Hukum Kepler Ketiga menyatakan
  • 29. iii. Kuadrat perioda orbit planet sebanding dengan pangkat tiga sumbu setengah panjangnya. Hukum Ketiga ini khususnya menjadi sederhana kalau kita memilih periode sideris Bumi yaitu tahun sebagai satuan waktu dan Satuan Astronomi (sa) sebagai satuan panjang. Satu Satuan Astronomi (sa) adalah setengah sumbu panjang orbit Bumi mengelilingi Matahari – pada intinya adalah jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari. Seperti tahun cahaya, Satuan Astronomi adalah satuan yang dibuat untuk digunakan pada jarak yang sangat-sangat jauh yang sering dijumpai dalam astronomi. Dengan menggunakan satuan ini untuk waktu dan panjang, kita akan dapat menulis Hukum Kepler Ketiga untuk setiap planet sebagai P2 (dalam tahun Bumi)=a3 (dalam satuan astronomi) Dalam formula ini, P adalah perioda orbit sideris planet dan a adalah panjang setengah sumbu panjang. Hukum ini berimplikasi bahwa perioda P (dalam tahun) planet bertambah lebih cepat daripada besar orbitnya a (dalam Satuan Astronomi). Sebagai contoh, Bumi, dengan sumbu setengah panjang orbitnya 1 sa, mempunyai perioda orbit sama dengan 1 tahun Bumi. Planet Venus yang mengorbit Matahari pada jarak sekitar 0,7 sa, hanya membutuhkan 0,6 tahun Bumi – kira-kira 225 hari – untuk menyelesaikan satu putaran. Berbeda dengan Saturnus, yang jaraknya hampir 10 sa dari Matahari, memerlukan sekitar 10 tahun Bumi untuk satu kali mengorbit Matahari. Tabel IV.1 memberikan beberapa parameter fisik planet-planet dalam Tata Surya. Tabel IV.1. Parameter fisik planet-planet dalam Tata Surya.
  • 30. Hal-hal utama yang dapat dipahami dari Tabel IV.1 adalah, dengan pengecualian pada planet Merkurius, orbit planet hampir lingkaran (yaitu eksentrisitasnya hampir 0), dan makin jauh planet dari Matahari, makin besar perioda orbitnya, yang bersesuaian dengan Hukum Kepler Ketiga. Yang paling penting adalah Hukum Kepler ini dipatuhi oleh kesemua planet bukan hanya oleh enam planet yang data pengamatannya dijadikan perumusan kesimpulan hukumnya.
  • 31. Bab V Tata Surya V.1. Pemahaman Awal Bangsa Yunani dan astronom dulu faham tentang Bulan, bintang dan lima planet – Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, dan Saturnus – di langit malam. Mereka juga tahu tentang dua tipe lain dari benda langit yang bukan bintang atau planet. Komet tampak sebagai untaian cahaya yang panjang dengan gumpalan inti bagian kepalanya di langit malam dan tetap tampak selama perioda sampai beberapa minggu dan kemudian pelan-pelan hilang dari pandangan. Meteor atau “bintang jatuh” adalah lintasan terang sesaat dari cahaya yang berkelebat melintasi langit, biasanya, memudar dalam waktu kurang dari satu detik setelah mereka pertama tampak. Fenomena yang sekejap ini pastilah sangat akrab terhadap astronom zaman silam, tetapi peran mereka dalam “potret besar” Tata Surya tidak dimengerti sampai beberapa waktu kemudian. Pengetahuan manusia tentang hakekat dasar Tata Surya masih secara garis besar tidak berubah sejak zaman dulu sampai awal abad 17, ketika penemuan teleskop membuat pengamatan yang lebih rinci menjadi mungkin. Penemuan Galileo Galilei tentang fasa Venus dan empat bulan yang mengitari Jupiter dalam abad 17 membantu pandangan kemanusiaan tentang jagat raya selamanya. Dengan kemajuan teknologi yang terus berlangsung, pengetahuan tentang Tata Surya meningkat dengan cepat. Astronom mulai menemukan obyek yang tidak tampak oleh mata telanjang. Sebelum akhir abad 19, astronom telah menemukan cincin Saturnus (1659), planet Uranus (1758) dan Neptunus (1846), banyak satelit/bulan dari planet-planet, dan asteroid – “planet kecil” yang mengorbit Matahari, yang sebagian besar menghuni sabuk lebar (disebut sabuk asteroid) yang terletak antara Mars dan Jupiter. Ceres, asteroid paling besar dan yang pertama terdeteksi, ditemukan dalam tahun 1801. Abad 20 membawa peningkatan penyempurnaan berlanjut dalam teleskop optik. Satu lagi, Pluto (saat itu masih diklasifikasi sebagai planet) ditemukan, bersama dengan tiga lagi sistem cincin pada planet, belasan satelit/bulan, dan ribuan asteroid. Abad 20 itu juga melihat munculnya astronomi non-optis – terutama astronomi radio dan inframerah – dan eksperimen di Bulan, dan banyak sekali wahana antariksa tak berawak telah meninggalkan Bumi dan menjelajah ke semua planet.
  • 32. Berdasar hasil eksplorasi, Tata Surya kita diketahui mengandung satu bintang (Matahari), delapan planet (setelah Pluto tidak diklasifikasikan sebagai planet lagi), paling tidak 135 bulan yang mengorbit planet-planet, enam buah asteroid yang diameternya lebih besar daripada 300 kilometer, puluhan ribu asteroid, komet, myriad dengan diameter beberapa kilometer, dan meteoroids dengan besar kurang dari 100 m yang tidak terhitung jumlahnya. Daftar ini tidak diragukan lagi akan makin besar dengan terus dilakukannya eksplorasi tetangga kosmik kita. Sejak pertengahan 1990-an, astronom telah mendeteksi lebih dari 100 extrasolar planet – planet yang mengorbit bintang selain dari Matahari kita. Banyak planet baru yang ditemukan tiap tahunnya V.2. Pengamatan Planet Astronom Yunani kuno mengamati bahwa sepanjang malam bintang-bintang bergerak pelan- pelan melintasi langit. Selama sebulan, Bulan berpindah tempat dengan pelan dan tetap sepanjang jalurnya di langit relatif terhadap bintang-bintang, melewati siklus fasa yang kita kenal. Selama lintasan dalam setahun, Matahari bergerak maju sepanjang ekliptika pada laju yang nyaris tetap. Tetapi astronom kuno juga sadar tentang lima benda yang lain – planet Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, dan Saturnus – yang perilakunya tidak terlalu mudah untuk dipahami. Pada mata telanjang (bahkan melalui teleskop), planet-planet tidak berperilaku teratur dan gerakannya tidak bisa diramal seperti Matahari, Bulan, dan bintang-bintang. Planet-planet berubah dalam terangnya, dan mereka tidak tetap berada pada posisi tertentu di langit. Tidak seperti Matahari dan Bulan, planet-planet sepertinya mengembara pada bola langit – karena memang sesungguhnya kata planet diambil dari kata Yunani yang berarti pengembara. Planet- planet tidak pernah bergerak jauh dari ekliptika dan umumnya melintas pada bola langit dari Timur ke Barat, seperti Matahari. Akan tetapi, mereka tampaknya kadang-kadang bergerak lebih cepat atau kadang-kadang lebih lambat selama perjalanannya, dan ada saatnya planet- planet tersebut bergerak berbalik dan maju lagi relatif terhadap bintang-bintang, seperti diberikan dalam Gambar V.1. Dengan kata lain, ada perioda ketika planet bergerak kearah Timur (relatif terhadap bintang-bintang) ia berhenti, dan kemudian planet itu tampak bergerak ke arah Barat di langit selama sebulan atau dua bulan sebelum berubah arah lagi dan meneruskan perjalanan ke arah Timurnya. Gerakan ke arah Timur biasanya disebut sebagai gerak langsung atau prograde, dan gerakan dalam lintasan ke arah Barat disebut sebagai gerakan retrograde.
  • 33. Gambar V.1 Gerak prograde dan retrograde planet V.3. Elongasi dan Fasa Elongasi adalah sudut antara pusat dua benda astronomis dilihat dari pusat Bumi.Tetapi karena Bumi begitu kecil dibanding jarak antara Matahari dan planet-planet, elongasi dapat diamati dari titik mana pun di permukaan Bumi tanpa kesalahan yang berarti. Elongasi planet umumnya diambil sebagai jarak sudutnya dari pusat Matahari. Ketika elongasi sama dengan nol derajat, planet disebut sebagai berada pada konjungsi. Karena Merkurius dan Venus lebih dekat ke Matahari daripada Bumi, mereka berada pada konjungsi ketika mereka berada antara Bumi dan Matahari – ini disebut sebagai konjungsi inferior, dan ketika mereka berada di belakang Matahari, disebut sebagai konjungsi superior. Konjungsi adalah peristiwa ketika planet dan Matahari berada pada arah yang sama di langit. Pada konjungsi inferior, planet berada pada jarak yang terdekat ke Bumi. Pada konjungsi superior, planet berada pada jarak terjauh dari Bumi. Planet superior – Mars, Jupiter dan
  • 34. seterusnya – terangnya paling tinggi saat berada pada oposisi, yaitu ketika berjarak paling dekat dengan Bumi. Astronom kuno pun mengetahui bahwa perubahan terang planet berhubungan dengan perubahan jaraknya dari Bumi. Seperti Bulan, planet-planet tidak memancarkan cahaya sendiri, tetapi mereka bersinar oleh pantulan sinar Matahari dan, bisa disebutkan bahwa mereka tampak paling terang ketika planet-planet tersebut berada pada jarak paling dekat dengan kita. V.4. Besaran-besaran Planet Tabel V.1 memberikan beberapa besaran-besaran fisik dasar orbit dari delapan planet, dengan ditambah beberapa obyek Tata Surya yang lain (Matahari, Bulan, asteroid, dan komet) untuk perbandingan. Perhatikan, bahwa Matahari dengan massa lebih dari seribu kali planet yang paling massif (planet Jupiter), jelas berperan sebagai anggota yang paling dominan dari Tata Surya. Pada kenyataannya, Matahari mengandung sekitar 99,9 persen dari semua material Tata Surya. Planet-planet – termasuk planet kita sendiri – sangat tidak berarti untuk dibandingkan dengan Matahari. Table V.1. Properties Planet
  • 35. V.5. Susunan Tata Surya Dengan standar Bumi, Tata Surya luas sekali. Jarak dari Matahari ke Pluto (yang sejak tahun 2006 tidak diklasifikasi sebagai planet lagi) adalah 40 sa, hampir satu juta kali radius Bumi dan sekitar 15.000 kali jarak Bumi-Bulan. Kendati Tata Surya sangat terentang jauh, tetapi secara astronomis semua planet terletak pada jarak yang sangat dekat dari Matahari. Bahkan radius orbit Pluto kurang dari 1/1000 tahun cahaya, sementara bintang yang paling dekat dari kita jaraknya sekitar 4,3 tahun cahaya. Planet yang paling dekat ke Matahari adalah Merkurius. Makin keluar, kita akan menemui Venus, Bumi, Mars, Jupiter, Saturnus Uranus, dan Neptunus. Semua lintasannya berbentuk elips dengan Matahari berada pada salah satu fokusnya. Sebagian besar orbit planet mempunyai eksentrisitas yang kecil, dengan kekecualian pada Merkurius. Berdasar ini, sangat beralasan kalau kita anggap bahwa hampir semua orbit planet berbentuk lingkaran dengan pusat Matahari. Orbit beberapa anggota Tata Surya diilustrasikan dalam Gambar V.2. Gambar V.2 Orbit planet Semua planet mengorbit Matahari berlawanan arah jarum jam kalau dilihat dari atas Kutub Utara Bumi, dan terletak hampir pada bidang yang sama seperti Bumi (bidang ekliptika) kecuali Merkurius yang agak menyimpang, bersudut sekitar 7 terhadap bidang ekliptika. Gambar V.3 adalah potret planet-planet Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, dan Saturnus yang diambil pada saat kesatu-arahan (alignment) planet dalam bulan April 2002. Kelima planet ini pada saat
  • 36. tertentu dapat berada pada daerah yang sama di langit, dikarenakan orbit mereka terletak hampir pada bidang yang sama di antariksa. Gambar V.3 Planetary alignment. V.6. Planet Kebumian (terrestrial) dan Planet Raksasa (Jovian) Pada skala besar, Tata Surya menampilkan sebuah seri gerakan yang teratur. Planet-planet bergerak dalam bidang, pada lintasan eliptis orbit yang hampir konsentris dan hampir lingkaran, dalam arah yang sama mengelilingi Matahari, pada interval orbit yang secara tetap bertambah. Akan tetapi, sifat dan besaran fisis masing-masing tidak sama. Gambar V.4 membandingkan planet satu dengan lainnya dan dengan Matahari. Perbedaan yang jelas dapat ditarik antara planet dalam dan planet luar dari Tata Surya kita, berdasar kerapatan (density) dan besaran fisik yang lain. Planet dalam – Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars – ukurannya kecil, padat, dan berbatu dalam komposisinya. Sementara planet luar – Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus – ukurannya besar dengan kerapatan rendah dan ber-gas.
