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 1520 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

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.

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.

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,

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

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.

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.

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

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

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 1/601/60 =

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.

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

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

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 057

sebelah utara ekuator. Dengan cara yang sama, untuk mencari lokasi bintang

Betelgeuse pada bola langit, lihat 5h52m0s ke arah Timur Vernal Equinox (garis di

langit dengan asensiorekta 0h), dan 724 sebelah Utara ekuator langit. Bintang Rigel

yang disebutkan di atas, terletak pada = 5h13m36s dan = 813. 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.

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

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 dengan15per

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 23h56m.

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.

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.

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.

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.

Gambar III.5 Presesi

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.

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 ?

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.

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.

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.

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,

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.

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.

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

P1P2 lebih besar daripada jarak yang ditempuh sepanjang busur P3P4. 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

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.

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.

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.

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.

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

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

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

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.

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.

- 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

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.

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, 430C, 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.

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

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 482C. 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

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 -123C dan -10C.

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

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.

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,

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.

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

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.

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.

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.

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.

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.

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

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.

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.

Gambar VI.10 Kawah Meteor Barriger di Arizona, Amerika Serikat.

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

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

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

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

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

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 .

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).

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).

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.

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

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

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.

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.

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.

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

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

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

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”.

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

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

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.

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.

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).

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.