6

BAB II

KAWAH-KAWAH SEBAGAI BUKTI TUMBUKAN DAN

SUMBER-SUMBER TUMBUKAN

2.1. Kawah-kawah Sebagai Bukti Peristiwa Tumbukan di Tata Surya

Proses pembentukan kawah merupakan proses yang melibatkan transfer energi dari

penumbuk kepada target, yang terjadi seketika. Tumbukan bisa sangat luar biasa sehingga

bisa menimbulkan kawah yang jauh lebih besar dari benda penumbuknya. Bukti nyata

peristiwa tumbukan di tata surya tersebut dapat dilihat pada anggotanya yang bersifat padat,

dan tersedia dalam jumlah yang luar biasa banyak. Ini dikarenakan dampak dari tumbukan

tersebut dapat dilihat dengan jelas bahkan menjadi penentu karakteristik yang sangat

dominan pada anggota tata surya terutama yang secara geologi tidak aktif dan tidak

memiliki atmosfer yang cukup tebal.

Kawah-kawah hasil tumbukan di tata surya dapat dilihat pada planet-planet

terestrial dengan satelit-satelitnya (Bulan satelit Bumi, Phobos dan Deimos satelit Mars)

dan satelit-satelit planet Jovian. Benda-benda padat kecil seperti asteroid juga memiliki

permukaan yang bopeng-bopeng penuh bercak kawah akibat tumbukan antar mereka

sendiri atau oleh mikrometeorit.

Berdasarkan morfologinya, kawah-kawah tersebut dapat dikelompokkan kedalam

empat kelas, yaitu:

1). Kawah mikro (microcrater) atau lubang (pit) yang berukuran kurang dari 1 cm. Kawah

ini disebabkan oleh mikrometeorit atau butir-butir debu kosmik yang berkecepatan

tinggi pada permukaan berbatu. Sementara pit ditemukan pada benda-benda yang tidak

beratmosfer. Lubang tengahnya seringkali diselubungi oleh kaca.

2). Kawah-kawah kecil yang sederhana, dengan ukuran mencapai beberapa kilometer dan

bentuk seperti mangkuk. Kedalamannya dari rim (pinggiran/bibir kawah) ke dasar

kawah biasanya 1/5 diameternya, namun hal ini tergantung pada kekuatan material dan

gravitasi di permukaan target tumbukan.

3). Kawah-kawah besar yang lebih kompleks. Kawah-kawah ini biasanya memiliki lantai

yang datar dan sebuah central peak (tonjolan di tengah-tengah kawah), sementara

bagian dalam rimnya memiliki karakteristik bertingkat-tingkat/berjenjang. Diameter

7

kawah-kawah kompleks mulai dari sepuluh sampai ratusan kilometer. Kawah-kawah

dengan diameter antara 100 sampai 300 km di Bulan, Mars, dan Merkurius

menunjukkan cincin peak yang konsentris, tidak hanya satu central peak. Diameter

cincin terdalamnya biasanya setengah dari diameter rim ke rim. Pada satelit-satelit es

tidak terdapat adanya kawah dengan cincin peak.

4). Kawah-kawah besar dengan multicincin (multi-ring basin). Bentuk ini merupakan

sistem cincin-cincin konsentris, yang meliputi area yang lebih luas dari kawah-kawah

kompleks. Bagian dalam cincin biasanya terdiri dari bukit-bukit dalam suatu wilayah

yang berbentuk hampir lingkaran, dan sebagian lantai kawahnya kemungkinan dibanjiri

oleh lava. Cincin terluarnya menyerupai rim-rim kawah.

Secara garis besar, proses pembentukan kawah dapat dibagi menjadi tiga tahap

yaitu tahap kontak dan kompresi, tahap ejeksi atau penggalian kawah dan yang terakhir

tahap keruntuhan dan modifikasi.

• Tahap Kontak dan Kompresi

Pada saat penumbuk mengalami kontak dengan permukaan, terjadi transfer energi

kinetik berupa gelombang kejut, yang merambat ke target tumbukan (terdeteksi sebagai

gelombang seismik) dan ke penumbuk. Perambatan tersebut dapat dimodelkan secara

numerik menggunakan persamaan Hugoniot, yang dituliskan:

( ) 0pρ υ υ ρ υ− = (1.1a)

0 0 pP P ρ υ υ− = (1.1b)

0 0 0( )( ) 2E E P P V V− = + − (1.1c)

dimana ρ dan ρ0 adalah kerapatan terkompresi dan tidak terkompresi, V dan V0 adalah

volume spesifik (persatuan massa) terkompresi dan tidak terkompresi, P0 dan P adalah

tekanan di depan dan belakang gelombang kejut, υ adalah kecepatan kejut dan pυ adalah

kecepatan partikel di belakang gelombang kejut, E0 dan E adalah energi internal per-

satuan massa didepan dan dibelakang gelombang kejut.

Tekanan pada tumbukan antara meteorit dengan Bumi dapat mengikuti persamaan

hugoniot, dimana untuk tumbukan berkecepatan rendah:

012 sP cρ υ≈ (1.2a)

dan untuk tumbukan berkecepatan tinggi:

8

20

12

P ρ υ≈ (1.2b)

dengan cs pada tumbukan berkecepatan rendah adalah kecepatan suara:

0

ms

Kcρ

= (1.3)

dimana Km adalah modulus bulk material.

Gelombang kejut bermula pada titik kontak awal, mengkompresi material di target

tumbukan dan ke penumbuk sendiri, memberi tekanan yang luar biasa tinggi, dengan

tekanan paling tinggi di titik kontak antara penumbuk dan sasaran. Selain itu saat

penumbuk menumbuk ke sasaran terjadi semburan campuran material penumbuk dan

sasaran.

Obyek sasaran dan meteorit mempunyai permukaan bebas, yaitu permukaan terluar

yang berhubungan langsung dengan udara atau medium antar planet. Permukaan bebas

tersebut tidak dapat menahan keadaan yang bertekanan sehingga mengembangkan

gelombang pelepasan (rarefaction) saat mendapat tekanan. Saat gelombang kejut

mencapai bagian belakang penumbuk, gelombang rarefaction atau gelombang

dekompresi tersebut memantul dari permukaan mengikuti di belakang gelombang kejut

yang sedang merambat ke arah muka sasaran yang ditumbuk. Gelombang rarefaction

merambat melalui penumbuk dengan kecepatan suara, melakukan dekompresi material

ke tekanan hampir nol. Sementara penumbuk, yang kemungkinan hampir meleleh atau

menguap seluruhnya karena tekanan awal yang sangat tinggi, setelah dilewati gelombang

rarefaction meninggalkan kawah dalam bentuk awan uap atau bola api (fireball). Durasi

tahap kontak dan kompresi dihitung sebagai waktu yang dibutuhkan gelombang kejut

bersama rarefactionnya untuk melintasi geometri penumbuk.

• Tahap Ejeksi dan Penggalian

Awan uap atau bola api (fireball) selanjutnya mengembang secara adiabatik ke

arah atas dan keluar, dengan gas-gas pada jarak r mengalami percepatan: 2

21

g

d r dPdrdt ρ

= − (1.4)

dengan ρg adalah kerapatan gas. Sementara itu gelombang kejut yang merambat makin

luas dan melemah, secara bertahap menjadi gelombang tekanan yang merambat dengan

kecepatan suara. Gelombang rarefaction yang mengikutinya mendekompresi material,

9

mengawali aliran penggalian dibawah kecepatan suara, yang membuka kawah. Waktu

yang dibutuhkan untuk menggali kawah secara kasar dihitung dari periode gelombang

gravitasi dengan panjang gelombang sebanding dengan diameter kawah D (untuk kawah-

kawah yang penggaliannya didominasi oleh gravitasi, yaitu kawah-kawah dengan

diameter hanya beberapa km): 1 2

p

Dtg

⎛ ⎞= ⎜ ⎟⎜ ⎟⎝ ⎠

(1.5)

Material-material sampai dengan kedalaman ~1/3 kawah-sementara tergali.

Material-material target tumbukan dibawah kedalaman tersebut terdorong ke bawah,

sedangkan lapisan diatasnya akan melengkung ke arah atas, dan tergali atau terangkat

membentuk dinding kawah atau rim. Tinggi rim pada kawah-kawah kecil (di Bulan

diameter D ≤15 km) umumnya:

0,04rimh D≈ (1.6a)

dan kedalamannya dari dasar ke rim (bottom to rim):

5brDd ≈ (1.6b)

Untuk kawah-kawah besar persamaan di atas tidak berlaku karena adanya perubahan

morfologi yang bervariasi termasuk keruntuhan kawah dan rim.

Pada proses ini terjadi juga semburan batu-batuan dan debu-debu (ejecta) seperti

pada tahap kompresi, namun kecepatannya lebih rendah. Ejecta tersebut terlempar ke

atas dan keluar dalam lintasan balistik hampir parabolik. 2

sin 2ej

pr

gυ

θ= (1.7)

dimana r << R adalah jarak (R adalah radius planet), ejυ adalah kecepatan ejeksi, gp

adalah percepatan gravitasi dan θ sudut ejeksi terhadap permukaan. Batu berada di udara

selama waktu t:

2sinej

pt

gυ

θ= (1.8)

Sisi-sisi kawah terus mengembang sampai seluruh energi tumbukan dihamburkan

oleh viskositas dan/atau terbawa oleh ejecta. Kawah terbentuk hampir setengah lingkaran

sampai kedalaman maksimum dicapai dan setelah itu berkembang hanya secara

10

horizontal. Ejecta kemudian membentuk lapisan disekeliling kawah sampai dengan satu

atau dua kali radius kawah diukur dari rim. Morfologi dari lapisan ejecta tergantung pada

material dibawah permukaan target tumbukan. Di Bulan dan kebanyakan benda-benda di

tata surya lapisan ejecta dibentuk oleh material yang berjatuhan. Di Mars beberapa

lapisan-lapisan ejecta mirip dengan aliran-aliran lumpur yang disebabkan misalnya oleh

adanya es dibawah permukaan yang mencair saat dipanasi oleh tumbukan. Beberapa

batu-batuan yang menyembur kemudian menumbuk permukaan lagi menciptakan kawah

sekunder. Ukurannya tergantung pada massa dan kecepatan tumbukan ejecta dan

material target tumbukan.

Pada tahap akhir penggalian, kawah yang terbentuk disebut kawah sementara

(transient crater). Ukurannya bergantung pada ukuran, kecepatan, komposisi, sudut saat

menumbuk dari meteorid, dan gravitasi, material, struktur permukaan dari planet target

tumbukan. Diameter kawah yang dihasilkan hampir sebanding dengan energi kinetik

meteorid: 1 3D E∝ (1.9a)

Lebih umum lagi persamaan diameter kawah, yang diturunkan secara empiris, dapat

dituliskan (dalam satuan mks):

( ) ( )0,13 1 30,11 1 3 0,22 0,221,8 2 sinm p p kD g R Eρ ρ θ− −= (1.9b)

dimana ρp dan ρm adalah kerapatan planet (=target) dan meteorid, R adalah radius

penumbuk, Ek energi kinetik tumbukan, dan θ sudut tumbukan terhadap horizontal lokal.

• Keruntuhan Kawah dan Modifikasi

Setelah tahap penggalian selesai, sisa-sisa puing-puing di kawah bergerak ke arah

bawah menuju ke tengah kawah, sementara lantai kawah mengalami memantulnya batu-

batu yang terkompresi, yang kemungkinan menjadi pemicu terbentuknya central peak

atau cincin-cincin pegunungan. Peristiwa tersebut berlangsung sebelum proses

penggalian benar-benar selesai, dan batu-batu yang meninggi di atas membentuk central

peak. Untuk kawah-kawah besar, peak tersebut kemudian menjadi terlalu tinggi dan

akhirnya runtuh, memicu pembentukan cincin konsentris kedua (yang pertama adalah

rim kawah utama), dan proses tersebut merambat keluar. Pembentukan central peak

tersebut biasanya dianalogikan seperti jatuhnya tetesan cairan ke zat cair. Setelah semua

material tergali, rim kawah kemudian runtuh atau merosot, memperbesar diameter kawah,

memenuhi lantai kawah, dan membentuk dinding kawah menjadi bertingkat-tingkat.

11

Modifikasi lebih lanjut pada kawah terjadi dalam jangka waktu lama. Erosi dan

tumbukan-tumbukan mikrometeorit secara perlahan-lahan mengikis rim, menghaluskan

atau meratakan kawah. Pada satelit-satelit es, kawah-kawah diratakan atau dihilangkan

secara perlahan oleh aliran-aliran es yang mirip plastik. Banyak kawah-kawah besar di

Ganymede dan Callisto yang mungkin hilang dan meninggalkan jejak lingkaran

berwarna yang samar-samar, disebut palimpsest. Kegiatan-kegiatan vulkanis dan

tektonik juga dapat merubah kawah dalam skala yang lebih besar.

Beberapa ciri-ciri khusus dapat dikenali berkaitan dengan peristiwa tumbukan,

yaitu:

Kawah utama yang terbentuk akibat tumbukan

Lapisan ejecta yaitu puing-puing yang tersembur dari kawah sampai dengan satu

diameter kawah diluar rim. Penampakannya tergantung pada material-material dibawah

permukaan dari target tumbukan.