  • 37. Gambar V.4 Perbandingan antar Matahari dan planet-planetnya Karena besaran fisik dan sifat kimia Merkurius, Venus, dan Mars agak serupa dengan Bumi, empat planet paling dalam disebut sebagai planet kebumian (terrestrial planets). Planet yang lebih besar – Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus – serupa satu dengan lainnya secara kimia maupun fisik (dan sangat berbeda dari planet Bumi), diberi label planet jovian atau planet raksasa atau planet ke-Jupiteran, dengan Jupiter sebagai anggota yang paling besar dalam grup planet raksasa ini. Kata jovian datang dari Jove, nama lain untuk Dewa Romawi, Jupiter. Planet jovian semuanya jauh lebih besar daripada planet kebumian dan sangat berbeda dari mereka dalam komposisi dan strukturnya. Keempat planet kebumian semuanya terletak di dalam jarak 1,5 sa dari Matahari. Semuanya kecil dan bermassa releatif kecil, dan semua umumnya mempunyai komposisi yang berbatu dan permukaan padat. Karakteristik lainnya adalah: - Keempat planet kebumian mempunyai atmosfer, yang terentang dari hampir vakum pada Merkurius sampai dunia yang panas dan rapat seperti di Venus. - Bumi sendiri mempunyai oksigen dalam atmosfer dan air cair pada permukaannya - Kondisi permukaan pada keempat planet sangat berbeda satu dari lainnya, terentang dari daratan luas sampai daerah yang tandus, banyak berkawah seperti pada Merkurius sampai aktivitas vulkanik yang tersebar luas seperti di Venus. - Bumi dan Mars berputar dengan harga yang hampir sama – satu rotasi setiap 24 jam Bumi – tetapi Merkurius dan Venus memerlukan beberapa bulan untuk berotasi satu kali saja, dan Venus berotasi dengan arah yang berbeda dari yang lainnya.
  • 38. - Bumi dan Mars mempunyai bulan, tetapi Merkurius dan Venus tidak. - Bumi dan Merkurius mempunyai medan magnet yang kekuatannya dapat diukur, dengan kekuatan yang sangat berbeda, sementara Venus dan Mars tidak mempunyai. Planet-planet kebumian terletak berdekatan satu sama lain, dekat Matahari, planet- planet jovian berjauhan satu dengan lainnya di bagian Tata Surya yang lebih luar. Planet- planet kebumian kecil, padat, dan berbatu; planet jovian besar dan gaseous, terbentuk utamanya dari hidrogen dan helium (elemen paling ringan), yang sangat langka pada planet dalam. Planet kebumian mempunyai permukaan yang padat; planet jovian tidak (atmosfer mereka yang rapat menebal dengan kedalaman, yang akhirnya melebur dengan bagian interior yang cair). Planet kebumian mempunyai medan magnet yang lemah - kalau ada. Planet jovian semuanya mempunyai medan magnet yang kuat. Dari semua planet kebumian hanya tiga buah saja yang mempunyai bulan; planet jovian masing-masing mempunyai banyak bulan. Lebih jauh lagi, semua planet jovian mempunyai cincin, fitur yang tidak dikenal pada planet kebumian. Akhirnya, semua keempat planet jovian diduga mengandung bagian inti yang pada seperti Bumi yang besarnya kira-kira 10 sampai 15 kali massa Bumi. Di bagian belakang planet jovian yang paling luar, Neptunus, terdapat satu lagi dunia kecil, yang membeku dan misterius, Pluto yang tidak memenuhi kategori planet manapun. Oleh karena itu sejak 2006 Pluto sudah tidak diklasifikasikan lagi sebagai planet. Namun ia masih ada di orbit semula yang selama ini kita kenal. Tabel V.2 membandingkan dan membedakan beberapa besaran dan sifat fisis kunci dari tipe planet kebumian dan jovian. Tabel V.2 Perbandingan antara Planet Kebumian dan Planet Jovian Planet Kebumian Planet Jovian Dekat dengan Matahari Jauh dari Matahari Beda antar orbit sempit Beda antar orbit lebar Massa kecil Massa besar Radius kecil Radius besar Utamanya berbatu Utamanya ber-gas Permukaan padat Tidak memiliki permukaan padat Densitas tinggi Densitas rendah Rotasi lambat Rotasi cepat Medan magnet lemah Medan magnet kuat Bulan sedikit Bulan banyak Tidak bercincin Memiliki cincin
  • 39. V.7. Sisa Planet Dalam ruang yang luas di antara ke delapan planet beredar bongkahan dari batu dan es yang tidak terhitung jumlahnya, yang semuanya mengorbit Matahari, dan banyak daripadanya mempunyai lintasan sangat eksentrik. Komponen akhir dari Tata Surya ini adalah kumpulan materi antarplanet – puing-puing kosmik yang terentang dengan ukuran dari asteroid yang relatif besar, sampai komet yang lebih kecil dan bahkan meteoroid yang lebih kecil lagi, sampai bulir paling kecil dari debu antar planet yang mengisi lingkungan kosmik kita. Debu timbul ketika materi antar planet bertumbukkan dan pecah tercerai-berai menjadi pecahan-pecahan yang lebih kecil, dan kemudian, bertumbukkan lagi dan secara perlahan menjadi fragmen-fragmen mikroskopik, yang akhirnya masuk ke dalam Matahari atau terhembus keluar oleh angin Matahari, sebagai arus dari partikel bermuatan yang energetic yang secara terus menerus mengalir keluar dari Matahari dan melingkupi Tata Surya keseluruhan. Debu sangat sukar untuk dideteksi dalam cahaya tampak, tetapi telaah inframerah mengungkap bahwa ruang angkasa secara mengejutkan mengandung I sangat baik menurut standar Bumi, tetapi sebenarnya positif “kotor ”menurut standar ruang antar bintang atau ruang antar galaksi.
  • 40. Bab VI Planet Anggota Tata Surya VI.1. Merkurius Merkurius sukar dilihat karena jaraknya yang terlalu dekat ke Matahari. Planet ini mengelilingi Matahari dengan kecepatan rata-rata 172.000 km per jam (paling tinggi di antara planet lainnya). Merkurius seperti Bulan kita. Permukaannya berkawah banyak. Kawah-kawah ini diduga hasil dari bombardemen meteorit pada planet dalam pada fasa terakhir pembentukannya. Kawah paling besar, Caloris Basin, diameternya kira-kira 1.300 km. Adanya daratan datar dan halus dari permukaannya seperti mare di permukaan Bulan kita menyarankan pernah terjadi banjir lava yang besar di zaman kuno. Terdapat tebing-tebing dengan ketinggian sampai 2 km dan panjang sampai 1500 km. Sumbu rotasi Merkurius vertikal, tidak miring seperti Bumi. Jadi Matahari selalu tepat di atas ekuator, sehingga Merkurius tidak mempunyai musim seperti di Bumi. Temperatur bervariasi dari sangat panas di daerah yang tersinari Matahari, 430C, sampai dingin yang menggigit di belahan planet yang gelapnya, 180 C. Temperatur yang sangat tinggi menyebabkan atmosfernya sangat tipis karena sebagian gas-gasnya telah menguap meninggalkan planet. Tetapi helium, sodium, hidrogen dan oksigen terdeteksi ada disana dalam jumlah kecil. Merkurius mempunyai medan magnetik yang lemah. Gambar VI.1 memperlihatkan foto Merkurius.