Kawah-kawah tumbukan sekunder dan rantai-rantai kawah yang ditimbulkan oleh

tumbukan dengan batu-batu berkecepatan tinggi yang terlempar dari kawah utama.

Sinar berupa penampakan garis-garis lurus terang “diradiasikan” ke arah luar dari kawah

tumbukan. Sinar tersebut terbentuk dari lelehan material-material yang menjadi bubuk

dan memadat kembali, yang terlempar keluar dengan kecepatan tinggi. Sinar-sinar

tersebut bisa memanjang sampai 10 kali diameter kawah. Kawah-kawah sekunder

kemungkinan berkumpul di sekitar sinar-sinar tersebut.

Breccia dan kaca-kaca yang meleleh, yaitu fragmen-fragmen pecahan batu dan mineral-

mineral yang mengalami temperatur dan tekanan yang tinggi, terbentuk dan terletak di

dalam kawah.

Regolith, yaitu lapisan batu-batuan dan debu-debu akibat akumulatif dari tumbukan-

tumbukan mikrometeorit dan tumbukan-tumbukan sekunder.

Efek Pemfokusan (focussing effect). Tumbukan hebat dapat menimbulkan gelombang

yang dapat merambat ke seluruh planet. Pada planet-planet dengan inti yang kecepatan

seismiknya rendah, gelombang tersebut terfokus pada antipode (titik yang tepat

berlawanan letaknya dari posisi tumbukan). Jika tumbukan sangat besar, gelombang

tersebut memiliki energi cukup besar untuk memodifikasi tanah.

12

Erosi dan gangguan. Tumbukan dengan energi yang besar dapat menyebabkan

pengikisan dan bahkan menyebabkan gangguan berupa kehancuran luar biasa pada target

tumbukan.

Gambar 1. Proses pembentukan kawah,

dengan waktu sesudah tumbukan τ, rasio

diameter penumbuk dan kecepatan. (a)

Penumbuk yang sedang bergerak ke arah

target. (b) Torus dari tekanan ekstra-

tinggi terpusat pada lingkaran kontak

antara penumbuk dan target. Material-

material kejut mnyembur atau memancar

ke arah luar dengan kecepatan beberapa

km/det. (c) Gelombang kejut merambat ke

target dan penumbuk. Gelombang kejut

yang merambat ke penumbuk mencapai

bagian belakang penumbuk. Penumbuk

akan meleleh atau menguap (tergantung

tekanan awal) saat terdekompresi oleh

gelombang rarefaction. (d) Awal tahap

penggalian yang diikuti dengan awan uap

yang meninggalkan lokasi tumbukan.

13

2.1.1. Kawah-kawah di Planet Terestrial

Melalui Mariner 10 diketahui bahwa permukaan Merkurius dipenuhi oleh kawah-

kawah yang lebarnya bisa mencapai ratusan kilometer. Salah satunya adalah cekungan

yang diberi nama cekungan Caloris yang lebarnya 1.300 km. Penyebabnya adalah akibat

jatuhnya asteroid yang berukuran 100 km ke permukaan Merkurius. Selain itu di

Merkurius juga terdapat dataran-dataran tanpa kawah, walau tidak sepenuhnya datar. Di

dataran-dataran tersebut terdapat juga kawah-kawah dengan diameter kurang dari 10 km

dan jumlahnya tidak sebanyak pada daerah berkawah-kawah. Kawah-kawah di planet

Merkurius tersebut diberi nama tokoh sastra dan seni (Goethe, Pushkin, Verdi, Botticelli,

dsb).

Pesawat angkasa Venera 15 dan 16 menemukan sekitar 150 kawah di planet Venus.

Diameter kawah-kawah tersebut berkisar 20 km sampai 140 km. Klenova merupakan

kawah terbesar di planet Venus, dengan diameter 142 km. Pada planet Venus tidak

terdapat kawah berukuran lebih kecil dari 3 km, dan terdapat defisiensi untuk kawah-

kawah berdiameter kurang dari 25 km. Hal tersebut disebabkan oleh kerapatan atmosfer

Venus yang 90 kali lebih besar dari Bumi. Meteorid-meteorid dengan ukuran tertentu, yang

bisa jatuh ke Bumi dan menimbulkan kawah, namun bila di Venus, meteorid tadi dengan

Lanjutan gambar 1. (e)-(g) Ilustrasi pembentukan peak (sebelah kiri) dan peak cincin (sebelah

kanan). ( De Pater dan Lissaeur 2005 diadaptasi dari Melosh 1989)

14

ukuran yang sama, akan habis terbakar lebih dahulu di atmosfernya. Sehingga

pembentukan kawah di planet Venus pun terbatas.

Permukaan planet Mars terdiri dari dua bagian. Daerah dataran tinggi belahan

selatan dan daerah belahan utara. Jika di belahan utara penuh dengan gunung-gunung api

yang telah padam dan dataran-dataran rendah dengan bekas-bekas aliran lava dari kegiatan

vulkanisme, maka daerah selatan penuh dengan kawah. Adalah pesawat Mariner 6 dan 7

yang menunjukkan bahwa Mars adalah planet yang berkawah. Ukuran kawah-kawah

tersebut bisa mencapai lebih dari 1.000 km. Kawah terbesar di Mars memiliki diameter

1.800 km dan kedalaman 6 km. Kawah tersebut diberi nama Hellas. Kawah lain yang

bernama Argyre dengan diameter 700 km terletak di samping Hellas. Akibat lontaran

materi saat terjadi tumbukan, yang berasal dari lelehan es-es yang terperangkap di bawah

permukaan Mars, terbentuk daerah berbukit pada pinggiran kawah Hellas dan Argyre.

Sementara itu dua satelit planet Mars, Phobos dan Deimos juga dipenuhi dengan kawah-

kawah akibat tumbukan-tumbukan dengan meteorit. Phobos memiliki dua kawah yang

besar, yaitu Stickney dengan diameter 10 km dan Hall yang memiliki diameter 6 km.

2.1.2. Kawah-kawah pada Satelit-satelit Planet Jovian dan Tumbukan Komet

Shoemaker-Levy dengan Planet Yupiter

Satelit-satelit batu atau es dari planet-planet gas raksasa juga tidak terhindar dari

peristiwa tumbukan. Di Yupiter, satelit-satelit terbesar dan terdalamnya, yang terletak di

daerah magnetosfer Yupiter tidak lepas dari hujan partikel yang terperangkap medan

magnet Yupiter. Ganymede merupakan satelit Yupiter dengan kawah terbanyak

dibandingkan dengan satelit-satelit terdalam Yupiter lainnya, Callisto dan Europa.

Sementara permukaan Io tidak menunjukkan adanya kawah, yang kemungkinan

disebabkan oleh sangat aktifnya kegiatan vulkanik di Io. Pada Callisto terdapat kawah-

kawah yang dikelilingi oleh cincin-cincin konsentris. Struktur Cincin terbesarnya adalah

Valhalla (diameter 3.000 km), mengelilingi kawah dengan diameter 300 km.

Pada satelit-satelit Saturnus, seperti Mimas, Tethys dan Dione, terdapat kawah

yang ukurannya mencapai ratusan kilometer. Mimas memiliki kawah Herschel berdiameter

130 km (sepertiga diameter Mimas) dengan kedalaman 10 km dan tonjolan di tengahnya

setinggi 6 km. Kawah-kawah di Mimas biasanya dalam dan berbentuk mangkuk. Di Tethys

15

terdapat kawah Odysseus dengan diameter 400 km, yang saat pembentukannya

menyebabkan deformasi kerak Tethys. Deformasi itu menyebabkan terbentuknya ngarai

Ithaca Chasma dengan panjang 100 km, lebar 100 km, dan kedalaman lebih dari 4 km.

Dione memiliki kawah-kawah yang diameternya bisa mencapai 200 km. Sementara itu,

satelit lainnya, Hyperion, memiliki bentuk tidak bulat dan tidak beraturan. Diduga ini

akibat dari tumbukan dengan meteor.

Satelit-satelit Uranus juga tidak kalah dipenuhi oleh kawah-kawah. Bagian paling

terang dari satelit Uranus yang bernama Umbriel adalah cekungan dengan lebar 100 km

yang diduga akibat tumbukan dengan meteorit. Di Titania terdapat kawah yang sangat

dalam dan bagian keraknya terkelupas. Kawah tersebut juga diduga akibat tumbukan yang

sangat hebat. Satelit Oberon mirip dengan Bulan, dipenuhi dengan kawah-kawah dan

cekungan berdiameter mulai dari 12 km sampai 100 km.

Tidak bisa dilupakan dan diabaikan sebagai bukti bahwa tak ada tempat di tata

surya yang bebas dari tumbukan adalah peristiwa jatuhnya Komet Shoemaker-Levy 9 ke

permukaan planet Yupiter. Diawali dengan penemuan untaian benda langit, dengan jejak

gas dan debu yang tidak jauh dari planet Yupiter, oleh Eugene dan Carolyn Shoemaker

serta David Levy pada hasil pemotretan daerah-daerah langit yang mereka lakukan. Setelah

dikonfirmasikan ke Biro Pusat Telegram Astronomi, bagian dari IAU (International

Astronomical Union) yang bertugas mengkoordinasikan laporan, konfirmasi dan

pengaturan penamaan benda langit baru, resmi dinyatakan bahwa untaian tersebut yang

ditemukan tanggal 25 Maret 1993, adalah komet.

Diketahui berdasarkan perhitungan, pada tahun 1992, komet tersebut berada pada

jarak terdekatnya dari Yupiter, hanya berjarak 100.000 km dari Yupiter. Akibatnya komet

tersebut pecah karena gaya gravitasi Yupiter lebih kuat dari kohesi komet, dengan

pecahan-pecahannya berukuran kurang dari 1 km. Yang paling mengejutkan adalah hasil

penelahaan dari tim Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics. Komet tersebut

memiliki lintasan yang memotong lintasan Yupiter.

Akhirnya selama 6 hari, mulai tanggal 17 Juli sampai 23 Juli 1994, untaian pecahan

komet yang berjumlah 20 buah dan membentang sepanjang 300 juta km, berjatuhan ke

planet Yupiter. Menyebabkan naiknya gas sampai 2.000 km dari atmosfer planet tersebut

dan menghasilkan bercak-bercak hitam pada planet Yupiter. Ukuran bercak-bercak

tersebut ada yang lebih besar dari diameter Bumi.

16

2.1.3. Kawah-kawah Pada Permukaan Bulan

Bentuk permukaan yang paling dominan di Bulan adalah kawah-kawahnya. Proses

pengkawahan merupakan proses geologi terpenting dalam pembentukan permukaan Bulan

walau terdapat beberapa kegiatan tektonik dan vulkanik. Dengan mata telanjang dapat

dilihat dua karakteristik permukaan Bulan, bagian terang yang disebut dataran tinggi

(higland) atau terrae dan Maria. Maria meliputi sekitar 16% permukaan Bulan dan tampak

gelap (albedonya 7-10%), memiliki kawah lebih sedikit dibandingkan wilayah dataran

tinggi, dan lebih muda (berumur sekitar 3,1-3,9 milyar tahun). Walaupun tampak memiliki

sedikit kawah, diperkirakan daerah Maria sebenarnya adalah kawah-kawah besar yang

dipenuhi aliran lava. Saat kawah besar terbentuk oleh tumbukan yang sangat hebat, lapisan

kerak Bulan menjadi retak sampai beberapa kilometer dibawah permukaan. Magma yang

panas kemudian menyembur melalui retakan-retakan tersebut membanjiri kawah yang

terbentuk.

Wilayah dataran tinggi tampak terang (albedonya 11-18%) yang mencakup 80%

permukaan Bulan merupakan wilayah yang penuh dengan kawah-kawah. Diameternya

bervariasi mulai dari yang berukuran mikrometer sampai dengan ratusan kilometer.

Terdapat juga kawah-kawah yang saling bertumpuk. Diperkirakan daerah dataran tinggi

terbentuk 4,4 milyar tahun lalu, di masa-masa bombardemen (heavy bombardement). Di

daerah ini pula terdapat kawah tertua dan terbesar di tata surya yang bernama South Pole

Aitken Basin. Diameternya 2.500 km, dengan kedalaman 13 km dari rim kawah sampai

lantai kawah. Kawah-kawah di Bulan diberi nama tokoh-tokoh yang berjasa dalam bidang

astronomi, seperti Kepler, Giordano Bruno, Copernicus, dll.

Di Bulan tumbukan tidak hanya menghasilkan kawah. Batu-batuan di Bulan terus-

menerus mengalami tumbukan oleh mikrometeorit sehingga hancur dan menghasilkan

lapisan regolith. Pada highland lapisan regolith bisa mencapai lebih dari 15 m sementara di

Maria sekitar 2-8 m.

2.2. Sejarah Tumbukan antara Bumi dengan Benda Langit

2.2.1. Kawah-kawah akibat Tumbukan di Bumi

Kawah hasil tumbukan dengan benda langit yang pertama kali ditemukan di Bumi

adalah kawah yang dulunya dinamakan kawah Gunung (Crater Mountain) atau kadang

17

disebut juga Coon Butte. Sekarang nama resmi kawah tersebut adalah kawah Meteor

(Meteor Crater). Nama lainnya adalah kawah Meteorit Arizona (Arizona Meteorite Crater)

atau kawah meteorit Barringer (Barringer Meteorite Crater). Terletak di utara dataran

Arizona, yang merupakan bagian dari dataran tinggi Colorado. Kawah tersebut memiliki

diameter ~1,2 km dan berumur 49.000 tahun (Norton 2002).

Keberadaan kawah Meteor sebenarnya sudah diketahui sejak tahun 1870an. Pada

awalnya kawah tersebut dianggap gunung api tua yang sudah musnah, sama dengan

ratusan cekungan gunung api lainnya yang menghiasi dataran di timurlaut kota Flagstaff,

Arizona. Perbedaannya hanyalah disekitar kawah Meteor terdapat potongan-potongan besi

hampir murni. Hal tersebut mengundang perhatian para pencari barang tambang, yang

kemudian mengambil sampel untuk pengujian kadar logam.

Adalah A. E. Foote, seorang pedagang minyak dari Philadelphia yang mengenali

sampel yang ada padanya adalah meteorit besi. Setelah mengunjungi kawah Meteor pada

tahun 1891, Foote menggambarkan kawah tersebut secara detail, seperti adanya medan

sebaran meteorit, pecahan-pecahan batu dari rim yang naik, dan lapisan-lapisan batu pasir

dan batu gamping yang tampak terangkat dan mengarah miring keluar disekeliling

perimeter kawah.

Namun penelitian selanjutnya yang dilakukan di tahun 1892 oleh Grover K. Gilbert

dan rekannya Willard D. Johnson gagal mengidentifikasi kawah Meteor sebagai kawah

hasil tumbukan. Johnson melaporkan bahwa kawah tersebut adalah hasil dari ledakan uap

vulkanik, tanpa menyebutkan tentang meteorit besi yang ada di sekitar kawah, dan tanpa

menemukan bukti-bukti material-material vulkanik. Sementara Gilbert, ahli geologi senior

dari United States Geological Survey yang sedang berusaha membuktikan adanya

hubungan antara kawah-kawah di Bulan dengan tumbukan, gagal membuktikan kawah

Meteor sebagai kawah hasil tumbukan. Kegagalan tersebut disebabkan ketidakpahamannya

terhadap fisis kawah-kawah tumbukan (pemahaman mengenai hasil tumbukan baru

berkembang 50 tahun kemudian).

Sepuluh tahun kemudian Daniel Moreau Barringer, seorang ahli geologi sekaligus

insinyur pertambangan, yakin akan keterkaitan antara kawah tersebut dengan meteorit dan

tertarik sekali pada meteorit besinya. Ketertarikannya tersebut bukan pada kaitan ilmiahnya

tetapi lebih pada segi komersilnya. Barringer yakin bahwa benda utama penumbuk

mengandung besi-nikel seberat 5 sampai 15 juta ton terpendam di bawah lantai kawah

18

tersebut. Karena Amerika tidak memiliki tambang nikel, maka jika benda tersebut

ditemukan akan menguntungkan. Mulai tahun 1903 sampai dengan 1923 dilakukan

pengeboran dan sampai dengan tahun 1929, tahun kematian Barringer, saat operasi

dihentikan, tidak perrnah ditemukan adanya benda yang dimaksud.

Walaupun demikian, Barringer memberikan bukti penting bahwa kawah tersebut

adalah hasil tumbukan saat pengeboran tersebut menemukan pecahan batu-batu yang

menunjukkan tanda-tanda pernah mengalami tekanan yang sangat tinggi akibat tumbukan

berkecepatan tinggi. Namun kawah Meteor harus menunggu 30 tahun lagi untuk

mendapatkan label sebagai kawah akibat tumbukan setelah Eugene M. Shoemaker, Edward

T.C. Chao dan B.M. Madsen menemukan batu kwarsa berkerapatan tinggi yang disebut

coesit.

Ada beberapa indikator untuk mengenali struktur yang ditimbulkan oleh tumbukan.

Dalam Norton (2002) indikator-indikator tersebut antara lain:

• Jika struktur tersebut terungkap di permukaan, selanjutnya perlu diperhatikan apakah

kawah tersebut menunjukkan rim yang naik dan.jatuh, adanya central peak yang

terpantul atau peak cincin dan/atau dinding yang bertingkat-tingkat, adanya sisa-sisa

lapisan simetris dari ejecta breccia, lelehan tumbukan, dan/atau serakan batu-batu breccia,

juga cekungan breccia. Jika ya, maka kemungkinannya besar sekali kalau kawah tersebut

adalah hasil tumbukan. Namun biasanya struktur-struktur tersebut mudah sekali terhapus,

maka perlu dicari bukti lain.

• Adanya sisa-sisa meteorit. Ini merupakan bukti paling kuat menandakan suatu kawah

adalah hasil tumbukan tetapi sangat jarang ditemukan. Dari semua kawah-kawah hasil

tumbukan di Bumi, hanya pada 10% diantaranya ditemukan sisa meteorit dan semuanya

meteorit besi kecuali di kawah Rio Cuarto, Argentina (meteorit batu). Meteorit-meteorit

besi tersebut ditemukan dalam bentuk pecahan-pecahan atau material-material

terkondensasi kembali yang terperangkap di impactite atau tanah.

• Adanya Shatter cone, potongan batu berbentuk kerucut terpancung dengan sudut apikal

hampir mendekati 900. Ukurannya mulai dari 1 cm sampai dengan lebih dari 12 m,

diukur sepanjang sumbu kerucut. Bisa terbentuk dari berbagai macam tipe batu, terutama

batu gamping, dolomit, batu pasir, dan kwarsa. Terbentuk seketika setelah gelombang

kejut melewati batu target tumbukan dan mengkompresi batu, menghancurkan batu

19

tersebut ke arah radial atau apikal dari tumbukan. Pembentukannya membutuhkan

tekanan sebesar 2 sampai 30 Gpa.

• Keberadaan impactite. Impactite adalah material-material yang berbentuk kaca sampai

kristal yang terbentuk dari leburan batu target tumbukan. Impactite biasanya

mengandung tetesan atau butiran makroskopik besi-nikel, sisa-sisa penumbuk. Jika

material impactite berupa leburan murni kaca-kaca silika, yang terbentuk dibawah

temperatur tinggi pada lingkungan pasir kwarsa maka disebut lechatelierite. Impactite

berbentuk breccia yang tersusun atas batuan kaca, yang disebabkan oleh kejutan saat

tumbukan disebut suevite.

• Keberadaan coesite dan stishovite. Coesite (kerapatan = 2,93 g/cm3) dan stishovite

(kerapatan = 4,35 g/cm3) bentuk transformasi dari kwarsa (kerapatan = 2,65 g/cm3)

masing-masing saat mengalami tekanan 30-50 GPa dan 15-40 GPa. Ledakan vulkanik

diketahui tidak menghasilkan tekanan sebesar itu, sehingga dari semua kriteria

keberadaan coesite dan stishovite (biasanya ditemukan bersama-sama) sangat penting

untuk menentukan suatu struktur merupakan hasil tumbukan atau bukan. Alasan lain

adalah kwarsa sebagai bahan bakunya merupakan mineral yang paling umum di Bumi

sehingga bisa digunakan sebagai indikator tumbukan.

• Mineral-mineral yang mengalami kejut (shocked minerals). Mineral-mineral yang

mengalami kejut bersama dengan coesite dan stishovite merupakan karakteristik unik

tumbukan. Hal tersebut dikarenakan efek kejut tehadap bentuk mineral-mineral tersebut

tidak dihasilkan oleh proses alam lainnya. Semua struktur tumbukan yang telah diketahui

menunjukkan semua atau beberapa efek kejut tersebut. Mineral-mineral kejut indikator

tumbukan tersebut dapat dilihat pada tabel I.

Berdasarkan Norton (2002), terdapat 159 kawah akibat tumbukan dengan benda-

benda langit yang telah teridentifikasi di bumi, dengan 30% diantaranya terkubur sedimen-

sedimen pasca tumbukan dan empat diantaranya dibawah air (Montagnais, Nova Scotia, di

Kanada; MjØlnir di sebelah barat dari laut Barents, utara Norwegia; Neugrund di laut

Baltik, pesisir pantai Estonia; Tvären di laut Baltik, selatan Stockholm). Tabel II adalah

daftar kawah di Bumi yang berdiameter D ≥ 100 km. Kawah tertua di Bumi adalah

Vredefort Ring yang berumur 1.970 milyar tahun, 100 km barat-daya Johannesburg, Afrika

Selatan. Dibandingkan dengan planet-planet terestrial lain, Bumi sejauh ini mempunyai

20

populasi kawah terkecil. Ini disebabkan aktivitas geologi Bumi yang sangat tinggi. Cuaca,

erosi, dan kegiatan tektonik telah merubah, menutupi, bahkan memindahkan kawah-kawah.

Mineral Indikator Range

tekanan (Gpa)

Kwarsa Retakan-retakan planar, *PDF 5 -35 Mosaicism 10-35 Stishovite 15-40 Coesite 30-50 Lechatelierite >50

Olivin Retakan-retakan planar, *PDF 5-45 Mosaicism 10-35 Ringwoodite 15-50

Plagioklas Retakan-retakan planar, *PDF 5 -45 kaca-kaca diapletik (maskelynite) 30-45 Jadeite 15-50

Piroksen PDF 30-45 Majorite 15-50 Mechanical twinning 5-40

Grafit Berlian kubik 13 berlian heksagonal 70-140

Nama Ukuran (km) Umur (Myr)

Tokrauskaya, Kazakhstan 220 - 250 ?

Sudbury, Ontario, Kanada 200 1850 ± 3

Chicxulub, Yucatan, Mexico 170 (*195) 64,98 ± 0,05

Acraman, Australia 160 570

Vredefort, Afrika Selatan 140 1970 ± 100

Manicouagan, Quebec, Kanada 100 212 ± 1

Popigai, Siberia 100 35 ± 5

Tabel II. Kawah-kawah di Bumi hasil tumbukan yang berdiameter ≥ 100 km (Norton 2002, *De Pater dan Lissaeur 2005)

Tabel I. Mineral-mineral yang dapat dijadikan indikator suatu kawah merupakan hasil tumbukan atau bukan, tekanan diberikan dalam besaran gigapascal . *Planar deformation features (penampakan deformasi planar) (Norton 2002).

21

2.2.2. Peristiwa Tunguska (Great Siberian Explosian)

Salah satu peristiwa tumbukan antara Bumi dengan benda langit, yang sangat

terkenal, adalah peristiwa Tunguska (dikenal juga sebagai Great Siberian Explosion).

Peristiwa tersebut merupakan satu-satunya peristiwa yang terekam dalam sejarah masa

kehidupan manusia, dimana dapat disaksikan kehancuran suatu wilayah yang disebabkan

oleh benda langit yang menumbuk Bumi.

Peristiwa Tunguska tersebut terjadi pada 30 Juni 1908 di pusat wilayah Siberia, di

daerah Podkamennaya Tunguska (600 km arah utara dari kota Krasnoyarsk Krai, Rusia).

Saat itu sebuah bola api (fireball) berwarna kebiruan dan hampir seterang matahari

melintas dan tampak membelah angkasa, disusul dengan ledakan dan gelombang kejut.

Ledakan dan gelombang kejut tersebut terekam pada alat seismograf dan barograf di

penjuru Eurasia. Peristiwa tersebut kemudian diketahui meratakan suatu wilayah hutan

seluas 2150 ± 50 km2 (Farinella et al. 2001), menyebabkan pohon-pohon terbakar dan

tumbang dengan batang yang mengarah ke luar pusat ledakan (radial). Selain itu, efek

lainnya adalah langit malam yang sangat terang yang dapat dinikmati sampai beberapa

minggu setelah peristiwa tersebut di seluruh Eropa dan wilayah barat Siberia.

Gambar 2. Peristiwa Tunguska menyebabkan kerusakan pada wilayah hutan seluas 2150 ± 50 km2 (Farinella

et al., 2001) dan perbandingannya kota Washington DC (2.996 km2) dan kota New York City (1.214,4 km2). Foto hak milik Smithsonian Institution, gambar hak milik John Pike. (http://impact.arc.nasa.gov/reports/ spaceguard/index.html )

22

Penelitian terhadap peristiwa Tunguska baru dilakukan untuk pertama kali pada

tahun pada tahun 1927 oleh Profesor Leonid Kulik dari Soviet Academic of Science. Pada

penelitian pertama, tidak ditemukan (dan tidak pernah ditemukan) adanya kawah.

Penemuan yang didapatkan hanya berupa suatu area hutan berisikan pohon-pohon yang

hangus dan bertumbangan. Beberapa pohon didekat Ground Zero ada yang masih berdiri

dengan cabang-cabangnya patah dan gundul. Sementara pohon-pohon yang terletak lebih

jauh lagi bertumbangan dengan arah menuju ke luar pusat ledakan. Yakin peristiwa

tersebut disebabkan oleh meteorit, Kulik berusaha mencari fragmen sisa-sisa meteorit di

wilayah yang diperkirakan sebagai ground zero. Namun pencarian tersebut juga sia-sia.

Ground zero adalah istilah untuk lokasi, di permukaan tanah, dimana tepat disitulah

terjadinya ledakan. Bila ledakan terjadi diatas permukaan tanah, maka mengacu pada titik

di permukaan yang berada tepat dibawah ledakan.