  • 41. Gambar VI.1 Merkurius VI.2. Venus Planet Venus yang cantik menyandang nama Dewi Kecantikan dan Cinta dari budaya bangsa Romawi. Pada malam hari terang Venus mengalahkan bintang-bintang. Terang Venus begitu menyolok sehingga planet ini sering keliru dilaporkan sebagai unidentified flying object (UFO). Venus, seperti Merkurius, mengitari Matahari di dalam orbit Bumi. Ia tampak di langit Barat mengikuti Matahari terbenam. Pada saat itu ia disebut sebagai bintang malam. Ia akan menjadi
  • 42. bintang pagi pada saat fajar di langit Timur. Venus bersinar sangat terang karena ia diselimuti atmosfer tebal yang memantulkan sinar Matahari yang jatuh padanya. Atmosfer tebal ini menghalangi permukaan planetnya untuk bisa dilihat. Lebih dari 20 wahana antarikasa ber-robot milik Amerika dan Russia telah didaratkan di sana dan mengirimkan data kembali ke Bumi untuk dianalisa. Atmosfernya terdiri dari 97 persen karbon dioksida, sisanya uap air, helium, neon, argon, senyawa belerang, dan oksigen. Venus mengalami efek rumah kaca karena sinar Matahari bisa masuk ke dalam, tetapi sinar inframerah yang dipantulkan tidak bisa keluar karena terperangkap karbon dioksida sehingga temperatur permukaan tinggi sekali mencapai 482C. Gambar VI.2 memperlihatkan planet Venus. Gambar VI.2 Venus VI.3. Mars Mars yang berwarna merah ini mengingatkan orang Romawi dulu akan darah dan api, maka mereka menamakan planet ini sebagai Dewa Perang. Mars memiliki 2 buah bulan (satelit) dan diberi nama Phobos (“ketakutan”) dan Deimos (“terror”), yang hanya bisa dilihat dengan teleskop yang kuat. Planet superior (di luar orbit Bumi) seperti Mars tampak paling terang
  • 43. ketika ia ada di arah berlawanan dari Bumi dilihat dari Matahari. Posisi ini disebut oposisi. Sebaliknya ia sukar diamati ketika berada di seberang Matahari dilihat dari Bumi. Posisi ini disebut konjungsi. Temperatur berkisar antara -123C dan -10C. Wahana antariksa pertama yang mendarat di Mars adalah Viking Lander I yang mendarat di sana pada 20 Juli, 1976. Warna merah berasal dari tanah lempung yang kaya akan besi yang berkarat karena proses kimiawi. Batu-batuan diselimuti material lembut yang kemerah- merahan. Mars memiliki gunung api, yang beberapa darinya masih aktif. Olympus Mons adalah gunung api terbesar dalam Tata Surya. Gambar VI.3 memperlihatkan planet Mars. Gambar VI.3 Mars
  • 44. VI.4. Jupiter Jupiter diberi nama mitologi Romawi yang berarti Raja Dewa-Dewa atau penguasa Jagat Raya. Sebagai planet paling besar, pada malam hari terang Jupiter mengalahkan terang bintang atau planet-planet lain, kecuali Venus. Planet Jupiter dan Bintik Merah Besar (Great Red Spot) yang tampak pada sabuk warna warni, yang gelap dan terang, serta empat bulan (satelit) paling besar dapat dilihat dengan menggunakan teleskop kecil. Satelitnya: Io, Europa, Ganymede, dan Callisto (disebut satelit Galileo karena pertama diamati oleh Galileo) berubah polanya tiap malam bersamaan dengan revolusinya mengelilingi planet induknya. Dengan teknologi dan wahana antariksa tak berawak sekitar seratusan satelit Jupiter sudah ditemukan. Great Red Spot yang terkenal adalah badai atmosfer yang besar. Ia telah teramati untuk selama 300 tahun dengan ukuran, terang, dan warna yang berubah. Jupiter memiliki medan magnetik yang kuat. Gambar VI.4 memperlihatkan planet Jupiter.
  • 45. Gambar VI.4 Jupiter (disandingkan dengan Bumi). VI.5. Saturnus Saturnus, planet paling jauh yang masih dilihat dengan mata telanjang diberi nama oleh orang Romawi sebagai Dewa Pertanian. Saturnus adalah planet paling indah dengan cincin yang melingkari planet induknya. Dengan mata biasa ia hanya tampak sebagai titik cahaya terang agak kemerahan, yang bagi awam sukar untuk membedakannya dari bintang terang. Tetapi dengan teleskop kecil pun kita sudah bisa melihat keindahan cincinnya yang terdiri dari beberapa lingkaran cincin, yang diberi nama sesuai dengan urutan penemuannya. Dari planet ke arah luar, nama lingkaran-lingkaran cincin ini adalah D, C, B, A, F, G, dan E. Penampakan cincin tidak selalu sama bergantung kepada sudut yang dibentuk oleh bidang cincinnya sesuai dengan garis pandang kita. Meskipun cincin yang paling terang lebarnya kira-kira 65.000 km,
  • 46. tetapi tebalnya hanya beberapa kilometer saja. Bintang-bintang dapat dilihat melalui cincin itu. Cincin Saturnus terdiri dari partikel debu yang berlapis es. Mereka bersinar karena memantulkan cahaya Matahari. Partikel yang lebih besar mungkin sisa bulan yang hancur akibat tabrakan. Atau cincin itu mungkin material yang tidak sempat menjadi bulan pada awal- awal pembentukannya. Seperti Jupiter, Saturnus adalah bola gas berlapis majemuk yang sangat besar dengan inti iron- silicate yang relatif kecil. Ia memiliki atmosfer yang dinamis yang pepat di kutub-kutubnya karena rotasi yang cepat. Dengan interval 29,5 tahun, ketika belahan Utara Saturnus menerima panas paling banyak dari Matahari, bintik putih yang besar tiba-tiba muncul. Bintik ini yang lebarnya ribuan kilometer adalah topan gas raksasa yang muncul dari kedalaman atmosfer. Dengan massa yang sama dengan 95 massa Bumi dalam volume yang 844 kali volume Bumi, Saturnus mempunyai kerapatan rata-rata yang paling kecil di antara semua planet. Planet Saturnus akan mengapung di dalam air andaikan ada samudra yang cukup luas untuk menampungnya. Saturnus mempunyai medan magnet yang cukup kuat. Saturnus mempunyai puluhan satelit yang sudah terkonfirmasi. Jumlah ini akan bertambah terus karena data yang dikirimkan balik ke Bumi dari Voyager masih terus dianalisa. Titan adalah satelit Saturnus yang paling besar dan paling menantang untuk diteliti. Ia memiliki atmosfer yang berwarna orange. Atmosfernya terutama berupa nitrogen, dengan hidrokarbon seperti metan. Titan mungkin terbuat dari batu dan es dengan kemungkinan ada lautan metan dan etan cair. Satelit lain seperti Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, dan Rhea tampaknya terdiri terutama es dari air. Kecuali Enceladus, semua dipenuhi kawah-kawah. Hyperion dan Iapetus juga tampaknya terutama berupa es dari air. Gambar VI.6 memperlihatkan planet Saturnus.
  • 47. Gambar VI.5 Saturnus VI.6. Uranus Uranus adalah planet pertama yang diidentifikasi dengan menggunakan teleskop. Astronom berkebangsaan Inggris, William Herschel (1738 – 1822) menemukannya dalam tahun 1781 dengan menggunakan teleskop 150 mm yang dia buat sendiri. Asalnya planet ini akan diberi nama King George III, tetapi akhirnya nama Uranus yang dipilih yang merupakan Dewa Langit orang Yunani kuno. Uranus dengan magnitudo maksimum + 5,7 tampak seperti piringan kecil kalau dilihat dengan teleskop. Planet ini masih sebuah misteri besar sampai ketika Voyager 2 melintas sampai 81.500 km di atas puncak awannya dalam tahun 1986. Rotasinya berarah retrograde. Diperkirakan di awal sejarahnya Uranus mengalami tumbukan dengan benda seukuran planet. Atmosfernya terutama berupa hidrogen dan 15% adalah helium, dengan sisanya sejumlah kecil methan dan hidrokarbon lain. Ia kelihatan biru karena methan cenderung mengabsorpsi cahaya merah dari
  • 48. sinar Matahari. Atmosfernya memiliki awan yang bergerak dari Timur ke Barat. Uranus mempunyai magnetosfer dengan sabuk radiasi yang kuat dan emisi radio. Intensitas medan magnetnya sebanding dengan medan magnet Bumi. Planet ini dikitari oleh sebelas cincin tipis yang sempit yang gelap dan terdiri dari batuan berbalut es. Partikel cincinnya mungkin sisa satelitnya yang hancur karena tabrakan atau terkoyak karena efek gravitasi. Terdapat lima buah bulan yang besar dan paling tidak belasan bulan yang kecil mengelilingi Uranus. Bulan-bulan paling besar tampak seperti titik terang mungil kalau dilihat lewat teleskop. Titania adalah yang pertama ditemukan dalam tahun 1787, dan Miranda yang paling akhir dalam tahun 1948. Voyager 2 mendapatkan bahwa bulan-bulan ini adalah bongkahan batu berbalut es dengan warna kegelapan, yang terbentuk dari 50% es air, 20% material yang berasal dari karbon dan nitrogen, dan 30% batu. Dua bulan terbesarnya, Titania dan Oberon, besarnya setengah ukuran Bulan kita. Ariel mempunyai permukaan yang paling terang dan mungkin paling muda, dengan banyak patahan, lembah, dan aliran yang luas dari material yang ber-es. Titania mempunyai sistem patahan dan ngarai yang besar yang menjadi bukti pernah adanya aktivitas geologi. Permukaan Umbriel dan Oberon tampak dipenuhi kawah dan tua, yang menunjukkan aktivitas geologi yang rendah di masa lalu. Bulan-bulan yang kecil ditemukan oleh Voyager 2. Yang paling besar adalah Puck yang berdiameter 155 km. Mereka terbuat dari lebih setengahnya adalah batu dan es. Gambar VI.6 memperlihatkan planet Uranus.
  • 49. Gambar VI.6 Uranus VI.7. Neptunus Hasil dari papasan Voyager 2 dengan planet Neptunus dalam tahun 1989 memberikan informasi pada kita bahwa, seperti Uranus, Neptunus memiliki selimut awan hidrogen, helium, dan methan yang tebal yang tampak biru terang. Penemuan Neptunus adalah sebuah kemenangan besar bagi astronomi teoritis. Uranus tidak mengikuti jalur seharusnya yang diprediksi menurut hukum gravitasi Newton dalam lintasannya. Astronom John Adams (1819 – 1892) di Inggris dan Urban Leverrier (1811 – 1879) di Perancis menghitung dan menyatakan bahwa gerakannya diganggu oleh gravitasi planet lain. Mereka memprediksi dimana kira-kira planet tak dikenal itu berada di langit. Dalam tahun 1846 astronom Johann Galle (1822 – 1910) di Berlin Observatory, Jerman mengarahkan teleskopnya ke titik yang diprediksi, dan ia menemukan Neptunus. Planet ini diberi nama Dewa Laut dari orang Romawi kuno.
  • 50. Meskipun Neptunus, planet paling kecil dari planet gas raksasa, hanya menerima cahaya 3% saja dari yang diterima Jupiter, ia memiliki atmosfer yang dinamik. Angin yang paling kuat di antara planet lainnya menghembus ke arah Barat, berlawanan arah dengan arah rotasi. Bintik Gelap yang Besar (Great Dark Spot) 1989 adalah topan raksasa sebesar Bumi dengan kecepatan angin sekitar 2.000 km per jam. Medan magnetik Neptunus membuat sudut 47 dengan sumbu rotasi. Ini menandakan karakteristik aliran di dalam interior. Medan magnetik ini menyebabkan emisi radio dan aurora yang lemah. Voyager menemukan empat cincin melingkari Neptunus. Cincin-cincin ini sangat kabur dan material di dalamnya begitu halus sehingga mereka tidak bisa diungkap sepenuhnya dengan pengamatan teleskop dari Bumi. Neptunus mempunyai paling tidak delapan bulan yang sudah dikonfirmasi. Triton adalah yang terbesar dan paling menarik. Permukaan Triton mempunyai es dari methan. Pengukuran inframerah memperlihatkan adanya karbon monoksida dan karbon dioksida, dan juga es dari karbon dioksida. Enam bulan kecil yang gelap yang ditemukan Voyager 2 berada dekat ke bidang ekuator Neptunus. Mereka diberi nama mitologi Dewa Air. Proteus, yang paling besar, mempunyai diameter 420 km. Seperti cincin, bulan-bulan yang kecil ini diduga berasal dari fragmen bulan yang lebih besar yang saling bertabrakan. Gambar VI.7 memperlihatkan planet Neptunus. Gambar VI.7 Neptunus.