Berdasarkan penelitian Farinella et al. (2001) benda langit yang meledak di

Tunguska, dinamakan “Tunguska Cosmic Body” (TCB), memiliki posisi ground zero di

60o53’09” U dan 101o53’40” T. Besar kemungkinannya TCB tersebut merupakan asteroid

(83%) dibandingkan dengan komet (17%). Namun penelitian lain mendapatkan bahwa

TCB berasal dari pecahan komet Encke karena radiannya sangat dekat dengan radian β

Taurids, dimana hujan meteor β Taurids mencapai maksimumnya pada akhir Juni (Krésak

1978 dalam Farinella et al. 2001).

Diduga benda langit tersebut berukuran 50-100 m dan merupakan asteroid tipe

Carbonaceous chondrite yang meledak saat berada di ketinggian 6-10 km dari permukaan

bumi, dengan melepaskan energi sebesar 10-40 Mton TNT (Post Report 126 1999). Energi

tersebut ribuan kali dari energi bom nuklir yang dijatuhkan di Hiroshima (13 kton TNT)

dan Nagasaki (21 kton TNT) pada masa Perang Dunia ke II. Luas wilayah hutan yang

rusak akibat Peristiwa Tunguska juga hampir sebanding dengan luas kota Washington DC

(2.996 km2) di Amerika Serikat yang merupakan kota terbesar ke 11 di dunia.

Peristiwa seperti Tunguska diperkirakan terjadi sekali dalam 250 tahun (Morrison

dan Chapman 1994). Untuk peristiwa dengan skala lebih kecil (mini-Tunguska) dari benda

berdiameter 30-40 m menurut Morrison et al. (2004) kemungkinan terjadinya sekali dalam

seabad, bisa terjadi di mana saja tetapi besar kemungkinan peristiwa selanjutnya terjadi di

laut atau gurun yang terisolasi sehingga efeknya kecil. Kerusakan yang dapat ditimbulkan

oleh peristiwa tersebut berupa bangunan-bangunan rusak atau hancur dalam radius 20 km

23

dari pusat ledakan oleh gelombang kejut dan hembusan angin seperti angin topan, orang-

orang dan hewan dapat disambar oleh benda-benda yang melayang. Peristiwa mini-

Tunguska akan sangat menakutkan dan mematikan untuk tempat-tempat yang rentan.

Peristiwa lain yang mirip dengan Peristiwa Tunguska dalam skala yang lebih kecil

dilaporkan juga pernah terjadi di Brazil dan British Guyana (sekarang Guyana). Peristiwa

di Rio Curacá, Brazil, terjadi pada tanggal 13 Agustus 1930 pukul 08.00 pagi waktu

setempat. Laporan peristiwa tersebut pertama kali dituliskan oleh seorang misionaris

katolik, Bapak Fedele d'Alviano, yang mengumpulkan bukti-bukti dari para saksi mata dan

kemudian menuliskannya ke surat kabar Vatikan L'Osservatore Romano pada tahun 1931.

peristiwa tersebut juga dipublikasikan di surat kabar London yaitu Daily Herald juga pada

tahun 1931. Berdasarkan laporan tersebut dapat diketahui peristiwa tersebut melibatkan

fenomena fireball, suara seperti siulan, ledakan, getaran seperti gempa bumi. Jadi hampir

sama dengan yang terjadi di Tunguska.

Menurut seorang astronom Inggris dari Armagh Observatory, Mark Bailey,

peristiwa di Rio Curacá tersebut melibatkan tiga fireball yang ketika digabungkan

menimbulkan ledakan dengan kekuatan 1 Mton TNT (1/10 energi pada peristiwa

Tunguska). Bailey menduga peristiwa tersebut berkaitan dengan hujan meteor Perseid,

yang terjadi setiap tanggal 25 Juli-17 Agustus dan aktifitas maksimumnya pada 11/12

Agustus. Dimana pada tanggal dan tahun tersebut hujan meteor Perseid sedang berada

pada puncaknya. Namun dugaan tersebut tidak dapat dikonfirmasi kebenarannya karena

tidak adanya informasi mengenai arah lintasan dan waktu melintas yang tepat dari

fireball-fireball tersebut. Sisa dari peristiwa tersebut diperkirakan berupa sebuah

penampakan mirip astrobleme berdiameter sekitar 1 km di sebelah tenggara kota

Argemiro, di dekat sungai Curacá, Brazil.

Selang lima tahun kemudian, tepatnya 11 Desember 1935, peristiwa serupa

diperkirakan terjadi di Guyana, tepatnya di 2°10’LU, 59°10’BB, dekat pegunungan Marudi.

Peristiwa ini dilaporkan oleh Serge A. Korff (dari Bartol Research Foundation, Franklin

Institute, Deleware Amerika Serikat) dalam tulisan berjudul “Tornado or Meteor Crash” di

majalah The Sky, September, 1939, hal 8-10 dan 24. Peristiwa tersebut juga melibatkan

fenomena seperti ledakan, lintasan cahaya dan langit yang menjadi terang, juga suara

gemuruh. Sisa-sisa dari peristiwa tersebut berupa kerusakan hutan yang berbentuk elips

sekitar 0,00762 km dari permukaan di gunung Marudi yang dikonfirmasikan oleh William

24

Holden dari tim ekspedisi Terry Holden dari American Museum of Natural History,

Davidson yang seorang penambang dari skotlandia, Desmond Holdridge, dan seorang

petugas operator pesawat terbang bernama Art Williams. Namun luas hutan yang rusak

tersebut sulit untuk ditentukan secara akurat dikarenakan pertumbuhan kembali hutan

tersebut.

Jika diperhatikan peristiwa Tunguska, Rio Curacá Brazil, Guyana semua terjadi

pada saat terjadi hujan meteor. Peristiwa Tunguska terjadi di saat aktivitas maksimum

hujan meteor β Taurids, peristiwa di Rio Rio Curacá Brazil terjadi di puncak aktivitas dari

hujan meteor Perseid, peristiwa Guyana terjadi di saat hujan meteor Geminid. Peristiwa

lainnya seperti di Wyoming, dimana bolide besar terlihat memasuki atmosfer Bumi, terjadi

pada 10 Agustus 1972 di waktu hujan meteor Perseid. Jatuhnya meteorit (meteorit batu) di

Hessle Swedia (1 Januari 1869) dan Peekskill New York (9 Oktober 1992) terjadi di saat

hujan meteor yaitu masing-masing hujan meteor Quadrantid dan Draconid (saat

maksimum).

2.2.3. Kemusnahan Massal K-T (Cretaceous/Tertiary Mass Exctinction)

Penemuan ini diawali dari penelitian tim yang berasal dari University of California,

Berkeley. Tim tersebut terdiri dari Luis W. Alvarez seorang peraih nobel di bidang fisika,

putranya Walter Alvarez yang merupakan profesor di bidang geologi, beserta dua orang

lainnya Frank Asaro dan Helen Michel yang merupakan ahli kimia nuklir. Dari penelitian

tersebut, Alvarez dan timnya kemudian di tahun 1980 mempublikasikan paper yang

berjudul “Extraterrestrial Cause for the Cretaceous-Tertiary Extinction”. Paper tersebut

memaparkan penyebab kemusnahan mahluk hidup di akhir masa Cretaceous adalah

asteroid yang menumbuk Bumi. Peristiwa tersebut menyebabkan kemusnahan 65%

populasi spesies makhluk hidup di masa itu, termasuk dinosaurus. Massa Cretaceous

sendiri dimulai 145,6 juta tahun lalu dan berakhir 65 juta tahun lalu yang menandakan

permulaan massa Tertiary.

Penelitian yang dilakukan di akhir tahun 1970an tersebut dilakukan dengan

mempelajari lapisan-lapisan batu diluar kota Gubbio, Italia. Di sana, lapisan batu yang

menandakan peralihan dari massa Cretaceous ke Tertiary (K-T) terlihat dengan jelas.

Lapisan-lapisan batu tersebut merupakan endapan batuan gamping yang tersusun dari 95%

kalsium karbonat dan 5% tanah lempung (Alvarez 1983). Kalsium karbonat berasal dari

25

kulit hewan-hewan kecil yang hidup di laut dan jatuh ke dasar laut ketika hewan-hewan

tersebut mati. Tanah liat berasal dari daratan yang dibawa oleh aliran sungai ke laut. Kedua

komponen tersebut jatuh ke dasar laut dan memadat membentuk batuan gamping. 180

sampai 30 juta tahun lalu batuan tersebut masih berada di dasar laut kemudian dalam

proses pembentukan gunung menjadi naik, dan juga mengalami pengikisan oleh air.

Di antara lapisan batuan tersebut didapatkan lapisan berwarna coklat mirip tanah

lempung dengan ketebalan 1 cm (Alvarez 1983). Lapisan tersebut terbentuk 65 juta tahun

lalu, menandai batas K-T dan terlihat di banyak tempat di seluruh dunia. Pada awalnya,

lapisan mirip tanah liat tersebut diduga memiliki asal yang sama seperti tanah liat di batuan

gamping. Tetapi didapatkan kandungan iridium pada lapisan tersebut sangat tinggi.

Iridium merupakan logam kelompok platinum/logam mulia (contoh lain: platinum,

emas, osmium). Di Bumi kebanyakan dari kelompok logam platinum ini terbawa ke inti

Bumi saat proses diferensiasi, proses berkumpulnya material-material yang lebih padat

membentuk inti suatu benda sementara lapisan-lapisan berikutnya tersusun atas material–

material yang lebih ringan. Proses tersebut menyisakan sangat sedikit iridium di kerak

Bumi. Pada sedimen batu-batuan di Bumi yang dipilih secara acak tiap satu gramnya hanya

mengandung 1-2 nanogram iridium, bahkan bisa lebih kecil lagi yaitu sekitar 0,05

nanogram. Kandungan iridium yang jauh lebih besar biasanya di temukan pada meteorit-

meteorit besi dan juga meteorit-meteorit batuan. Bisa ratusan sampai ribuan kali lebih

besar dari kandungan iridium di kerak Bumi, dengan rata-rata kandungan iridiumnya 1

ppm (satu persejuta bagian). Kandungan iridium pada lapisan batas K-T sangat tinggi 4

ppb sampai dengan 9 ppb, dengan rata-rata kandungan iridiumnya 6 ppb (Alvarez 1983).

Penemuan lainnnya adalah keberadaan fosil-fosil foraminifera (foram), hewan

mikroskopik purba berdiameter 1 mm. Dibawah lapisan batas K-T sampai di batas K-T

didapatkan fosil-fosil foraminifera dengan intensitas konstan, tetapi tepat di lapisan yang

mirip tanah liat pembatas K-T hewan-hewan tersebut menghilang begitu saja.

Foraminifera-foraminifera tersebut menghilang hanya dalam waktu yang tidak lama. Hal

tersebut bagi alvarez dan timnya menandakan telah terjadinya bencana besar.

Dari penemuan kandungan iridium, alvarez dan timnya menyimpulkan kalau

iridum tersebut berasal dari tumbukan asteroid. Kemusnahan pada masa K-T diketahui

terjadi di seluruh dunia, maka diprediksikan kandungan tinggi iridium tersebut akan

terdapat juga di seluruh dunia. Untuk itu dikumpulkanlah sampel-sampel pada batas K-T

26

dari tempat lain. Dari Denmark dan New Zealand kandungan iridiumnya mencapai besaran

nanogram tiap cm2, kandungan iridium terbesar yang ditemukan oleh tim Berkeley tersebut

adalah 330 nanogram/cm2 di laut Pasifik (Alvarez 1983). Saat melakukan penelitian

kandungan iridium tersebut, Alvarez juga menemukan kandungan iridium yang tinggi di

batas Eocene-Oligocene (35 juta tahun lalu), disertai lapisan mikrotektite, dan dengan

peristiwa kemusnahan dalam skala lebih kecil.

Alvarez (1983) memberikan pendapatnya dan merangkumkan pendapat beberapa

ahli lain mengenai mekanisme kemusnahan yang terjadi di masa akhir Cretaceous akibat

tumbukan asteroid. Menurut Alvarez, material-material yang terlempar akan terdistribusi

di atmosfer. Atmosfer menjadi sangat kedap cahaya dan kegelapan menyelimuti Bumi.

Keadaan tersebut menyebabkan fotosintesis terhenti, semua fitoplankton-fitoplankton kecil

di permukaan laut akan mati dan jatuh ke dasar laut. Rantai makanan untuk hewan-hewan

laut yang lebih besar akan terganggu. Di darat, tumbuh-tumbuhan juga akan mati. Hewan-

hewan herbivora akan mati kelaparan; hewan-hewan karnivora akan mati karena tidak

menemukan apapun untuk dimakan.

Mekanisme kedua yang diacantumkan oleh Alvarez adalah dari Cesare Emiliani

(ahli palaentologi), E. B. Kraus (pemodelan atmosfer), dan Gene Shoemaker. Menurut

mereka asteroid yang jatuh ke lautan mengirimkan sejumlah besar uap air ke udara.

Timbullah efek rumah kaca yang memanaskan atmosfer dan lingkungan sebesar 10oC.

Kenaikan suhu tersebut membunuh sejumlah besar hewan darat, terutama sekali yang

berada di ekuator, yang hidup pada suhu maksimum yang dapat ditoleransi. Mekanisme

lainnya adalah dari Toon dan rekan-rekannya. Pada beberapa bulan awal temperatur

menjadi sangat dingin, turun sampai dengan -18oC untuk 6-9 bulan. Hal tersebut akan

membunuh hewan-hewan yang tidak tahu cara berhibernasi.

Mekanisme terakhir adalah dari Profesor Lewis dan rekan-rekannya. Mereka

berpendapat bahwa sejumlah besar energi dari fireball yang terbentuk saat memasuki

atmosfer merubah nitrogen menjadi sejumlah besar nitrogen oksida. Terbentuklah hujan

asam yang jatuh ke lautan. Foraminifera-foraminifera yang komposisi dasarnya kalsium

karbonat akan larut ke dalam air yang memiliki kandungan asam.

Teori tumbukan Alvarez kemudian diperkuat oleh penemuan kawah yang disebut

kawah Chicxulub di semenanjung Yukatan, Mexico. Adalah seorang ahli geofisika Glen

Penfield yang melakukan survey magnetik dengan magnetometer, untuk mencari

27

keberadaan minyak, di perairan teluk sebelah utara semenanjung Yucatan. Survey tersebut

bersamaan dengan pengambilan sampel di Gubbio oleh Walter Alvarez. Saat survey inilah

didapatkan adanya gangguan magnetik di wilayah tersebut. Dari sana didapatkan gambar

setengah lingkaran yang asing jika dibandingkan permukaan alami sekeliling teluk.

Kemudian Penfield meminjam peta hasil dari survey yang lebih luas (mencakup

semenanjung Yucatan). Digabungkan, dua peta tersebut membentuk lingkaran penuh.

Lingkaran tersebut memiliki diameter 160 km dengan pusat di desa kecil di pinggir pantai

bernama Chicxulub. Setengah dari lingkaran tersebut berada di darat dan setengahnya di

bawah air, terkubur lebih dari 1 km dari lapisan sedimen batu gamping. Lingkaran tersebut

sekarang dikenal dengan nama kawah Chicxulub.

Pada tahun 1990, Penfield dan Alan Hildebrand mengambil sampel dari kawah

Chicxulub. Dari sampel tersebut ditemukan adanya kwarsa kejut, tanda dari adanya

Gambar 3. Kawah Chicxulub. Warna biru menandakan nilai

gravitasi terlemah sementara merah adalah yang terkuat. Kawah

Chicxulub lingkaran berwarna biru dan hijau yang mengelilingi kota

Chicxulub menunjukkan adanya palung (warna biru) dan beberapa

cincin konsentris (warna hijau) yang mengelilingi suatu pusat

(lingkaran hijau). V. L. Sharpton, LPI

28

tumbukan. Penemuan lainnya adalah dari Virgil Sharpton dan tim dari Lunar and Planetary

Institute, Houston. Tim tersebut menemukan bahwa kawah tersebut memiliki tonjolan di

pusatnya yang dikelilingi empat cincin. Diameter tonjolan di pusat kawah tersebut D ≈ 80

km, cincin terdalam memiliki D ≈ 130 km dan cincin terluar D ≈ 195 km (Pater dan

Lissauer 2005). Kawah Chicxulub inilah yang kemudian ditetapkan sebagai kawah hasil

tumbukan dengan benda langit yang memusnahkan hampir seluruh kehidupan di masa

Cretaceous sekaligus memperkuat teori tumbukan Alvarez.

2.2.4. Kemusnahan P-T (Permian-Triassic Extinction)

Mundur ke sekitar 250 juta tahun lalu saat 90% spesies laut dan 70% vertebrata

darat musnah. Dugaan awal penyebab kemusnahan tersebut adalah aktivitas vulkanik

Dugaan yang mengacu pada letusan vulkanik lekukan Siberia (Siberian Traps) di Siberia

yang menyebabkan banjir basalt besar-besaran 250 juta tahun yang lalu. Namun kemudian

ditemukan bukti-bukti bahwa peristiwa kemusnahan yang lebih besar dari peristiwa

kemusnahan massal K/T tersebut disebabkan oleh tumbukan benda langit. Sebuah tim yang

dipimpin oleh Luann Becker (UC Santa Barbara) menemukan bukti-bukti struktur

tumbukan yang dinamakan kawah Bedout. Dengan menggunakan 40Ar/39Ar untuk

menentukan umur, Becker et al. (2004) mendapatkan angka 250,1 ± 4,5 juta tahun untuk

kawah tersebut, yang merupakan selang masa P-T.

Kawah Bedout terletak di sebelah barat laut pantai Australia, merupakan bagian

dari lembah Roebuck yang membentuk batas benua Australia. Pertama kali ditemukan

dalam data seismik eksplorasi perusahaan minyak di tahun 1996 oleh ahli geologi J. Gorter.

Disusul kemudian dengan survey seismik oleh Australian Geological Survey (AGSO) dan

Japan National Oil Company (JNOC), dan dua pengeboran yang dinamakan Bedout-1 dan

Lagrange-1.

Penemuan dari Becker et al. (2004) yang menumbuhkan dugaan kawah Bedout

merupakan hasil tumbukan adalah penemuan batu-batuan breccia dengan kandungan kaca.

Kaca-kaca tersebut mengalami perubahan menjadi klorit, karbon dan oksida besi. Bedout

breccia memiliki karakter dengan breccia yang ditemukan di perbatasan K-T kawah

Chicxulub. Didapatkan juga feldspar-feldspar yang menunjukkan proses kristalisasi yang

berlangsung cepat, juga kaca-kaca berbentuk bola dan kaca-kaca silikat yang hanya ada

29

pada peristiwa tumbukan. Selain itu ditemukan fragmen ejecta tumbukan berukuran >200

μm yang hanya ditemukan di batas P-T di sekitar lokasi kawah Bedout.

Ada beberapa kemiripan lain antara Bedout dengan Chicxulub. Gorter menemukan

anomali gravitasi yang negatif pada Bedout dengan gravitasi di wilayah sekelilingnya

positif. Karakteristik yang juga menjadi awal penemuan kawah Chicxulub. Bedout

diperkirakan memiliki diameter hampir 200 km, sebanding dengan kawah Chicxulub.

Kwarsa kejut berukuran 150-550 μm ditemukan di Fraser Park, Australia, dan berukuran

sampai 250 μm di Graphite Peak, Antartika. Distribusi kwarsa kejut tersebut, dimana

ukurannya akan mengecil dengan makin jauhnya jarak dari pusat tumbukan, juga terjadi di

Chicxulub. Sementara itu ditemukan juga fragment-fragment meteorit di batas P-T

Graphite Peak, Antartika, berukuran 50 sampai 400 μm. Pada batas P-T di China

(Meishan) dan Jepang (Sasayama) ditemukan bungkahan logam Fe-Ni-Si, oksida, dan

spherule-spherule berukuran ~30 sampai 200 μm. Ukuran spherule yang sama dengan

fraksi oksida Mg-Ni-Fe dan oksida Si-Ca-Al juga ditemukan di batas K-T. Dari sinilah

ditarik kesimpulan bahwa kemusnahan pada masa P-T disebabkan oleh tumbukan benda

langit yang berukuran sekitar 10 km dengan posisi tumbukan di kawah Bedout.

Perbedaan dengan Chicxulub adalah pada Bedout tidak ditemukan adanya iridium.

Namun diperkirakan tidak semua tumbukan akan memiliki unsur iridium, hanya kebetulan

Gambar 4. Bumi pada 251 juta tahun yang lalu, masih berupa satu daratan luas, yang disebut

pangea, dikelilingi oleh lautan luas. Bujur sangkar menunjukkan posisi kawah Bedout.

(http://www.mala.bc.ca/~earles/bedout-jun04.htm)

30

saja penumbuk pada Chicxulub kaya akan iridium. Perbedaan lainnya debu-debu peristiwa

K-T ditemukan di seluruh dunia sementara pada Bedout hanya terkonsentrasi di belahan

Bumi selatan. Hal ini kemungkinan disebabkan oleh letak tumbukan, Bedout terletak jauh

di belahan bumi selatan sementara Chicxulub terletak di ekuator, walaupun masih harus

diteliti lebih jauh lagi (Becker et al. 2004).

2.3. Sumber-sumber Penumbuk: Meteorid, Komet, Asteroid.

Seperti yang telah disebutkan sebelumnya, bahwa ruang antar planet banyak

berisikan partikel-partikel ataupun benda-benda mulai dari yang ukurannya mikroskopik

sampai dengan asteroid-asteroid dan komet-komet yang berukuran mencapai kilometer.

Saat Bumi mengelilingi Matahari, Bumi akan melewati partikel-partikel tersebut. Hal

tersebut menyebabkan adanya kemungkinan terjadinya tumbukan antara Bumi dan

partikel-partikel tersebut. Di sini akan diberikan penjelasan mengenai penumbuk-

penumbuk tersebut secara umum.

2.3.1. Meteorid

Meteorid adalah partikel-partikel padat berukuran lebih kecil dari 10 m yang

melayang di ruang angkasa. Dalam seharinya, Bumi biasanya ditumbuk oleh 110 ton

perkubik meteorid. Meteorid tersebut berupa interplanetary dust particles (partikel-partikel

debu antar planet). Partikel-partikel debu tersebut memiliki ukuran mikrometer

(merupakan meteorid terkecil). Sumbernya terutama sekali berasal dari komet, dengan

sumber lainnya adalah dari tumbukan antar asteroid di sabuk utama, tumbukan antar near-

Earth asteroid, dan partikel antar bintang.

Saat memasuki atmosfer Bumi, meteorid memunculkan kilatan cahaya di langit,

yang disebut meteor. Kilatan terjadi karena saat memasuki atmosfer meteorid kehilangan

energi kinetik awal, yang berubah menjadi panas, saat mendekati molekul-molekul udara

dan mencapai temperatur penguapan sekitar 100 km dari permukaan Bumi. Proses tersebut

biasa terjadi untuk meteorid yang memiliki diameter 100 μm sampai 3 mm. Jika meteorid

mencapai Bumi maka disebut meteorit. Umumnya yang akan menjadi meteorit adalah

meteorid yang berukuran besar, lebih dari 1 cm. Asal meteorid-meteorid berukuran besar

tersebut umumnya dari tumbukan-tumbukan asteroid di sabuk utama. Meteorit berukuran

31

lebih kecil dari 1 mm disebut mikrometeorit, dengan sumber utamanya debu-debu dari

komet.

Meteorit-meteorit dapat diklasifikasikan ke dalam kelompok-kelompok dan sub-

sub kelompok berdasarkan persamaan dalam susunan atau komposisi kimia, mineral, juga

strukturnya. Kelompok-kelompok tersebut kemungkinan juga mewakili berbagai benda-

benda asal yang terbentuk pada kondisi dan lingkungan yang berbeda-beda di awal sejarah

tata surya. Ada yang tidak mengalami perubahan sejak terbentuk. Beberapa telah melewati

periode-periode perubahan yang mengubah struktur internal dan komposisinya.

Klasifikasi meteorit awal. Klasifikasi awal ini hanya berdasarkan kepada komposisi.

Pada klasifikasi ini, meteorit dibagi ke dalam tiga kelompok besar.

- Meteorit-meteorit besi (iron meteorite): meteorit-meteorit dengan kandungan logam

terutama sekali besi, nikel dan elemen-elemen siderophile (elemen-elemen yang

memiliki persamaan fase-fase logam, seperti Fe, Ni, Co, Cu, P, logam-logam kelompok

platinum).

- Meteorit-meteorit batu (stony meteorite): tidak memiliki banyak kandungan logam,

sukar dibedakan dengan batuan terestrial.

- Meteorit-meteorit batu-besi (stony-iron meteorite): memiliki kandungan logam dan

batu-batuan yang hampir sebanding.

Klasifikasi berdasarkan komposisi mineral dan tekstur.

- Akondrit (achondrit): berasal dari benda yang mengalami diferensiasi (tahap pemisahan

berdasarkan kerapatan massa). Benda mengalami masa pelelehan, elemen besi bersama

elemen-elemen siderophile berkumpul di pusat. Komposisi bulknya kaya akan elemen-

elemen lithophile dan/atau chalcophile. Elemen-elemen yang cenderung terkonsentrasi

saat fase silikat dan oksida dari pelelehan. Beberapa akondrit berasal dari Bulan dan

Mars.

- Kondrit (chondrit)/asteroid primitif: mengandung silikat, logam, mineral. Diberi nama

kondrit karena mengandung kondrul (chondrule), yaitu bola-bola kecil silikat.

Beberapa kondrul berbentuk kaca, menunjukkan pendinginan yang berlangssung luar

biasa cepat. Kondrit tersusun dari material-material yang langsung terkondensasi dari

awan gas pembentuk matahari dan debu-debu antar bintang, mengalami modifikasi

pada kasus-kasus tertentu oleh proses pengenceran (menandakan pernah terdapat air

32

dalam bentuk cair) dan/atau proses termal (menandakan kalau benda tersebut pernah

cukup hangat pada suatu waktu).