  • 51. VI.8. Asteroid Asteroid atau planet kerdil (minor planet) adalah benda kecil berbatu yang bentuknya tidak beraturan yang mengorbit Matahari. Sebagian besar menghuni jalur di dalam daerah yang disebut sebagai sabuk asteroid (asteroid belt), yang terletak antara orbit Mars dengan Jupiter. Melalui teleskop, asteroid (dari bahasa Yunani yang berarti ”mirip bintang”) tampak seperti bintang. Asteroid paling besar pertama ditemukan oleh astronom Sicilia, Giuseppi Piazi (1746 – 1826) dalam tahun 1801. Diberi nomor 1 dan diberi nama Ceres, yang besarnya 950 km. Lebih dari 30.000 asteroid telah dikatalogkan sejak itu, dan kira-kira bertambah 200 – an setiap tahunnya. Asteroid diklasifikasikan ke dalam tiga tipe utama dengan menggunakan spectrophotometry, yaitu cara penentuan magnitudo yang akurat dalam daerah panjang gelombang tertentu. Asteroid tipe C, adalah asteroid yang terutama bersifat karbon, yang nampak sangat gelap dan biasanya berada pada sabuk asteroid bagian luar. Asteroid tipe S, adalah asteroid yang mengandung campuran silicate dan logam, yang nampak agak terang dan biasanya menghuni bagian dalam sabuk asteroid. Asteroid tipe M, adalah asteroid yang metalik dan tampak sangat terang. Asteroid yang terang mungkin kumpulan massa yang berkondensasi dari nebula Matahari awal, tetapi tidak pernah menjadi cukup besar untuk menjadi planet. Yang paling terang, 4 Vesta, yang diameternya 530 km. Yang lebih lemah mungkin berupa fragmen yang berasal dari tabrakan yang berulang-ulang. Beberapa asteroid secara teratur datang mendekati Bumi. Asteroid Aten mempunyai orbit di dalam orbit Bumi. Asteroid Apollo melintas orbit Bumi dan melewati bagian dalamnya menuju perihelion mereka. Asteroid Apollo kadang mendekati Bumi dalam jarak satu juta kilometer. Asteroid Amor, dengan orbit antara 1 sa dan 3 sa, berada di sebelah luar orbit Bumi. Gambar VI.8 memperlihatkan asteroid.
  • 52. VI.8 Asteroid Mathilde, salah satu asteroid tipe C. Panjangnya sekitar 50 km. VI.9. Komet Komet yang terang selalu memukau manusia kapan pun. Tidak seperti bintang biasa, benda yang tampak seperti sapu api ini datang dan perginya tidak bisa diprediksi. Catatan tentang komet terang mundur ke abad 4 Sebelum Masehi. Dalam perjalanan sejarah masa lalu orang selalu merasa ketakutan akan datangnya komet ini yang dianggap sebagai pertanda kedatangan malapetaka, apakah bencana alam atau perang. Sekarang kita tahu bahwa komet adalah benda anggota Tata Surya kita yang berlapis es. Komet mengitari Matahari dalam orbit eliptis dan mengikuti hukum-hukum dasar dalam Fisika. Mereka sama sekali bukan pertanda gaib apa pun. Komet yang tampak di langit mempunyai peranan penting walaupun mereka tidak memancarkan sinar yang terang. Mereka mungkin satu-satunya benda yang tersisa dari material awal yang membentuk Tata Surya keseluruhan 5 milyar tahun yang lalu. Bumi, Bulan, dan benda langit lainnya telah berubah oleh proses tektonik, erosi, atau tabrakan berulang-ulang. Hanya komet yang secara mendasar masih berada pada bentuk awal Tata Surya. Sejauh ini komet Halley adalah komet yang paling banyak diteliti para akhli, dan astronom menganggap bahwa semua komet mengandung komposisi kimia yang sama.
  • 53. Istilah komet diberikan berdasar pada penampilannya. Baik bahasa Yunani, kata kometes maupun bahasa Latin, kata cometa, artinya “rambut panjang”. Saat ia bersinar di langit, komet yang terang mempunyai kepala dengan inti yang mirip bintang, disebut nucleus, yang dikelilingi halo yang terang yang disebut coma, dan ekor panjang yang bersinar. Intinya berukuran beberapa kilometer. Coma bisa memanjang sampai 100.000 km atau lebih. Ekornya bisa memanjang jutaan kilometer ke dalam ruang antariksa. Milyaran komet mungkin mengorbit jauh di pinggiran Tata Surya kita, tetapi kita tidak bisa melihat mereka dari Bumi. Mereka bersinar di langit hanya kalau mereka melintas dekat Matahari. Ketika komet masih jauh di pinggiran Tata Surya ia hanya berupa nucleus. Bentuk dan permukaannya tidak beraturan. Nucleus terutama berupa es dari air dan gas lain yang membeku bercampur partikel batu atau logam, es dari air dan gas lain yang membeku bercampur partikel batu atau logam. Kerapatan dan gravitasi permukaannya rendah. Dengan mendekatnya komet dari pinggiran Tata Surya ke beberapa ratus juta kilometer dari Matahari, ia memanas. Gasnya menyublim dan lepas ke ruang antariksa dengan debu dari permukaannya. Gravitasi komet terlalu lemah untuk menarik kembali gas dan debu yang lepas. Mereka mengembang keluar ribuan kilometer sekeliling nucleus, membentuk coma. Komet bersinar karena gas berflourisensi dan debunya memantulkan sinar Matahari. Ketika komet bergerak mendekati Matahari, ekornya yang terdiri dari gas mulai mengembang dan debunya lepas dari nucleus. Tekanan radiasi dari Matahari mendorong partikel debu keluar. Komet terus bergerak, ekor debu melengkung di belakangnya. Ekor komet itu sangat tipis sehingga kita bisa melihat bintang di belakangnya melalui ekor itu. Molekul dan atom netral berlanjut mengembang keluar dari nucleus sampai mereka terionisasi. Awan hidrogen sekeliling nucleus komet Halley tumbuh sampai besarnya beberapa ratus ribu kilometer. Dengan makin tingginya kecepatan komet saat makin mendekati Matahari, nasibnya sangat tidak bisa diprediksi. Pancaran gas dan debu yang kuat dari nucleus bisa mengubah gerak orbitnya. Andai komet masih utuh waktu mengitari Matahari, ia akan meneruskan pengembaraannya kembali ke angkasa luar yang dingin. Beberapa material tertinggal di belakang dan sisanya membeku kembali. Coma dan ekornya menghilang. Beberapa komet berpapasan dengan Matahari begitu dekatnya sehingga mereka tercerai-berai. Kadang-kadang ada yang langsung menghujam Matahari dan habis riwayatnya. Komet yang kita amati berasal dari daerah yang berjarak 50.000 sampai 100.000 sa dari kita yang dikenal sebagai awan Oort, nama seorang astronom asal Belanda, Jan Oort (1900 – 1992). Diduga di tempat itu ada sekitar 100 milyar calon-calon komet yang dengan setia akan memasok kunjungan komet ke Tata Surya bagian dalam. Komet yang lepas dari “kandangnya” karena suatu gangguan dapat tertarik menuju Tata Surya dan akan menjadi komet dengan
  • 54. perioda revolusi yang panjang - antara 200 hingga jutaan tahun - dengan orbit yang hampir parabolik. Jika komet melintas dekat planet raksasa, khususnya Jupiter, ia akan dipengaruhi gravitasi yang kuat dari planet itu. Kemudian komet itu bisa menghujam planet itu, atau keluar dari Tata Surya, atau berubah menjadi komet dengan perioda yang relatif pendek mengitari Matahari dalam orbit yang eliptis. Astronom telah mengkatalogkan sekitar 150 komet perioda pendek atau komet periodik, yang mempunyai perioda revolusi mengelilingi Matahari dari beberapa tahun atau beberapa puluh sampai 200 tahun. Mereka secara periodik muncul terang di langit setiap mereka mendekati Matahari. Yang paling terkenal dan konsisten terang terus adalah komet Halley, yang telah diamati untuk 30 kali melewati perihelionnya sejak 240 SM. Gambar VI.9 menunjukkan bagaimana penampilan komet ketika mendekati Matahari. Gambar VI.9. Komet Hale-Bopp saat mendekati Matahari di tahun 1995.
  • 55. VI.10. Meteor dan Hujan Meteor Apakah anda pernah memohon sesuatu ketika melihat “bintang jatuh”? Kilatan cahaya itu sama sekali bukan bintang. Mereka adalah meteor, kilatan cahaya yang terjadi karena meteoroid memasuki atmosfer Bumi dengan kecepatan sampai 72 km per detik. Gesekan dengan udara membakar partikel kecil ini ketika mereka berada pada ketinggian antara 60 sampai 110 km dari permukaan Bumi. Pada langit gelap yang cerah kita akan bisa menyaksikan enam meteor per jam tiba-tiba berkelebat di langit. Meteoroid yang besar bisa menghasilkan meteor yang luar biasa terangnya – disebut sebagai bola api (fire-ball). Yang paling besar bisa bertahan sebagian, dan sampai ke Bumi. Pada beberapa tanggal yang telah diprediksi setiap tahun kita bisa melihat banyak meteor seperti diguyurkan dari langit. Penampilan meteor seperti ini disebut hujan meteor atau meteor shower. Hujan meteor berhubungan erat dengan komet. Mereka terjadi ketika Bumi, yang bergerak sepanjang orbitnya menyebrangi sekumpulan meteoroid yang tertinggal di belakang sebuah komet. Meteorit dibagi ke dalam tiga tipe utama: (1) Meteorit besi yang mengandung sekitar 90% besi, (2) Meteorit besi-batu yang mengandung besi, nikel, dan silicate, (3) Meteorit batu yang mengandung silicate yang tinggi, dan hanya 10% massanya adalah besi dan nikel. Mungkin kita bertanya-tanya bagaimana kalau komet atau meteorit besar menghujam Bumi. Meteorit besar bisa mengakibatkan kawah yang besar di planet atau bulan ketika mereka menabraknya. Bumi harusnya zaman dulu sekali sering ditabrak meteorit. Tetapi kawah purba sudah hilang oleh aktivitas geologi atau erosi. Jatuhnya meteorit yang besar jarang, tetapi kita bisa melihat yang paling akhir terjadi adalah Kawah Meteor dekat Winslow, Arizona, Amerika Serikat yang terjadi 25.000 tahun yang lalu, dengan diameter 1,5 km dan dalamnya 180 m. Pada tanggal 8 Juni, 1908 di Siberia terjadi ledakan misterius yang meratakan 1.000 km persegi hutan dekat Sungai Tunguska. Diduga meteorit besar atau komet mungkin telah meledak disana. Gambar VI.10 memperlihatkan kawah yang terjadi karena meteorit yang jatuh.
  • 56. Gambar VI.10 Kawah Meteor Barriger di Arizona, Amerika Serikat.