Kondrit dibagi lagi menjadi tiga kelas, yaitu:

• Kondrit karbon (Carbonaceous chondrite): paling kaya akan unsur-unsur yang

mudah menguap juga mengandung karbon. Dibagi menjadi empat subkelompok: CI,

CM, CO, CV. CI merupakan kondrit yang mengalami proses pengenceran, kondrul

bebas, kaya unsur yang mudah menguap. Tipe CM mengalami proses pengenceran,

mengandung minikondrul. CV mengandung kondrul berukuran besar, mengalami

proses pengenceran parsial, mengandung CAI (gabungan fraksi-fraksi kalsium,

aluminium, titanium). CO mengandung minikondrul dan logam.

• Kondrit biasa (Ordinary chondrite): merupakan kondrit paling umum. Pembagian

sub kelompoknya berdasar perbandingan Fe/Si. Sub kelompok H memiliki

kandungan Fe yang tinggi, L memiliki kandungan Fe yang rendah, LL memiliki

kandungan Fe dan logam rendah dengan kebanyakan kandungan besi berada dalam

keadaan oksidasi.

• Kondrit enstatite (Enstatite chondrite): mineral yang dominan adalah (MgSiO3).

Enstatite chondrite dikelompokkan lagi berdasarkan kelimpahan besi, dengan

notasi EH dan EL. EH memiliki kandungan total logam yang tinggi, sangat

tereduksi, mengandung mini kondrul. EL memiliki kandungan logam yang lebih

rendah, sangat tereduksi, dengan ukuran kondrul sedang.

Kondrit juga dibagi menjadi tipe petrographic 1, yang merupakan meteorit primitif

paling kaya bahan yang mudah menguap, sampai 6 yang memiliki kesetimbangan

secara termal. Tipe 7 terkadang dimasukkan untuk menandakan meteorit yang

mengalami pelelehan parsial.

- Meteorit-meteorit besi: dikelompokkan lagi berdasarkan kelimpahan nikel dan elemen-

elemen yang cukup mudah menguap seperti germanium dan gallium. Perbedaan

komposisi diketahui dari perbedaan sturktur yang teramati. Pola kristalisasi pada

meteorit jenis ini juga bergantung pada laju pendinginannya.

- Meteorit-meteorit batu-besi: dikelompokkan menjadi dua, Pallasit dan mesosiderit.

Pallasit tersusun dari campuran besi dan nikel yang mengandung olivin berukuran

umumnya ~ 5 mm. Mesosiderit mengandung campuran logam dan batuan magma.

33

Kerapatan massa rata-rata meteorit beragam, mulai dari 2,3 g cm-3 untuk akondrit

berpori yang kaya unsur-unsur mudah menguap sampai antara 7-8 g cm-3 untuk meteorit

besi. Sampel-sampel meteorit yang telah dikoleksi dan dikatalogkan dicantumkan pada

tabel III. Kebanyakan adalah meteorit-meteorit batu terutama kondrit. Terdapat juga

meteorit yang diperkirakan berasal dari Bulan (breccia anorthosit) dan Mars (kelas

shergotit, nakhlit, chassigni). Fall mengacu pada meteorit-meteorit yang didapatkan,

menyusul pengamatan terhadap meteor yang jatuh. Find adalah meteorit-meteorit yang

ditemukan di lapangan tanpa dapat diasosiasikan dengan fall.

Meteor terdiri dari dua jenis, yaitu meteor sporadis dan hujan meteor.

Pengelompokkan ini berdasarkan waktu, arah dan lokasi kedatangan serta sumbernya.

a). Meteor-meteor sporadis (sporadic meteors)

Sporadis meteor adalah meteor yang dapat dilihat tiap malam, berdatangan dari

berbagai arah di langit. Disebut sporadis karena kemunculannya yang acak, dengan waktu

dan lokasi kemunculannya tidak dapat diprediksikan. Setiap malam, yang bersih dari awan

dan tanpa sinar Bulan, dapat disaksikan lebih dari setengah lusin meteor sporadis tiap

jamnya. Meteor sporadis memasuki atmosfer Bumi dengan kecepatan lebih besar dari

kecepatan orbit Bumi 29,9 km/det.

Falls Frekuensi Fall

% Finds

Antartik Finds

non-Antartik

Kondrit 803 86,1 1700 8497 Kondrit karbon 33 3,5 28 160 Akondrit 73 7,8 49 391

Meteorit Martian 4 0.4 2 6 Meteorit bulan 0 2 11

Batu-besi 12 1,3 57 29 Besi 45 4,8 681 65

Awalnya meteor sporadis dianggap berasal dari komet karena memiliki

eksentrisitas besar dan kecepatan tinggi. Namun orbitnya sendiri tidak dapat diketahui

secara pasti. Penelitian Duncan Steel dan Spaceguard Survey (Roma, Italia) dari Australia

Tabel III. Kelas meteorit dan jumlahnya (tahun 1997). (Data dari McSween 1999 dalam Pater

dan Lissauer 2005).

34

Selatan (Adelaide) di tahun 1960an, untuk menentukan orbit partikel berukuran 1-3 mm,

menemukan kebanyakan dari partikel tersebut memiliki eksentrisitas (e) sebesar 0,7,

inklinasi (i) < 15o, sumbu setengah panjang (a) antara 1,5 AU sampai 3,0 AU. Nilai a

tersebut menunjukkan wilayah orbit antara Yupiter dan Mars, yang merupakan wilayah

utama keberadaan asteroid. Orbit tersebut juga mirip dengan orbit asteroid yang melintasi

Bumi. Penelitian tersebut juga menunjukkan dua sumber utama meteor. Berpusat di dekat

bidang ekliptik dan menyebar sampai 30o dari bidang ekliptika. Berada di wilayah yang

berhadapan dengan Matahari (posisi helion) dan 180o dari Matahari (antihelion).

Antihelion sejauh ini merupakan sumber terkuat.

Komposisi dan kerapatan massa partikel juga dapat membantu membedakan suatu

partikel berasal dari komet atau asteroid. Spektrum dengan dispersi lemah, dibuat

menggunakan kamera dengan medan pandang luas dilengkapi prisma obyektif,

menunjukkan keberadaan hidrogen, nitrogen, dan oksigen yang kemungkinan adalah gas-

gas atmosfer. Tetapi spektrum yang muncul kebanyakan adalah garis-garis ionisasi logam

seperti besi, kalsium, silikon, magnesium, sodium yang merupakan unsur-unsur utama

meteorit kondrit. Penelitian 150 mikrometeorit berukuran 3-40 μm oleh Brownlee di tahun

1978 menunjukkan juga bahwa mikrometeorit-mikrometeorit tersebut memiliki kandungan

Fe, Mg, Si, S, Ca, dan Ni dengan kelimpahan yang hampir sama pada CI dan CM kondrit

karbon.

Kerapatan massa dapat dihitung dengan melakukan fotografi terhadap laju

perlambatan meteor. Meteorid-meteorid dengan kerapatan tinggi memiliki gaya kohesi

yang kuat, cenderung tetap bersatu dengan laju perlambatan lebih kecil. Sementara itu

interplanetary dust particles memiliki kerapatan rendah 1 g/cm3. Telah ditemukan partikel-

partikel dengan kerapatan 2,5 g/cm3 atau lebih besar dan satu dengan kerapatan besi 7,7

g/cm3.

b). Hujan meteor (meteor shower)

Hujan meteor merupakan peningkatan frekuensi meteor yang terjadi dalam periode

beberapa jam dalam suatu hari tertentu atau beberapa hari dalam sebulan. Waktu dan lokasi

kemunculannya dapat diprediksi. Hujan meteor disetujui berasal dari debu-debu komet.

Terjadi saat Bumi melintasi kumpulan partikel-partikel yang bergerak dalam orbit

heliosentris yang sama. Partikel-partikel tersebut berada pada orbit komet periodik yang

perihelionnya berada di dalam orbit bumi dan orbitnya melintasi orbit Bumi.

35

Saat mendekati perihelionnya, komet mengeluarkan semburan, melepaskan debu-

debu yang terperangkap di dalam es tersublimasi. Terbentuklah ekor debu komet yang

sangat panjang menghasilkan gumpalan-gumpalan partikel yang bergerak bersama-sama

dibelakang komet. Tetapi partikel-partikel tersebut kemudian bertebaran akibat gangguan

gravitasi benda-benda keplanetan lain yang melintas dekat orbit komet. Makin lama

partikel-pertikel tersebut menyebar makin tidak merata di sekitar orbit komet. Inilah yang

menjadi sumber hujan meteor.

Jika dilihat di langit, hujan meteor tampak bermunculan dari suatu wilayah kecil

dilangit, sekitar satu atau dua derajat, pada arah rasi bintang tertentu. Wilayah kecil

tersebut dinamakan radian. Hujan meteor diberi nama sesuai rasi bintang tempat

kedudukan radiannya.

Nama Aktivitas Maksimum Jumlah/jam Kecepatan

(Km/det) Komet sumber

Quadrantids 3/4 Januari 100 40,2 ? Lyrids 21/22 April 12 45,8 Thatcher (1861 1)

η Aquarids 3-5 Mei 20 63,2 Halley δAquarids 29/30 Juli 30 39,9 ? Perseids 11/12 Agustus 60 57,3 Swift-Tuttle Draconis 8/9 Oktober Variabel 19,6 Giacobini-Zinner Orionids 20/21 Oktober 25 64,0 Halley Taurids 7/8 November 12 28,1 Encke Leonids 16-18 November Variabel 68,2 Tempel-Tuttle

Geminids 13/14 Desember 60 33,1 Asteroid 3200 Phaeton Ursids 22 Desember 10 32,2 Mechain-Tuttle

2.3.2. Komet

Ada kepercayaan yang mengatakan bahwa penampakkan komet adalah pertanda

buruk. Kemunculan komet Ikeya-Seki tahun 1965 di Indonesia dikaitkan dengan peristiwa

G30S/PKI. Saat komet Halley menampakkan dirinya ke bangsa Normandia, di tahun 1066,

Tabel IV. Hujan meteor yang menghujani Bumi dengan partikel-partikel tiap tahunnya. Meteor-meteor

tampak berdatangan dari suatu wilayah langit pada rasi bintang tertentu (radian) sehingga diberi nama

sesuai dengan rasi bintang lokasi radiannya (Norton 2002).

36

mereka menganggap itu pertanda akan jatuhnya sebuah kerajaan. Ternyata beberapa tahun

kemudian Normandia dikuasai oleh William Si Penakluk. Juga bagi raja Harold dari

Inggris, saat William Si Penakluk kemudian menginvasi Inggris dari Normandia. Mungkin

tidak akan bisa diketahui apakah kejadian-kejadian tersebut hanyalah kebetulan atau

memang komet adalah pembawa tanda buruk. Namun komet dapat menimbulkan akibat

buruk bagi Bumi bila terjadi tumbukan antara keduanya, seperti yang telah ditunjukkan

oleh tumbukan antara komet Shoemaker-Levy dengan Yupiter.

Komet berasal dari kata latin coma yang artinya adalah rambut. Nama yang

diberikan mengacu pada penampakan komet yang paling menonjol, yaitu ekornya yang

sangat panjang. Tycho Brahe di tahun 1577 merupakan orang pertama yang melakukan

pengamatan komet secara detail. Brahe kemudian menyimpulkan bahwa komet berada

lebih jauh dari Bulan karena tidak ditemukan adanya pergeseran paralaks. Tokoh lain di

bidang komet adalah Edmund Halley, orang yang melakukan perhitungan orbit parabolik

komet dari 24 komet yang teramati sampai tahun 1698 dengan menggunakan teori gravitasi

Newton. Dari perhitungan tersebut Halley berhasil memprediksikan kemunculan kembali

komet Halley di tahun 1758. Fred L. Whipple merupakan orang yang mengajukan teori

yang paling diterima mengenai komposisi penyusun komet di tahun 1950. Menurutnya inti

komet merupakan gumpalan bola salju kotor terbuat dari es yang tersusun dari H2O, CO2,

NH3, dan CH4. Eugene-Carolyn Shoemaker dan Jean Louis Pons merupakan orang-orang

yang paling banyak menemukan komet. Masing-masing menemukan lebih dari 30 dan 26

komet. Sejak tahun 1980an sekitar 20-25 komet ditemukan tiap tahunnya.

Bagian-bagian penyusun komet adalah nukleus atau inti komet, coma, awan

hidrogen, ekor debu, dan ekor ion. Nukleus atau inti komet biasanya memiliki diameter

hanya beberapa km saja, sekitar 1 sampai 40 km, massanya sekitar 1014-1019 g dengan

kerapatan 0,1-1,1 g/cm3. Komposisi bahan penyusunnya adalah H2O (80%), CO (3-7%),

CO2 (3%), CH3OH (1-6%), juga CH3CN, (H2CO)n, dan HCN. Bahan-bahan penyusun

tersebut merupakan bahan penyusun es pada inti komet. Selain itu terdapat juga butir-butir

Mg yang kaya silikat dan bahan-bahan organik. Bagian coma menyelubungi inti komet.

Coma merupakan awan gas dan debu yang umumnya berjari-jari 104-105 km. Komposisi

penyusunnya adalah H2O, CO, CO2, OH, H2CO, CH3OH, CH3CN, CN, C2, C3. Inti dan

coma diselubungi oleh awan hidrogen yang jari-jarinya bisa mencapai 107 km.

37

Tekanan radiasi mendorong partikel-partikel debu dari coma ke arah berlawanan

dari Matahari, membentuk ekor debu yang berwarna kekuning-kuningan. Ekor debu ini

bisa mencapai 106-107 km. Partikel-partikel pada ekor debu berukuran mulai dari 0,1

sampai 100 mikron tersusun dari silikat dan bahan-bahan organik. Saat jarak heliosentris

partikel debu membesar, maka gerakannya akan melambat, membuat ekor debu menjadi

melengkung ke arah berlawanan dari gerakan komet. Ekor ion komet berwarna kebiru-

biruan, memanjang ke arah yang berlawanan dari Matahari. Panjangnya bisa mencapai 106-

108 km. Warna kebiru-biruan dihasilkan oleh emisi ion-ion CO+. Selain itu terdapat juga

ion-ion H2O+, CO2+, OH+, H3O+.

Berdasarkan periode dan sumbernya, komet dapat dibagi menjadi dua kelompok,

yaitu kelompok komet periode panjang dan komet periode pendek. Kedua kelompok ini

memiliki sumber, karakteristik orbit, kandungan bahan yang menguap yang berbeda.

(1). Komet periode panjang

Kelompok ini memiliki periode (P) > 200 tahun. Contoh komet kelompok ini

antara lain komet C/1965 S1 Ikeya-Seki, C/1996 B2 Hyakutake, C/1973 E1 Kohoutek,

dan C/1975 VI West. Eksentrisitas (e) orbit komet-komet periode panjang umumnya

~1, inklinasi (i) orbitnya tinggi, dan sumbu setengah panjangnya (a) diperkirakan

sebesar 102-105 AU. Kelompok komet ini kembali lagi ke lintasannya setelah ribuan

bahkan jutaan tahun (atau bahkan tidak sama sekali) sehingga sulit dideteksi dan

dikatalogkan. Sumber dari kelompok komet ini adalah awan Oort.

Awan Oort merupakan awan, yang terdiri dari materi berukuran kecil-kecil yang

mengelilingi tata-surya, berbentuk bola, berjari-jari sekitar 50.000 AU. Diperkirakan

awan Oort ini memiliki massa total 1025-1027 kg dan mengandung sampai dengan 1013

komet. Teori awan Oort ini diusulkan oleh seorang astronom Belanda Jan Oort di tahun

1950.

Awan Oort tersebut sering kali mengalami gangguan dari bintang-bintang terdekat,

awan molekul raksasa lainnya di dekat piringan galaksi saat close encounter, dan juga

gelombang kejut dari suatu ledakan seperti pada peristiwa supernova. Gangguan

tersebut menyebabkan sebagian materi di awan Oort terlempar ke luar dari tata surya,

sebagian akan jatuh ke bidang tata surya menjadi komet yang mendekati Matahari.

Karena bentuk awan Oort yang berupa bola, orbit komet berperiode panjang sulit untuk

38

ditentukan karena memiliki orientasi orbit yang acak di bola langit, tidak hanya

terbatas pada bidang ekliptik.

(2). Kelompok komet berperiode pendek, dengan P < 200 tahun. Contoh komet-komet

kelompok ini antara lain: 1P Halley, 2P Encke, 8P Tuttle, 109P Swift-Tuttle. Komet-

komet kelompok ini memiliki i rendah dengan rata-rata i = 19o, rata-rata e = 0,6, dan

rata-rata a = 5,8 AU. Kelompok ini terbagi lagi menjadi dua kelompok besar: keluarga

Yupiter dengan periode kurang dari 20 tahun dan keluarga Halley dengan periode 20

sampai 200 tahun.

Sumber dari komet periode pendek adalah sabuk Kuiper. Sabuk Kuiper adalah

wilayah berbentuk piringan yang terletak setelah planet Neptunus memanjang dari 30

AU sampai 1000 AU dari Matahari. Berisikan gumpalan-gumpalan es dengan

senyawa-senyawa organik, mirip dengan komet. Diberi nama berdasarkan Gerard

Kuiper orang yang pertama kali menggagaskan keberadaan wilayah tersebut pada

tahun 1951. Terkadang disebut juga sabuk Edgeworth-Kuiper untuk menghormati

astronom amatir Kenneth Edgeworth yang pada satu-satunya papernya, dipublikasikan

di Journal of the British Astronomical Association di tahun 1942, menggagas

keberadaan wilayah berisikan benda-benda langit mirip komet yang berada setelah

planet luar. Diperkirakan sabuk kuiper memiliki massa 1022-1026 kg dan mengandung

sekitar 108 -1012 komet.

Anggota sabuk Kuiper baru ditemukan untuk pertama kalinya di tahun 1992.

Berdiameter sekitar 200 km dan terletak 42 AU dari Matahari, 1992 QB1 ditemukan

oleh Dave Jewitt dan Jane Luu. Anggota-anggota sabuk Kuiper disebut juga Kuiper

Belt object (KBO) atau Edgeworth Kuiper Belt object, dan dinamakan juga Trans-

Neptunian Objects (TNOs).

KBO biasanya berukuran sangat kecil (10-50 km), namun diperkirakan terdapat

35.000 KBO yang berdiameter lebih dari 100 km. Beberapa KBO bahkan memiliki

diameter ribuan kilometer seperti Quaoar (1250 km), Orcus (1600 km), dan 2005 FY9,

2003 EL61, Eris (2003) UB313 yang diperkirakan lebih besar dari Pluto (2390 km).

Pluto sendiri dianggap sebagai KBO, dengan status barunya sebagai planet katai. KBO

juga tidak terlalu terang dan bergerak lambat sehingga membutuhkan ratusan tahun

untuk berevolusi. Orbit KBO yang berada pada a > 45 AU stabil sepanjang umur tata

surya, sementara beberapa KBO yang berada pada a < 41 AU memiliki resonansi 3:2

39

terhadap Neptunus, seperti Pluto. Kelompok tersebut disebut plutino. Ada juga yang

disebut scattered KBO (SKBO), yaitu KBO yang memiliki eksentrisitas besar dengan

perihelion (q) lebih kecil dari 40 AU dan aphelion (Q) bisa mencapai sekitar 200 AU.

Orbit dari KBO tekadang mengalami gangguan oleh interaksi planet-planet raksasa

menyebabkan KBO tersebut dapat melintasi orbit Neptunus memungkinkan terjadinya

close encounter. Proses tersebut dapat menyebabkan KBO terlempar keluar dari tata

surya, menjadikan orbitnya melintasi planet raksasa lainnya, atau ke bagian dalam tata

surya. Penelitian mengenai wilayah KBO menunjukkan orbit dengan aAU < 35 dan 40 <

aAU < 42 tidak stabil terhadap gangguan dari Neptunus dan Uranus. Orbitnya akan

berevolusi ke arah dalam tata surya dan menjadi sumber komet periode pendek.

Contohnya adalah 2060 Chiron dan 5145 Pholus, yang orbitnya sangat tidak stabil dan

melintasi orbit Saturnus, Uranus, dan Neptunus. Tipikal q nya 8 AU dan 11 AU,

sementara Q diantara 19 dan 36 AU, e ~ 0,4-0,6. KBO-KBO tersebut berukuran cukup

besar, dengan jari-jari 10 < R < 100 km. Kelompok tersebut diberi nama Centaur.

Beberapa anggota Centaur memiliki sifat-sifat komet (citranya sedikit kabur

menunjukkan adanya coma yang terdifusi), seperti Chiron (berdiameter 170 km). Jika

orbit Chiron mengalami gangguan, yang menjadikan orbitnya mendekati Matahari,

Chiron bisa menjadi sebuah komet.

Komposisi kimiawi komet periode panjang dan komet periode pendek sama, tetapi

komet periode panjang mengandung lebih banyak bahan yang mudah menguap. Ini

dikarenakan komet periode pendek melepaskan sejumlah besar bahan-bahan yang mudah

menguap saat mendekati matahari sementara komet periode panjang jarang sekali

mengunjungi daerah dalam tata surya, sehingga kandungan materi es terjaga.

2.3.3. Asteroid

Sejarah penemuan asteroid diawali oleh Johannes Kepler saat ia menjadi asisten

Tycho Brahe. Saat itu, dari hasil observasi Tycho Brahe mengenai kedudukan planet-

planet, Kepler mendapatkan bahwa jarak antara Mars dan Jupiter sangat jauh, jika melihat

perbandingan jarak di antara planet-planet lainnya. Merkurius berada pada jarak 0,387 AU

dari Matahari, Venus 0,732 AU, Bumi 1 AU, dan Mars 1,5 AU. Jadi antara satu planet

dengan planet berikutnya ada penambahan jarak sekitar 0,321 AU. Sementara itu Yupiter

berada pada jarak 5,2 AU dari Matahari. Jarak tersebut dua kali dari jarak yang seharusnya.

40

170 tahun kemudian, pada tahun 1766, barulah dirumuskan persamaan empiris

yang menggambarkan hubungan jarak antar planet tersebut. Persamaan tersebut dikenal

dengan nama hukum Titius-Bode, yaitu: 10.4 0.3 (2 )nY −= + × (1.10)

dengan Y adalah jarak planet dari Matahari dalam satuan astronomi (AU), n = 0,1,2,... dan

seterusnya untuk planet-planet berikutnya. Hukum ini cukup akurat sampai pada planet

Uranus (planet ke tujuh dalam tata-surya). Namun pada n = 4, di antara planet Mars dan

Jupiter tidak terdapat satu planet pun. Beranjak dari hukum Titius-Bode tersebutlah

dimulai pencarian planet yang orbitnya berada di antara Mars dan Yupiter.

Pada tahun 1801 Guiseppe Piazzi, seorang astronom Italia, menemukan benda

langit yang kemudian diberi nama Ceres. Dilihat melalui teleskop bentuknya sangat kecil,

tidak berbentuk piringan seperti yang terlihat pada planet-planet. Disusul kemudian dengan

penemuan benda langit serupa yang dinamakan Pallas di tahun 1802 dan Vesta di tahun

1807 oleh Heinrich William Olbers, dan Juno di tahun 1804 oleh Karl Harding. Atas usul

William Herschel benda-benda langit tadi di beri nama asteroid. Kata asteroid berasal dari

bahasa Yunani yang artinya ‘mirip bintang’ karena bila dilihat melalui teleskop asteroid

tampak seperti bintang. Sementara itu, Planet yang diperkirakan berada di antara Mars dan

Yupiter tidak pernah ditemukan.

Asteroid diperkirakan merupakan planet yang gagal terbentuk. Jadi berhubungan

dengan pembentukan tata surya sekitar 4,6 milyar tahun lalu. Diperkirakan asteroid

terbentuk dari planetisimal, seperti halnya planet terestrial. Saat bertambah besar calon

planet tersebut kemudian mengalami akresi dan pemanasan radioaktif yang menyebabkan

melelehnya sebagian material. Terjadilah differensiasi, material-material yang lebih berat

menyusun inti sementara bagian mantel tersusun dari material yang lebih ringan. Tetapi

bahan pembentuk planet tersebut gagal mengalami akresi lanjut untuk membentuk planet.

Ini diperkirakan karena gangguan akibat pembentukan planet Yupiter. Gaya kohesi calon

planet tersebut dikalahkan oleh gaya gravitasi planet Yupiter dan hancur, tersebar di tata

surya terutama di sekitar Bumi dan Yupiter.

Asteroid-asteroid terutama sekali ditemukan di antara orbit antara planet Mars dan

Yupiter (2 AU sampai 4 AU). Daerah tersebut kemudian disebut main asteroid belt (sabuk

utama asteroid). Empat asteroid awal yang ditemukan merupakan asteroid-asteroid sabuk

utama dan berukuran besar. Ceres berdiameter 913 km, Pallas 523 km, Vesta 501 km, dan

41

Juno 244 km. Semakin kecil ukuran asteroid populasinya semakin besar. Binzel et al.

(2000) memberikan perkiraan populasi asteroid di sabuk utama lebih besar dari diameter D

(km): 6 2,52( ) 9,1 10N D D−> = × (1.11)

Diketahui juga kemudian oleh Daniel Kirkwood jika asteroid-asteroid di sabuk

utama asteroid tidak terdistribusi merata. Ada daerah dalam sabuk utama asteroid dimana

jumlah asteroid menjadi sangat sedikit bahkan hampir nol, misalnya pada daerah 2,5, 2,83,

dan 3,28 AU. Selain itu, periode orbitnya juga merupakan fraksi dari periode orbit Yupiter

(11,86 tahun). Misalnya asteroid-asteroid pada jarak 3,28 AU memiliki periode 5,94 tahun,

satu setengah kali periode Yupiter, maka setiap dua tahun sekali asteroid-asteroid pada

jarak 3,28 AU tersebut akan mengalami close encounter dengan Yupiter. Hubungan

gravitasi yang demikian dinamakan resonansi. Sementara celah-celah tersebut kemudian

diberi nama celah Kirkwood.

Namun tidak semua orbit yang beresonansi menghasilkan celah, tetapi justru

menghasilkan asteroid-asteroid yang mengelompok. Hal ini ditemukan oleh Maxmillian

Wolf, seorang astronom Jerman, di tahun 1906. Ia menemukan untuk pertama kalinya,

sebuah asteroid yang merupakan kelompok asteroid Troyan. Asteroid tersebut kemudian

dinamakan Achilles. Asteroid-asteroid Troyan berada di orbit Yupiter (resonansi 1:1), 60o

sebelah barat dan timur (di depan dan belakang) Yupiter. Umumnya asteroid-asteroid

Troyan ini berukuran 15 km atau lebih kecil, dengan yang terbesar adalah 624 Hector (~

300 × 150 km).