  • 57. Bab VII Matahari Matahari adalah bintang yang paling dekat ke Bumi. Ia memasok cahaya, panas, dan energi untuk kehidupan. Zaman kuno orang menyembah Matahari sebagai dewa pemberi kehidupan. Beberapa nama yang diberikan kepada Matahari antara lain Aton, Apollo, Helios, dan Sol. Ilmuwan sekarang mempelajari Matahari. Ia sangat penting untuk segala yang ada di Bumi dan kunci untuk memahami bintang yang jauh yang tidak dapat diamati secara rinci. Energi total Matahari sangat besar. Luminositas Matahari, L , besarnya 3,85 1026 watt. Energi Matahari praktis tidak akan ada habis-habisnya. Besar energi Matahari yang jatuh pada atmosfer luar Bumi per detik, disebut konstanta Matahari (solar constant), adalah 1.400 watt/m2 . Besar energi ini sama dengan besar pasokan panas dan cahaya dalam seminggu yang tersedia dari semua cadangan minyak, batu bara, gas alam yang ada di Bumi. Perubahan dari keluaran energi dari Matahari mempengaruhi iklim, atmosfer, dan cuaca di Bumi, dan begitu juga sistem transmisi dan komunikasi modern. Jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari, disebut satuan astronomi (astronomical unit), adalah kira-kira 150 juta km. Matahari adalah bola gas yang sangat besar. Radiusnya (R ) sekitar 690.000 km. Dari Bumi, diameter sudut Matahari kira-kira 32, hampir sama dengan diameter sudut Bulan. Penampakan yang sama ini bisa terjadi karena jarak Matahari 400 kali lebih jauh daripada jarak Bulan. Teori Nebula yang pertama kali diusulkan oleh filsuf Immanuel Kant (1724 – 1804), mengatakan bahwa Matahari dan planet-planetnya terbentuk bersama-sama dari awan gas dan debu antar bintang vyang berotasi, disebut nebula Matahari (solar nebula), sekitar 5 milyar tahun yang lalu. Nebula Matahari berkondensasi menjadi Matahari yang baru terbentuk, dikelilingi oleh piringan gas dan debu yang akan menjadi planet-planet, bulan-bulan, dan benda anggota Tata Surya lainnya. Matahari memuat lebih dari 99% massa Tata Surya dan mempunyai gaya gravitasi yang menahan planet-planet tetap mengitarinya. Gambaran kita tentang struktur Matahari datang dari pengamatan langsung lapisan luarnya dan perhitungan teoritis tentang perilaku gas yang ada di dalam lapisan yang tidak bisa kita lihat. Tiga lapisan terluar berada pada atmosfer Matahari. Yang pertama adalah fotosfer (photosphere), dari bahasa Yunani yang berarti “bola cahaya”, adalah permukaan Matahari yang tampak. Fotosfer ini berupa lapisan gas yang tipis, panas dan kedap dengan temperatur
  • 58. sekitar 5.800 K, tempat asal energi dipancarkan ke ruang antariksa. Lapisan kedua adalah kromosfer (chromosphere), dari bahasa Yunani yang berarti “bola warna”, adalah lapisan tipis yang merentang sekitar 10.000 km diatas fotosfer. Ia biasanya tampak dari Bumi hanya saat Gerhana Matahari Total. Semakin ke arah luar temperatur bertambah tinggi dan mencapai rata-rata 15.000 K. Terakhir adalah corona, dari bahasa Latin yang berarti “mahkota”, adalah atmosfer yang paling luar tepat di atas kromosfer adalah bagian interior Matahari. Temperatur dan kerapatan menaik semakin ke dalam dari permukaan. Jauh di dalam temperatur naik menjadi 15 juta K, tekanannya sekitar 200 milyar atmosfer, kerapatannya lebih dari 100 kali air. Intinya adalah pembangkit tenaga tempat reaksi fusi nuklir menghasilkan energi Matahari. Di dalam sini, hidrogen berfusi menjadi helium. Bintik Matahari (sunspot) adalah daerah kecil pada fotosfer Matahari yang terang, yang tampak agak gelap dan relatif dingin. Mereka biasanya muncul dalam kelompok dua atau lebih. Bintik Matahari berlangsung antara beberapa jam sampai beberapa bulan. Mereka tampak gelap karena temperaturnya yang relatif dingin dibanding sekitarnya, yaitu sekitar 4.200 K. Pada suatu saat lebih dari 300 bintik Matahari tampak pada piringan Matahari. Jumlah bintik Matahari secara teratur meningkat ke jumlah maksimum dan turun ke minimum dalam siklus 11 tahunan, yang disebut sebagai siklus bintik Matahari (sunspot cycle). Aktivitas Matahari yang lain adalah letupan Matahari (solar flare), yaitu letupan material atau kilatan cahaya yang dahsyat yang terjadi tiba-tiba di permukaan Matahari. Flare usianya singkat, mungkin hanya beberapa menit. Yang paling besar mungkin berlangsung beberapa jam. Mereka terjadi dekat bintik Matahari, terutama dalam perioda bintik Matahari maksimum. Flare tampaknya ditenagai oleh medan magnetik lokal yang kuat. Flare yang besar dapat melontarkan radiasi energi tinggi dan partikel bermuatan listrik ke dalam Tata Surya. Peristiwa ini dapat menghancurkan semua kehidupan di Bumi jika saja planet Bumi kita tidak dilindungi oleh medan magnet dan atmosfer. Ketika partikel energi tinggi dari Matahari menghantam atmosfer Bumi, mereka bisa menstimulir atom dan ion di atmosfer meradiasikan cahaya, yang menghasilkan aurora. Aurora borealis, atau aurora di belahan langit Utara, dan aurora australis, atau aurora di belahan langit Selatan, merupakan pita cahaya yang spektakuler yang kadang-kadang bersinar di langit malam, utamanya di daerah Artika dan Antartika, tetapi pada saat-saat tertentu bisa juga terjadi di lintang menengah. Aktivitas aurora maksimum terjadi sekitar kutub magnetik Bumi. Aurora tampak 2 hari setelah solar flare. Mereka mencapai puncaknya sekitar 2 tahun setelah bintik Matahari maksimum. Ledakan kuat dari partikel flare yang berinteraksi dengan medan magnetik Bumi dapat menyebabkan badai magnetik yang mengakibatkan kompas tidak bisa bekerja dengan normal. Flare juga menyebabkan badai atmosfer, melumpuhkan saluran telepon dan memadamkan semua instalasi listrik (blackout). Dari Matahari dikenal juga angin
  • 59. Matahari (solar wind), yaitu plasma atau partikel bermuatan listrik yang kuat yang keluar dari Matahari sepanjang waktu. Ia lebih cepat, lebih halus, dan lebih panas daripada angin mana pun di Bumi. Gambar VII.1 memperlihatkan Matahari. Gambar VII.1 Matahari
  • 60. Bab VIII Spektrum Elektromagnetik VIII.1. Daerah Gelombang Elektromagnetik Cahaya tampak hanyalah satu bagian kecil saja dari semua radiasi elektromagnetik di dalam ruang jagat raya. Energi juga ditransmisikan dalam bentuk sinar gamma, sinar X, radiasi ultraviolet, dan gelombang radio. Semua bentuk radiasi ini sesungguhnya energi dengan basis yang sama seperti cahaya tampak. Mereka memiliki sifat yang berbeda karena mereka memiliki panjang gelombang yang berbeda. Gelombang yang paling pendek mempunyai energi paling besar, sementara gelombang yang paling panjang mempunyai energi yang paling kecil. Seluruh keluarga gelombang magnetik ini yang diatur berdasar pada panjang gelombang, disebut spektrum elektromagnetik. Gelombang elektromagnetik dari semua panjang gelombang sangat penting bagi astronom karena semua gelombang membawa kunci informasi dari sumbernya. Gambar VIII.1 Spektrum Gelombang Elektromagnetik VIII.2. Tipe Spektrum Kendati dipisahkan jarak yang sangat jauh antara kita dengan bintang-bintang, kita mengtahui banyak tentang bintang-bintang. Astronom bisa mengekstrak jumlah informasi yang sangat
  • 61. banyak dari cahaya bintang. Jika cahaya bintang dipisahkan ke dalam panjang gelombangnya, spektrum yang tampak memasok banyak kunci informasi tentang bintang tersebut. Spektrum mempunyai tiga tipe dasar, yaitu spektrum kontinu (continuous) yang mengandung semua daerah panjang gelombang, spektrum bergaris emisi/terang yaitu spektrum kontinu yang diseling garis emisi/terang, dan spektrum absorpsi yaitu spektrum kontinu yang diseling garis absorpsi/gelap. Spektrum bintang umumnya didominasi oleh pola garis gelap yang muncul pada pita spektrum kontinu. Cahaya dari permukaan bintang, disebut fotosfer, disebar ke dalam spektrum warna kontinu. Karena cahaya melewati atmosfer luar bintang, beberapa warna dari panjang gelombang tertentu diserap, dan menghasilkan garis absorpsi yang gelap. Garis absorpsi ini mengidentifikasi elemen kimia yang membentuk atmosfer bintang. Matahari kita adalah bintang pertama yang spektrum absorpsinya dianalisa. Dalam tahun 1814, fisikawan dari Bavaria, Joseph von Fraunhofer (1787 – 1826) merekam garis gelap yang paling kuat, yang sekarang disebut garis Fraunhofer. Sejak saat itu astronom telah mengkatalogkan ribuan garis gelap dalam spektrum Matahari. Dengan membandingkan garis-garis ini dengan garis spektrum yang dihasilkan elemen kimia yang berbeda di Bumi, mereka telah menemukan lebih dari 70 elemen kimia yang berbeda di Matahari. VIII.3. Kelas Spektrum Jika kita membandingkan spektrum bintang seperti Polaris atau Vega dengan spektrum Matahari kita akan melihat bahwa beberapa ada yang mirip sementara yang lainnya kelihatannya sangat berbeda. Spektrum absorpsi digunakan untuk mengklasifikasi bintang- bintang ke dalam tujuh kelas spektrum utama, yang disebut sebagai kelas spektrum. Garis- garis hidrogen lebih kuat dalam beberapa spektrum bintang daripada dalam spektrum Matahari. Awalnya astronom keliru menyimpulkan bahwa bintang-bintang ini mengandung lebih banyak hidrogen daripada bintang-bintang lain. Mereka mengklasifikasi bintang bedasar kuat garis hidrogen dalam spektrum mereka dalam urutan alfabetis, dari yang paling kuat (disebut kelas A) ke yang paling lemah (kelas O). Astronom berkebangsaan Amerika Serikat, Annie J. Cannon (1863 – 1941), yang memeriksa dan mengklasifikasi spektrum 225.300 bintang memodifikasi sistem klasifikasi ini menjadi ke dalam bentuk sekarang yaitu O B A F G K M. Sekarang kita mengetahui bahwa semua bintang yang tampak memiliki komposisi yang secara garis besar sama. Semua terbentuk sebagian besar oleh hidrogen dan helium. Astronom berkebangsaan Amerika Serikat, Cecilia Payne-Gaposhkin (1900 – 1979) menunjukkan bahwa perbedaan dalam pola garis gelap dari bintang-bintang adalah dikarenakan terutama oleh perbedaan yang besar dalam temperatur permukaan bintang. Sekarang deret dari kelas
  • 62. spektrum yang diidentifikasi dengan ketujuh huruf itu dikenal sebagai deret temperatur. Bintang O adalah paling panas, dengan temperatur yang secara kontinu menurun sampai ke yang paling dingin, bintang M. Masing-masing kelas spektrum dibagi-bagi lagi ke dalam 10 subkelas dengan diberi angka 0 sampai 9, juga dengan urutan temperatur yang menurun. VIII.4. Diagram Hertzsprung-Russel Hubungan dasar antara luminositas dan temperatur bintang ditemukan pada awal abad 20 oleh dua astronom yang bekerja secara sendiri-sendiri, yaitu Henry N. Russel (1877 – 1957) dari Amerika Serikat, dan Ejnar Hertzsprung (1893 – 1967) dari Denmark. Diagram Hertzsprung – Russell (H–R) adalah plot antara luminositas vs temperatur. Tiap titik pada diagram H – R mewakili sebuah bintang yang temperaturnya (kelas spektrum) dibaca pada sumbu horizontal dan luminositasnya (magnitudo mutlak) dibaca pada sumbu tegaknya. Gambar VIII.4 menunjukkan Diagram H–R .