Asteroid Troyan merupakan asteroid yang membuat ahli matematika Joseph

Lagrange memunculkan postulat mengenai titik Lagrangian. Titik lagrangian merupakan

lima titik, pada sistem dua benda bermassa, dimana benda ketiga atau kelompok benda-

benda kecil bisa berada di titik-titik tersebut, mengorbit pada pusat massa yang sama

dengan dua benda bermassa tadi. Asteroid Troyan berada di titik Lagrangian, L4 dan L5

pada sistem Matahari-Yupiter dengan orbit yang stabil.

Selain itu ada juga kelompok asteroid Hilda, dengan jarak 4 AU, yang berada pada

resonansi 3/2 terhadap orbit Yupiter. Selain itu, terdapat juga asteroid 279 Thule yang

berada pada resonansi 4/3 yang berjarak 4,26 AU.

Terdapat asteroid-asteroid yang memiliki orbit yang tidak stabil karena dipengaruhi

oleh gravitasi Yupiter. Terutama sekali untuk asteroid-asteroid yang berada pada daerah

42

resonansi, frekuensi gangguan gravitasi oleh Yupiter yang dialami akan lebih besar

daripada yang tidak berada pada daerah resonansi. Hal ini berlaku untuk celah Kirkwood,

khususnya yang berada di 2,5, 2,83, dan 3,28 AU (resonansi 3/1, 5/2, 2/1).

Gangguan oleh gravitasi planet Yupiter tersebut, dalam jangka waktu jutaan tahun,

akan menyebabkan eksentrisitas orbit asteroid membesar menjadikan orbitnya elips,

meninggalkan daerah resonansi menuju zona stabil, dan kemudian meningkatkan

kemungkinan bertumbukan dengan asteroid lain di sabuk utama. Bila terjadi hal yang

demikian, maka memungkinkan asteroid untuk meninggalkan daerah sabuk utama dan

melintasi orbit Mars dan Bumi. Asteroid-asteroid tersebut membentuk kelompok asteroid

lainnya, yang dikenal sebagai near-Earth asteroid. Asteroid-asteroid inilah yang menjadi

ancaman bagi Bumi. Dengan orbit yang melintas orbit Bumi, membuat near-Earth

asteroid memiliki kemungkinan untuk menumbuk Bumi.

Selain berdasarkan orbitnya, asteroid juga dapat dikelompokkan berdasarkan

kompisisi mineralnya. Pengetahuan mengenai taksonomi asteroid berdasarkan komposisi

mineral ini akan sangat berguna saat akan melakukan perhitungan diameter dan massa

asteroid, yang memerlukan pengetahuan albedo dan kerapatan massa. Tiap-tiap kelas

Gambar 5. Distribusi asteroid-asteroid sabuk utama antara 2 AU sampai 4 AU, yang menunjukkan adanya celah-celah dimana populasi asteroid berkurang (celah Kirkwood). Plot jarak asteroid-asteroid terhadap periode orbitnya, menunjukkan bahwa celah-celah tersebut mengikuti fraksi sederhana dari periode orbit Yupiter. (Norton 2002)

43

asteroid tersebut memiliki albedo dan kerapatan massa yang berbeda-beda. Taksonomi

asteroid tersebut dapat dilihat pada tabel V.

Tipe Taksonomi Kemungkinan Komposisi Mineral D, P Karbon, silikat kaya bahan-bahan organik

C, B, F, G Karbon, bahan-bahan organik, silikat hidrat M Logam-logam, enstatite S Olivin, piroksen, logam-logam Q Olivin, piroksen, logam-logam V Piroksen, feldspar E enstatite, silikat dengan kandungan besi sedikit X Tidak diketahui (X menandakan ciri-ciri spektrum tidak terklasifikasi

2.4. Near earth asteroid (NEA) dan Potentially hazardous asteroid (PHA)

Asteroid yang pertama kali ditemukan meninggalkan sabuk asteroid adalah asteroid

yang disebut Mars-crossing asteroid, asteroid yang lintasan orbitnya berada di bagian

dalam orbit Mars dengan perihelion biasanya berada di dalam orbit Bumi. Asteroid yang

yang bernama asteroid 433 Eros tersebut ditemukan di tahun 1898. Selanjutnya di tahun

1932 ditemukan asteroid 1221 Amor yang merupakan sub kelas Mars-crosser dengan

perihelion 1,08 AU. Eros kemudian masuk dalam kelas Amor tersebut. Masih di tahun

1932 ditemukan asteroid yang perihelionnya berada di dalam orbit Bumi. Asteroid yang

bernama 1862 Apollo tersebut bahkan melintasi orbit Venus. Asteroid-asteroid tersebut

membentuk kelas Amor dan kelas Apollo, yang secara kolektif disebut Earth-approaching

(asteroid yang mendekati Bumi) atau Earth-crossing asteroid (asteroid yang melintasi

Bumi). Penemuan asteroid 2062 Aten di tahun 1976 oleh Eleanor Helin merupakan kelas

Earth-crossing terakhir yang ditemukan. Jarak rata-ratanya terhadap matahari berada di

dalam orbit Bumi. Asteroid-asteroid Amor, Apollo, dan Aten inilah yang membentuk kelas

NEA (near-Earth asteroid). Beberapa definisi NEA antara lain:

1). NEA adalah asteroid-asteroid yang memiliki jarak perihelion q kurang dari 1,3 AU.

NEA ini dikelompokkan lagi menjadi kelompok Aten, Apollo, Amor. Pengelompokkan

ini berdasarkan pada jarak perihelion (q), aphelion (Q), dan setengah sumbu

panjangnya (a).

Tabel V. Tipe Taksonomi asteroid dengan kemungkinan komposisi mineralnya (Harris 2004)

44

• Kelompok Aten, dinamakan berdasarkan asteroid 2062 Aten, adalah NEA dengan

setengah sumbu panjang orbitnya lebih kecil dari setengah sumbu panjang orbit

bumi (a < 1,0 AU, Q > 0,983 AU).

• Kelompok Apollo yang dinamakan berdasarkan asteroid 1862 Apollo memiliki

setengah sumbu panjang orbitnya lebih besar dari setengah sumbu panjang orbit

bumi (a > 1,0 AU, q < 1,017 AU).

• Kelompok Amor adalah asteroid dengan orbit yang berada di luar orbit bumi

tetapi masih berada didalam orbit Mars (a > 1,0 AU, 1,017 AU < q < 1,3 AU).

Kelompok ini dinamakan berdasarkan asteroid 1221 Amor.

(http://neo.jpl.nasa.gov/neo.html)

2). NEA adalah asteroid-asteroid yang bisa melintas sampai pada jarak < 1,3 AU dari

matahari. NEA ini dapat dikelompokkan menjadi 3, yaitu:

• Amor, kelompok NEA yang melintasi orbit Mars tetapi tidak melintasi orbit

Bumi. Contoh: 433 Eros.

• Apollo, melintasi orbit bumi dengan periode orbit lebih besar dari satu tahun.

Contoh: 1620 Geographos.

• Aten, melintasi orbit bumi dengan periode orbit kurang dari satu tahun. Contoh:

2340 Hathor.

Kebanyakan NEA ini dipercayai merupakan anggota sabuk asteroid yang terlempar

keluar karena tumbukan dengan asteroid lain dan/atau oleh gaya gravitasi planet Jupiter.

Beberapa NEA kemungkinan juga merupakan sisa-sisa dari komet yang sudah mati.

NEA ini diperkirakan dipengaruhi oleh interaksi gravitasi dengan matahari atau dengan

planet-planet terestrial, atau oleh tumbukan dengan benda-benda langit lainnya.

(http://www.nasm.edu/ceps/etp/asteroids/AST_near.html)

3). NEA adalah asteroid-asteroid yang mendekati orbit bumi sampai pada jarak 0,3 AU.

NEA ini dikelompokkan lagi menjadi tiga kelompok, yaitu:

• Aten: a < 1,0 AU, aphelion Q > 0,983 AU, dengan orbit memotong orbit bumi.

• Apollo: a ≥ 1,0 AU, perihelion q ≤ 1,017 AU, dengan orbit memotong orbit bumi.

• Amor: a > 1,0 AU, 1,017 < q ≤ 1,3 AU, dengan orbitnya bisa berevolusi menjadi

orbit yang memotong bumi.

(Allen 2000)

Sementara itu PHA (potentially hazardous asteroid) dapat didefinisikan sebagai:

45

1). PHA selama ini didefinisikan berdasarkan parameter yang mengukur potensi sebuah

asteroid untuk memiliki ancaman mendekati bumi. Secara spesifik, semua asteroid,

dengan Earth Minimum Orbital Intersection Distance (MOID) 0,05 AU atau lebih kecil,

dan magnitudo mutlaknya (H) sebesar 22,0 atau lebih kecil bisa dimasukkan ke

golongan PHA. Magnitudo mutlak 22,0 setara dengan diameter 150 m, jika albedo

asteroid diasumsikan 13%.

“Potensi” untuk mendekati bumi ini tidak berarti PHA tersebut akan menabrak bumi.

Hanya berarti ada kemungkinan tabrakan dengan bumi bisa terjadi. Dengan memonitor

dan mengup-date orbitnya, bisa diprediksikan statistik kemungkinan mendekatnya dan

ancamannya untuk menabrak bumi.

(http://neo.jpl.nasa.gov/pha.html)

2). PHA adalah Near-Earth asteroid dengan ukuran dan orbit yang memiliki kemungkinan

ancaman mendekati bumi. Sebuah asteroid dapat dikategorikan sebagai PHA apabila

Minimum Orbital Intersection Distance (MOID) terhadap bumi kurang dari 0,05 AU

dan magnitudo mutlaknya lebih terang dari 22,0. Dengan definisi tersebut, ukuran

diameternya biasanya lebih besar dari 150 meter. Dengan ukuran sebesar itu bisa

menyebabkan terjadi kemusnahan regional di daratan atau tsunami besar bila objek

PHA tersebut jatuh ke lautan, jika menabrak bumi. Peristiwa yang rata-rata

kejadiannya sekitar satu kali tiap 10.000 tahun atau kurang.

( http://en.wikipedia.org/wiki/Potentially_hazardous_asteroid)

3). PHA adalah asteroid dengan orbit dekat dengan orbit Bumi sehingga memungkinkan

untuk menumbuk Bumi, berukuran cukup besar sehingga dapat menimbulkan

kerusakan yang signifikan. Secara umum, batas yang ditetapkan untuk jarak minimum

perpotongan orbit (MOID) sebesar 0,05 AU. Ukuran minimumnya, didefinisikan dalam

magnitudo absolut H = 22, sebanding dengan diameter 110 m jika albedonya 0,25 dan

240 m jika albedonya 0,05.

(Philip’s Astronomy Encyclopedia 2002)

NEA dan PHA merupakan istilah yang lebih sempit dari NEO (near-Earth object)

dan PHO (potentially hazardous object). NEO adalah asteroid-asteroid atau komet-komet

yang memiliki q < 1,3 AU (http://neo.jpl.nasa.gov/neo.html). Sementara Atkinson et al.

(2000) mendefinisikan NEO sebagai asteroid-asteroid dan komet-komet yang orbitnya

memotong orbit Bumi dalam jarak < 0,3 AU, sementara PHO adalah asteroid-asteroid atau

46

komet-komet yang orbitnya mendekati Bumi < 0,05 AU (7,5 juta km dari Bumi atau 20

kali jarak Bumi-Bulan), dengan diameter minimal 150 meter. Definisi PHO menurut SDT

(2003) adalah NEO dengan MOID < 0,05 AU. MOID adalah jarak terdekat yang mungkin

terjadi antara dua benda yang orbitnya berosilasi. Diperkirakan sekitar 21% dari NEO

adalah PHO, dengan kemungkinan NEO yang memiliki MOID lebih kecil dari jarak Bumi-

Bulan sebesar 1% dan MOID lebih kecil dari radius Bumi sebesar 0,025% (SDT 2003).

Sebagai tambahan dari populasi formal NEO adalah IEO (interior Earth object) yaitu

benda-benda langit yang berada didalam orbit Bumi, Q < 0,983 AU (SDT 2003).

Berdasarkan Chapman (2004), NEO tersusun dari 37 ± 8% asteroid yang berasal

dari daerah resonansi sekular v6 yang membentuk bagian dalam sabuk asteroid. Resonansi

sekular v6 ini terjadi saat frekuensi presesi longitude perihelion asteroid sama dengan 1/6

frekuensi sekular sistem keplanetan (SDT 2003). Para penyusun lainnya adalah 23 ± 9 %

dari daerah resonansi 3:1 dengan planet Yupiter, 33 ± 3% dari resonansi yang disebabkan

oleh efek Yarkovsky (efek yang ditimbulkan oleh distribusi temperatur yang tidak sama

pada permukaan suatu benda langit sehingga dapat merubah orbitnya. Ini berlaku untuk

benda-benda langit yang berukuran meter sampai kilometer), 6 ± 4% dari komet periode

pendek, dan komet periode panjang atau komet-komet baru sangatlah kecil sebesar ~1%.