  • 63. Gambar VIII.4 Diagram H – R Beberapa ribu bintang dipilih secara acak dan diplot pada Diagram H–R, ternyata mereka menempati daerah-daerah tertentu. Pola ini menunjukkan terdapat hubungan antara luminositas bintang dan temperaturnya. Kalau tidak, titik-titik itu akan tersebar secara acak pada diagram itu. Kira-kira 90% bintang-bintang terletak sepanjang pita yang disebut deret utama (main sequence) yang mulai dari kiri atas (raksasa biru yang sangat panas dan luminous) menyilang diagram dalam arah kanan bawah (katai merah, yang dingin dan redup).
  • 64. Katai merah adalah tipe yang paling umum dari bintang-bintang dekat. Bagian besar dari 10% bintang jatuh pada daerah kanan atas (raksasa atau maharaksasa yang terang dan dingin) atau pada sebelah kiri bawah (katai putih yang luminositasnya rendah tapi temperaturnya tinggi).
  • 65. Bab IX Evolusi Bintang IX.1. Siklus Hidup Bintang Tidak ada bintang yang bersinar selamanya. Evolusi bintang (stellar evolution) merujuk kepada perubahan yang terjadi dalam bintang dengan makin bertambahnya umur bintang – siklus hidup bintang. Perubahan ini tidak bisa diamati langsung, karena ia berlangsung jutaan atau milyaran tahun. Astronom membangun teori evolusi bintang yang konsisten dengan hukum- hukum fisika. Kemudian mereka mengecek teori mereka dengan mengamati bintang sesungguhnya yang bersinar di langit. Dalam mengecek teori terhadap pengamatan, astronom menggunakan Diagram H–R. Prediksi teoritis dibuat dengan melihat perubahan dalam luminositas dan temperatur bintang mulai dari mereka lahir sampai kematiannya. Perubahan ini diplot pada Diagram H–R, dengan membentuk jejak evolusi teoritis. Diagram H–R kemudian dibandingkan dengan Diagram H–R untuk kumpulan bintang sesungguhnya. IX.2. Tempat Lahir Bintang Bintang terbentuk dari materi yang ada di ruang antar bintang. Awan antar bintang yang sangat besar yang terdiri dari gas dan debu adalah tempat kelahiran bintang. Lihatlah sebagai contoh, Nebula Orion (Gambar IX.2.1), yang konstelasinya di sini dikenal sebagai Bintang Waluku atau Wuluku karena tiga bintang yang kelihatan segaris mirip dengan alat bajak petani. Melalui teleskop kita akan melihatnya berpijar dengan warna merah sedikit kebiruan. Bintang panas yang baru terbentuk membuat gas sekitarnya berpijar.
  • 66. Gambar IX.2.1 Nebula Orion Protobintang (protostars) adalah bintang yang berada pada fasa evolusi paling awal. Kita bisa menganggap protobintang sebagai bintang yang sedang lahir. Protobintang terbentuk secara kebetulan pada awan gas (terutama hidrogen) dan debu yang “bergolak” (turbulent) dengan kerapatan tinggi yang ada di ruang antar bintang. Mungkin gelombang kejut dari bintang meledak (supernova) memicu prosesnya. Protobintang diikat bersama oleh gaya gravitasi. Awalnya, gaya gravitasi menarik materi ke dalam ke arah pusat gumpalan awan yang rapat, yang menyebabkannya berkontraksi dan menjadi lebih rapat lagi. Materi terus berakresi pada protobintang karena kontraksi. Kontraksi gravitasi awan dan protobintang menyebabkan temperatur dan tekanan di dalam meningkat secara tajam. Panas mengalir dari pusat protobintang yang panas ke permukaan yang lebih dingin. Protobintang ini meradiasikan energi ke ruang antar bintang. Ia bersinar pada panjang gelombang inframerah. Dalam awan yang berotasi, piringan debu dan gas bisa mengelilingi protobintang. Piringan ini juga meradiasikan kembali energi dalam inframerah. Ada kemungkinan partikel dalam piringan berakresi membentuk planet. Ketika temperatur dalam pusat protobintang mencapai 10 juta K, reaksi fusi nuklir mulai. Reaksi nuklir ini membebaskan energi yang sangat besar. Energi
  • 67. dihasilkan di pusat secepat ia diradiasikan ke ruang antar bintang. Sehingga temperatur dan tekanan di dalam yang sangat tinggi tetap dijaga. Tekanan keluar dari gas yang sangat panas mengimbangi tarikan gravitasi ke dalam. Keseimbangan ini disebut sebagai kesetimbangan hidrostatik (hydrostatic equilibrium). Protobintang berhenti berkontraksi. Ia memancarkan sinarnya sendiri ke luar dengan tetap. Akhirnya protobintang menjadi bintang yang baru lahir. Seperti inilah juga Matahari lahir 5 milyar tahun yang lalu. IX.3. Kala Hidup Awam tempat protobintang terbentuk tidak memiliki massa atau distribusi elemen kimia yang identik. Siklus hidup sebuah bintang – waktu yang diperlukan untuk bintang berevolusi – bergantung pada massa awal dan komposisi kimianya. Bintang yang memulai hidupnya dengan massa dan kimia yang sama akan melewati tahapan evolusi yang sama dalam panjang waktu yang kira-kira sama. Bintang dari komposisi kimia serupa dengan massa tinggi akan berevolusi sangat cepat, sementara yang massa rendah akan makan waktu lama untuk berevolusi. IX.4. Mengapa Bintang Bersinar Kita anggap bintang pada deret utama sebagai bintang dewasa. Dibandingkan dengan perubahan dalam protobintang, evolusi bintang deret utama berlangsung sangat lambat. Bintang menghabiskan sebagian besar kala hidupnya dengan bersinar tetap, pada suatu luminositas dan temperatur berada pada deret utama dalam Diagram H–R. Bintang deret utama mendapat energinya dari reaksi fusi nuklir dimana hidrogen di pusat bintang dikonversi menjadi helium. Empat atom hidrogen berfusi menjadi satu atom helium yang lebih ringan. Massa yang hilang diubah menjadi energi dan dibebaskan. (Proses yang sama membebaskan energi dalam bom hidrogen.) Energi dari reaksi fusi nuklir akhirnya mencapai permukaan bintang. Lalu bintang memancarkan energinya ke ruang antar bintang. Besar energi yang dibebaskan dalam reaksi fusi nuklir dapat dihitung dengan menggunakan rumus yang terkenal dari fisikawan Amerika Serikat kelahiran Jerman, Albert Einstein: E = mc2 Dengan E = energi, m = perbedaan massa, dan c= kecepatan cahaya
  • 68. Menurut persamaan Einstein, kalau banyak reaksi fusi nuklir terjadi bersama-sama, jumlah energi yang sangat besar akan dibebaskan. Matahari adalah sebuah bola gas panas yang sangat besar yang bersinar dengan tetap tanpa perubahan ukuran dan temperatur yang berarti. Meskipun praktis 5 juta ton hidrogen harus diubah menjadi helium tiap detik untuk menghasilkan luminositas Matahari seperti sekarang, kurang dari 0,01% massa total Matahari diubah menjadi sinar Matahari dalam satu milyar tahun. Semua bintang berevolusi kira-kira dengan cara yang sama, tetapi berbeda dalam perioda waktunya, sampai inti mereka menjadi diisi akumulasi karbon. Tahap akhir evolusi bintang atau bagaimana bintang itu mati, sangat bergantung kepada massanya. Bintang yang bermassa kecil, sampai kira-kira 1,4 massa Matahari, akhirnya akan “mati dengan tenang”, meredup ke dalam kegelapan jagat raya. Bintang yang sangat masif hidupnya akan berakhir dengan ledakan maha dahsyat, dengan mengeluarkan sinar yang sangat terang sebagai supernova. Bintang yang sangat-sangat massif bisa terus runtuh (collapse) setelah tahap bintang pulsar menjadi sebuah obyek “aneh bin ajaib” yang kita sebut lubang hitam (black hole). Karena jika benar-benar lubang hitam itu ada, mereka bukanlah sama sekali lubang. Malah sebaliknya, sangat kontras. Lubang hitam adalah sebuah massa yang sangat-sangat besar yang berkontraksi menjadi ukuran yang ekstrim kecil dengan kerapatan sangat tinggi. Gaya gravitasi dalam obyek demikian akan begitu besar, sehingga menurut teori relativitas Einstein, ia akan menarik semua materi dan cahaya yang berada di dekatnya. Black hole tidak akan pernah bisa dilihat, karena cahaya, materi, atau sinyal apa pun tidak akan pernah bisa lepas dari tarikan gravitasinya. Permukaan sebuah black hole, atau batas tempat cahaya tidak bisa melewatinya disebut event horizon.
  • 69. Bab X Galaksi X.I. Peran Edwin Hubble Sampai tahun 1920-an terjadi debat hangat mengenai apakah nebula yang berbentuk spiral yang dilihat astronom di atas dan di bawah bidang Galaksi Bima Sakti itu sistem bintang yang jauh terpisah, jauh di luar Galaksi kita sendiri, atau hanyalah satelit galaksi lokal yang lebih kecil yang menjadi anggota Galaksi kita sendiri. Untuk memecahkan persoalan ini, jarak mereka harus diukur, sasaran yang pertama kali dicapai dalam tahun 1923 oleh Edwin Hubble, astronom Amerika Serikat yang namanya diabadikan pada teleskop modern landas angkasa, Hubble Space Telescope. Dengan mengambil satu set fotografi dengan pemotretan exposure panjang menggunakan Teleskop Reflektor di Mt. Wilson, California, Hubble mampu mengidentifikasi sejumlah bintang variable Cepheids dalam “nebula Andromeda” (yang akhirnya kita tahu bahwa Andromeda adalah sebuah galaksi) dan mengukur perioda variasi mereka. Dari hukum Perioda-Luminositas untuk Cepheids, yang telah ditemukan dalam tahun 1912 oleh Henrietta Leavitt, ia mampu menurunkan luminositas mereka. Dengan membandingkannya dengan terang semu mereka yang diamati, ia bisa menghitung berapa jauh bintang Cepheids ini (dan juga sistem bintang tempat bintang Cepheids berada) harusnya agar tampak seredup sebagaimana ia kelihatan. Dari hasil ini, Hubble menurunkan jarak untuk sistem Andromeda sekitar 900.000 tahun cahaya, yang dengan jelas menempatkannya jauh di luar pinggiran Galaksi Bima Sakti dan memperlihatkan bahwa ia sesungguhnya sistem bintang yang terpisah dari Galaksi kita. Telaah berikutnya untuk “extragalactic nebula” dengan menggunakan teknik serupa, ternyata bahwa mereka, juga, adalah sistem bintang yang terpisah. Dengan mengetahui jarak dan ukuran sudut semu mereka, diameter linier mereka dapat ditentukan. Hasilnya tampaknya memperlihatkan bahwa sistem Galaksi Bima Sakti pada dasarnya lebih besar daripada semua tetangganya – paling tidak dua kali besarnya galaksi Andromeda menurut perhitungan Hubble saat itu. Dengan peralatan yang lebih baru, sekarang kita tahu bahwa jaraknya adalah 2,25 juta tahun cahaya dengan besar diameter sama dengan 1,5 kali diameter Galaksi Bima Sakti kita. Gambar X.1 memperlihatkan galaksi Andromeda.
  • 70. Gambar X.1 Galaksi Andromeda X.2. Galaksi Bima Sakti (Milky Way) dan Galaksi Lain Dari tempat pengamatan yang baik dan gelap, pada langit gulita tanpa cahaya Bulan, sangat mudah untuk melihat Galaksi Bima Sakti, pita cahaya seperti kabut yang lemah yang merentang melintas menyilang langit dari horizon ke horizon. Ia melewati banyak konstelasi yang terkenal, dari Centaurus dan Southern Crux ke arah Utara melalui Vela, Puppis, dan Canis Major, antara Orion dan Gemini, melewati Auriga, Perseus, dan Cassiopeia, ke arah Selatan melintasi Cygnus dan Aquila ke medan bintang yang kaya dari Sagitarius, Scorpius, dan seterusnya. Kita sekarang tahu Galaksi Bima Sakti adalah sebuah galaksi, sistem kumpulan bintang yang berbentuk piringan dengan diameter antara 80.000 dan 100.000 tahun cahaya, yang mengandung lebih dari 100 milyar bintang. Untuk alasan sejarah, ia kadang-kadang disebut Galaksi (dengan huruf G besar), tetapi ia lebih umum, dirujuk sebagai Galaksi Bima Sakti.
  • 71. Matahari terletak sekitar setengah jalan keluar dari pusat ke pinggiran, dengan estimasi jaraknya dari inti pusat berkisar antara 22.000 sampai 29.000 tahun cahaya, dengan 25.000 tahun cahaya adalah merupakan harga kompromi. Piringannya hanya 2.000 tahun cahaya tebalnya. Intinya dikelilingi oleh gembungan (bulge) ellipsoidal dari kumpulan bintang yang rapat, dengan ukuran sekitar 15.000 – 20.000 tahun cahaya dalam diameternya dan sekitar 6.000 tahun cahaya tebalnya. Debu antar bintang melemahkan cahaya 1 magnitudo (faktor 2,5) tiap kiloparsek (kira-kira 3.000 tahun cahaya). Begitu banyaknya debu yang terletak antara Tata Surya dan Pusat Galaksi, sehingga ia tidak bisa dilihat dengan teleskop optik karena ada total 25 magnitudo pelemahan sepanjang garis penglihatan ke arah Pusat Galaksi. Meski demikian, karena panjang gelombang inframerah dan gelombang radio tidak terpengaruh oleh debu, pengamatan yang dibuat pada panjang gelombang – panjang gelombang ini memungkinkan astronom mengukur kedalaman Galaksi yang tidak teramati oleh panjang gelombang optik. Gambar X.2 memperlihatkan Galaksi Bima Sakti
  • 72. Gambar X.2 Galaksi Bima Sakti (Milky Way) X.3. Struktur Spiral Seperti banyak galaksi lain yang ada di luar galaksi kita sendiri, Galaksi Bima Sakti mempunyai struktur spiral. Di dalam piringannya, bintang dan awan gas dan debu terkonsentrasi dan didominasi ke dalam lengan yang “melengkung” yang tampak mengarah ke arah luar dalam pola spiral dari gembungan inti. Dari telaah galaksi lain, sangat jelas tampak fitur kunci yang
  • 73. membentuk lengan mereka adalah asosiasi tipe bintang O dan B yang muda dan panas dan daerah HII (nebula terang), yang merupakan karakteristik daerah pembentukan bintang. Meskipun jalur debu menghalangi astronom optik untuk melihat bintang-bintang dalam bidang Galaksi di belakang rentang sekitar 10.000 tahun cahaya, asosiasi bintang O dan B dan daerah HII yang cukup dapat dilihat untuk mengidentifikasi lengan spiral dalam lokalitas yang dekat. Karena radiasi 21 cm dipancarkan oleh hidrogen netral tidak dipengaruhi oleh debu, telaah emisi ini telah memungkinkan astronom radio memetakan distribusi awan hidrogen netral dalam Galaksi. Pola spiral Galaksi terdiri dari beberapa lengan utama dan sejumlah segmen yang lebih pendek, salah satunya – lengan Orion – berisi Matahari dan tempat kelahiran bintang Orion. Di bagian dalam terdapat lengan Sagitarius, yang mencakup bintang-bintang dan awan antar bintang yang terletak di dalam arah umum dari konstelasi Sagitarius. Di arah luar yang lebih jauh lagi terdapat lengan Perseus. Gambar X.3.1 memperlihatkan lengan-lengan spiral Galaksi Bima Sakti. Gambar X.3 Lengan-lengan spiral Galaksi Bima Sakti X.4. Inti Galaksi Bintang-bintang keadaannya lebih rapat satu sama lainnya di gembungan inti daripada di dalam daerah di sekitar Matahari kita. Bola dengan diameter 5 tahun cahaya yang berpusat di Matahari hanya mengandung empat bintang saja (tiga komponen dari sistem Alpha Centauri dan Matahari itu sendiri), sementara bola dengan ukuran yang sama di gembungan inti
  • 74. mengandung sekitar sepuluh juta bintang, dan jarak rata-rata antar satu bintang dengan lainnya hanyalah satu per lima puluh tahun cahaya. Bagi pengamat di planet yang berada di gembungan, langit akan diterangi oleh jutaan bintang dengan magnitudo lebih terang dari 1, beberapa ratus bintang yang masing-masing terangnya sama dengan Bulan Purnama. Mengamati ke arah Pusat Galaksi, citra panjang gelombang panjang (inframerah) didominasi oleh emisi dari debu dingin dalam bidang galaksi, tetapi pengamatan dengan panjang gelombang pendek menemukan sumber individual, yang banyak darinya tampak seperti bintang luminositas tinggi (raksasa dan maharaksasa merah, dan bintang O yang baru lahir). Emisi yang paling kuat datang dari sumber radio yang diberi nama Sagitarius A (Sgr A), yang terdiri dari dua komponen, Sgr A (West) dan Sgr A (East). Sgr A (East) tampak seperti sebuah gelembung gas yang mengembang, kemungkinan disebabkan oleh suatu ledakan supernova pada bagian jauh dari inti. Sgr A (West) mengandung sebuah sumber kompak, Sgr A*, yang tidak seperti sumber lainnya dalam Galaksi, sama sekali tidak memperlihatkan gerak yang, untuk alasan ini, dipercaya sebagai pusat dinamik dan gravitasi Galaksi. Pengamatan VLBI memperlihatkan bahwa besarnya Sgr A* tidak lebih dari 0,002 detik busur, yang mengimplikasikan bahwa diameternya hanyalah sekitar 15 sa – lebih kecil daripada Tata Surya. Pengukuran Doppler memperlihatkan bahwa awan gas terionisasi mengitari sumber sentral ini pada kecepatan sekitar 300 km/detik. Ini mengimplikasikan bahwa awan-awan ini bergerak dalam medan gravitasi dari sebuah massa yang ekivalen dengan beberapa juta massa Matahari yang terkonsentrasi pada ukuran dimensi tahunan cahaya. Karena pengamatan inframerah dari masing-masing sumber secara individual mengimplikasikan bahwa hanya setengah dari massa ini ada dalam bentuk bintang, banyak astronom berpendapat bahwa sisa dari massa sentral yang terkonsentrasi dikandung dalam sebuah lubang hitam sangat masif (super massive black hole) dengan massa sekitar 2,5 juta massa Matahari, dan akresi pada lubang hitam itu yang menjadi sumber dari energi yang diradiasikan oleh Sgr A*. Pendeteksian emisi sinar X lemah dari daerah ini konsisten dengan hadirnya lubang hitam yang masif yang mengakresi gas pada laju yang berukuran sedang. Ada dukungan yang luas atas usulan bahwa inti Galaksi kita memang menjadi tempat sebuah lubang hitam yang supermasif yang memiliki potensi untuk menjadi sumber yang lebih cerlang lagi seandainya lebih banyak gas lagi, atau bintang, jatuh kedalam piringan akresinya. X.5. Macam-macam Galaksi Galaksi secara umum mempunyai bermacam-macam bentuk. Skema klasifikasi yang paling sederhana, yang dibagi oleh Edwin Hubble, mengenal empat tipe dasar – elips, spiral, spiral batang, dan tidak beraturan (irregular), dan diatur dalam sebuah deret yang disebut sebagai diagram “garpu tala”.
  • 75. Galaksi elips diberi label E diikuti dengan angka 0 sampai 7 untuk menunjukkan derajat kepepatan bentuk eliptis yang teramati. Sebuah galaksi E0 tampak bundar, sementara sebuah galaksi E7 kelihatannya sangat pepat/pipih, dengan diameter maksimumnya lebih dari tiga kali diameter minimumnya. Gambar X.4 Diagram Garpu Tala Galaksi spiral dinyatakan dengan huruf S, mempunyai inti pusat (central nucleus) dikelilingi oleh piringan yang pepat yang berisi bintang, gas, dan debu yang teratur ke dalam bentuk pola lengan spiral. Mereka dikategorikan menurut ukuran gembungan pusat (nuclear bulge)–nya, keketatan dari pola spiral, dan derajat “kerapatan” dalam lengan mereka. Sebuah galaksi “Sa” mempunyai inti (nucleus) pusat yang besar, dan ketat terikat dengan lengan yang relatif rata; sebuah galaksi “Sb” mempunyai inti yang agak lebih kecil dan lengan spiral yang lebih longgar yang sering berisi daerah HII yang terang dan gugus bintang muda yang panas; dan sebuah galaksi “Sc” mempunyai inti yang relatif kecil dan lengan spiral yang longgar “knotty” yang didominasi oleh banyak daerah HII dan kumpulan bintang-bintang muda. Dalam galaksi spiral batang yang diberi label “SB”, lengan muncul dari ujung yang mirip batang kaku atau ellipsoid
  • 76. yang terelongasi dari materi cerlang (luminous) dari intinya. Mereka diklasifikasi menjadi SBa, SBb, SBc, menurut kriteria serupa seperti spiral. Secara tradisional Galaksi Bima Sakti dianggap sebagai pertengahan antara Sb dan Sc, sehingga ia bisa ditulis sebagai Sbc. Tetapi sekarang banyak telaah yang menyimpulkan bahwa Galaksi kita bisa diklasifikasi sebagai tipe spiral batang, SBbc. Galaksi yang tidak beraturan (irregular) yang tidak mempunyai inti yang kentara atau struktur yang berurutan dinyatakan dengan “Irr” dan secara umum dibagi ke dalam “Irr I” dan “Irr II”. Galaksi Irr I memperlihatkan bukti dari pembentukan bintang yang sedang berlangsung (misalnya asosiasi bintang OB dan daerah HII); galaksi Irr II mempunyai penampilan yang terkoyak, dan bentuk mereka tampaknya terganggu oleh aktivitas internal yang hebat atau oleh tumbukan atau papasan dekat dengan galaksi lain. X.6. Gugusan Galaksi Foto dari survey langit memperlihatkan bahwa bagian besar galaksi bergabung dalam grup, yang disebut sebagai gugus galaksi (clusters of galaxies). Gugus-gugus ini mengandung mulai dari beberapa puluh sampai ribuan galaksi yang terikat bersama oleh gaya gravitasi karena mereka saling mengorbit satu dengan lainnya pada kecepatan sekitar 1.000 km per detik. Galaksi kita termasuk pada gugus galaksi yang kecil, Grup Lokal (Local Group), dengan kira-kira 30 galaksi anggota. “Lokal” berarti bahwa galaksi-galaksi anggota berada dalam daerah dengan ukuran 3 juta tahun cahaya. Tiga dari galaksi-galaksi ini – Galaksi Bima Sakti, Andromeda (M31), dan M33 di Triangulum – berjenis spiral. Yang lainnya adalah eliptikal (termasuk pasangan yang terang dari M31, yaitu NGC 205 dan M32) atau irregular (termasuk Awan Magelan – Magellanic Clouds). Sebagian besar lainnya adalah galaksi katai, dan galaksi kecil yang diameternya beberapa ribu tahun cahaya. Super gugus galaksi (supercluster) adalah gugus dari gugus-gugus galaksi. Superclusters adalah sistem terikat dengan gravitasi yang paling besar yang sejauh ini telah diamati. Besar diameternya antara 100 juta sampai 1 milyar tahun cahaya. Grup Lokal tempat Galaksi kita bergabung terletak pada pinggiran Virgo Cluster yang berada pada pusat dari Local Supercluster. X.7. Di Antara Bintang-Bintang Ruang di antara bintang-bintang praktis umumnya kosong, tetapi kondisi lokal berbeda banyak. Medium antar bintang, yaitu materi dan radiasi di antara bintang-bintang, sangat-sangat
  • 77. renggang dibandingkan dengan vakum yang paling vakum yang bisa dilakukan di Bumi. Materi antar-bintang (MAB) khususnya sangat penting karena ia adalah bahan mentah untuk pembentukan bintang-bintang dan planet-planet. MAB berupa 99% gas (kira-kira 75% adalah massa gas hidrogen dan 23% adalah helium) dan 1% berupa debu antar-bintang, partikel padat yang kecil. Dalam Galaksi kita, bagian besar gas dan debu antar-bintang terkonsentrasi dalam lengan spiral, yang adalah tempat bintang-bintang baru berlokasi. Bermacam awan gas dan debu secara terus menerus diperkaya oleh material yang dilontarkan oleh supernova dan angin bintang. Daerah HI adalah awan atom hidrogen netral dengan temperatur “sedang”. Daerah HII adalah awan hidrogen terionisasi yang berada dekat bintang yang sangat panas. Lebih dari 100 molekul antar-bintang disamping hidrogen telah dideteksi dalam awan molekuler raksasa yang rapat, gelap, dan dingin. Uap air dan molekul organik adalah yang paling menantang keingintahuan. Mereka ini merupakan komponen kunci dari semua kehidupan di Bumi. Penemuan mereka di ruang antar-bintang telah membangkitkan pertanyaan yang menakjubkan mengenai asal kehidupan di jagat raya! Secara historis, nebula, dari bahasa Latin untuk “awan”, digunakan untuk menggambarkan segala macam kumpulan benda kecil yang terlihat kabur di langit, termasuk yang sekarang banyak diketahui sebagai gugus bintang atau galaksi. Kata ini kadang-kadang masih digunakan untuk konsentrasi gas dan debu. Nebula emisi yang terang, atau daerah HII, adalah awan yang berkilau dengan cara mengabsorpsi dan memancarkan kembali cahaya bintang dari bintang muda yang sangat panas di dekatnya. Nebula Orion adalah contoh yang terkenal yang dapat kita amati. Nebula absorpsi yang gelap, atau awan molekuler, adalah konsentrasi materi antar-bintang yang relatif rapat tempat debu menyerap atau menghamburkan cahaya bintang dan menghalangi bintang yang berada di belakangnya dari pandangan kita.
  • 78. Bab XI Jagat Raya yang Mengembang XI.1. Pertanyaan yang Abadi Manusia sejak dulu bertanya-tanya tentang bagaimana alam ini mulai dan apakah alam ini akan berakhir? Mitos kuno, filosofi, dan teologi semua memberikan model masing-masing. Kosmologi adalah studi tentang asal, struktur sekarang, evolusi, dan akhir jagat raya. Astronom membangun model kosmologi, penjelasan matematis yang mencoba menerangkan bagaimana jagat raya mulai, bagaimana ia berubah dengan berjalannya waktu, dan apa yang akan terjadi padanya pada masa depan. Model-model ini harus konsisten dengan data pengamatan yang kita miliki tentang matahari dan galaksi. Pengamatan dasar yang harus diperhitungkan oleh model kosmologi mana pun ialah bahwa cahaya dari galaksi yang jauh, panjang gelombangnya akan bergeser ke arah panjang gelombang merah dalam spektrumnya. Fenomena ini disebut pergeseran merah kosmologi. Teori modern mengatakan bahwa pergeseran merah ini terjadi akibat ekspansi ruang-waktu, yaitu bahwa galaksi lain sedang bergerak menjauh dari kita. Hal itu bukan dikarenakan galaksi- galaksi tersebut menjauhi kita, tetapi karena ruang-waktunya yang mengembang/ekspansi. Walaupun galaksi-galaksi itu diam terhadap kita di ruang-waktu, karena ruang-waktunya mengembang maka galaksi-galaksi tersebut menjauhi kita. Galaksi yang paling jauh yang kita amati mempunyai pergeseran merah paling besar. Gambar XI.1 memperlihatkan fenomena ini.
  • 79. Gambar XI.1 Galaksi yang menjauh XI.2. Hubungan Kecepatan – Jarak Astronom Amerika Serikat, Edwin Hubble, yang menghabiskan sebagian besar hidupnya untuk mempelajari galaksi, meneliti hubungan antara kecepatan menjauh dan jarak dari banyak galaksi. Ia menemukan bahwa hubungan linier yang kita peroleh di atas memang benar. Makin jauh galaksi, makin cepat ia menjauh. Hukum Hubble (1929) mengatakan bahwa kecepatan menjauh galaksi, v, langsung sebanding dengan jaraknya dari kita, d. Formulanya adalah V = H d Notasi H disebut konstanta Hubble. Konstanta Hubble ini sangat penting. Ia memberi nilai mengenai seberapa cepat galaksi itu menjauh, atau nilai mengenai seberapa cepat jagat raya mengembang. Ia juga digunakan dalam Hukum Hubble untuk menaksir jarak ke galaksi dari pergeseran merah mereka yang kita ukur. Untuk menentukan H secara akurat adalah suatu hal yang sukar karena ketidakpastian dalam skala jarak ekstragalaktik. Harga yang diberikan sering dimutakhirkan, dan besarnya antara 50 dan 100 km/det/Mpc (15 sampai 30 km per detik per juta tahun cahaya).
  • 80. XI.3. Ledakan Besar (Big Bang) Teori Big Bang mengatakan bahwa awal jagat raya menjadi ada seperti sekarang terjadi dalam ledakan luar biasa dalam peristiwa yang disebut Big Bang, dan sejak itu ia terus berevolusi. Awal ini terjadi 10 sampai 20 milyar tahun yang lalu. Semua materi dan radiasi dari jagat raya kita sekarang, awalnya bersatu dalam satu paket yang diistilahkan sebagai bola api awal (primeval fireball), keadaan yang luar biasa panas dan rapat, yang kemudian langsung mengembang dengan cepat. Big Bang ini adalah awal dari ruang dan waktu yang bisa kita ketahui. Jagat raya secara cepat mengembang (volume semakin besar, kerapatan semakin kecil dan temperatur semakin kecil) yang mengakibatkan radiasi dari panas awal yang luar biasa itu mulai dengan cepat mendingin. Dalam beberapa detik, proton (inti hidrogen), neutron, dan elektron terbentuk. Dalam waktu beberapa menit deuterium pertama (hidrogen berat) dan inti helium, dan sedikit elemen ringan terbentuk. Beberapa juta tahun kemudian, materi dan radiasi terpisah. Sekitar satu milyar tahun kemudian barulah terbentuk galaksi dan bintang. Galaksi dan bintang galaksi terus bergerak saling menjauh satu dari lainnya. Sekarang kita melakukan pengamatan dan melihat bahwa jagat raya tetap mengembang. Bintang masih terbentuk di dalam galaksi, dengan menggunakan hidrogen awal yang berasal dari Big Bang. Materi yang teramati dari jagat raya terdiri dari kira-kita 74% hidrogen dan 24% helium, dengan sedikit elemen ringan lainnya, seperti deuterium dan lithium, sesuai dengan prediksi. Sebagian besar astronom menerima uraian teori Big Bang yang menjelaskan tahap awal dan sekarang dari jagat raya. Tentang masa depan jagat raya, prediksinya bermacam-macam sampai saat nanti hidrogen awal habis digunakan dalam bintang dan kemudian mereka berhenti bersinar. Nasib akhir jagat raya akan ditentukan oleh kompetisi antara pengembangan ke arah luar dan tarikan gravitasi ke arah dalam. Parameter kosmologi yang dapat diobservasi dalam hal ini adalah parameter densitas, yakni perbandingan antara kerapatan alam semesta yang terukur dan kerapatan kritis alam semesta. Model jagat raya terbuka (open universe) mengatakan bahwa jagat raya akan terus mengembang tidak terbatas. Maka jagat raya, yang dimulai dengan Big Bang yang “bergolak” panas seperti musik cadas, akan meredup ke dalam kegelapan dalam “nyanyian pilu” yang amat dingin.

×