komEt

Komet adalah benda angkasa yang mirip asteroid, tetapi hampir seluruhnya terbentuk dari gas (karbon dioksida, metana, air) dan debu yang membeku. Komet memiliki orbit atau lintasan yang berbentuk elips, lebih lonjong dan panjang daripada orbit planet. Komet yang cerah pastinya menarik perhatian ramai.

Ciri fisik

Ketika komet menghampiri bagian-dalam Tata Surya, radiasi dari matahari menyebabkan lapisan es terluarnya menguap. Arus debu dan gas yang dihasilkan membentuk suatu atmosfer yang besar tetapi sangat tipis di sekeliling komet, disebut coma. Akibat tekanan radiasi matahari dan angin matahari pada coma ini, terbentuklah ekor raksasa yang menjauhi matahari.

Coma dan ekor komet membalikkan cahaya matahari dan bisa dilihat dari bumi jika komet itu cukup dekat. Ekor komet berbeda-beda bentuk dan ukurannya. Semakin dekat komet tersebut dengan matahari, semakin panjanglah ekornya. Ada juga komet yang tidak berekor.

Ciri orbit

Komet bergerak mengelilingi matahari berkali-kali, tetapi peredarannya memakan waktu yang lama. Komet dibedakankan menurut rentangan waktu orbitnya. Rentangan waktu pendek adalah kurang

dari 200 tahun dan rentangan waktu yang panjang adalah lebih dari 200 tahun. Secara umumnya bentuk orbit komet adalah elips.

Macam-macam komet :

1. Komet Halley

Komet Halley, secara resmi diberi nama 1P/Halley, nama umumnya diberikan menurut nama Edmund Halley, adalah suatu komet yang terlihat dari bumi setiap 75-76 tahun. Komet ini merupaka n komet paling terkenal di antara komet-komet periodik lainnya. Walaupun pada setiap abad banyak komet berperiode panjang yang muncul dengan lebih terang dan dahsyat, Halley adalah satu-satunya komet dengan periode pendek yang tampak dengan mata telanjang, dan karenanya merupakan komet yang tampak dengan mata telanjang yang pasti kembali dalam rentang umur manusia. Kemunculannya sepanjang sejarah memiliki pengaruh yang besar terhadap sejarah manusia, walaupun penampakannya tidak dikenali sebagai obyek yang sama sampai abad ke-17. Komet Halley terakhir muncul di tata surya pada tahun 1986, dan akan muncul kembali pada pertengahan 2061.


2. Komet Encke

Komet Encke (secara resmi dinamai 2P/Encke) adalah sebuah komet periodik dengan periode 3,3 tahun, dinamai menurut Johann Franz Encke, yang melalui studi kerasnya pada orbit komet tersebut dan melalui banyak perhitungan dapat menghubungkan pengamatan terdahulu pada 1786 (2P/1786 B1), 1795 (2P/1795 V1), 1805 (2P/1805 U1) dan 1818 (2P/1818 W1) pada satu obyek yang sama. Pada 1819 ia menerbitkan kesimpulannya pada jurnal Correspondance astronomique, dan memprediksi dengan tepat kemunculan sang komet pada 1822 (2P/1822 L1).

Dari penyebutan nama resminnya, dapat diketahui bahwa Encke adalah komet periodik kedua yang ditemukan setelah Komet Halley (yang dikenal juga sebagai 1P/Halley). Tidak seperti biasanya, komet Encke dinamai berdasarkan orang yang berhasil menghitung orbitnya dan bukan yang menemukannya (Pierre Méchain).

binTanG

Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. Terdapat bintang semu dan bintang nyata. Bintang semu adalah bintang yang tidak menghasilkan cahaya sendiri, tetapi memantulkan cahaya yang diterima dari bintang lain. Bintang nyata adalah bintang yang menghasilkan cahaya sendiri. Secara umum sebutan bintang adalah objek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri (bintang nyata).

Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah:

“

Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir.

”

Oleh sebab itu bintang katai putih dan bintang netron yang sudah tidak memancarkan cahaya atau cahaya tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan bumi adalah Matahari pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh Proxima Centauri dalam rasi bintang Centaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya.

Sejarah Pengamatan

Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang digunakan dalam praktek-praktek keagamaan, dalam navigasi, dan bercocok tanam. Kalender Gregorian, yang digunakan hampir di semua bagian dunia, adalah kalender matahari, mendasarkan diri pada posisi Bumi relatif terhadap bintang terdekat, Matahari.

Astronom-astronom awal seperti Tycho Brahe berhasil mengenali ‘bintang-bintang baru’ di langit (kemudian dinamakan novae) menunjukkan bahwa langit tidaklah kekal. Pada 1584 Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang sebenarnya adalah matahari-matahari lain, dan mungkin saja memiliki planet-planet seperti bumi di dalam orbitnya,^[1] ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsuf Yunani kuno seperti Democritus dan Epicurus.^[2] Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah matahari yang jauh mencapai konsensus di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada tata surya, Isaac Newton mengusulkan bahwa bintang-bintang terdistribusi secara merata di seluruh langit, sebuah ide yang berasal dari teolog Richard Bentley.^[3]

Astronom Italia Geminiano Montanari merekam adanya perubahan luminositas pada bintang Algol pada 1667. Edmond Halley menerbitkan pengukuran pertama gerak diri dari sepasang bintang “tetap” dekat, memperlihatkan bahwa mereka berubah posisi dari sejak pengukuran yang dilakukan Ptolemaeus dan Hipparchus. Pengukuran langsung jarak bintang 61 CygniFriedrich Bessel menggunakan teknik paralaks. dilakukan pada 1838 oleh

William Herschel adalah astronom pertama yang mencoba menentukan distribusi bintang di langit. Selama 1780an ia melakukan pencacahan di sekitar 600 daerah langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni pusat galaksi Bima Sakti. Putranya John Herschel mengulangi pekerjaan yang sama di hemisfer langit sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama.^[4] Selain itu William Herschel juga menemukan bahwa beberapa pasangan bintang bukanlah bintang-bintang yang secara kebetulan berada dalam satu arah garis pandang, melainkan mereka memang secara fisik berpasangan membentuk sistem bintang ganda.

Radiasi

Energi yang dihasilkan bintang, sebagai hasil samping dari reaksi fusi nuklir, dipancarkan ke luar angkasa sebagai radiasi elektromagnetik dan radiasi partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang dimanifestasikan sebagai angin bintang (yang berwujud sebagai pancaran tetap partikel-partikel bermuatan listrik seperti proton bebas, partikel alpha dan partikel beta yang berasal dari bagian terluar bintang) dan pancaran tetap neutrino yang berasal dari inti bintang.

Hampir semua informasi yang kita miliki mengenai bintang yang lebih jauh dari matahari diturunkan dari pengamatan radiasi elektromagnetiknya, yang terentang dari panjang gelombang radio hingga sinar gamma. Namun tidak semua rentang panjang gelombang tersebut dapat diterima oleh teleskop landas Bumi. Hanya gelombang radio dan gelombang cahaya yang dapat diteruskan oleh atmosfer Bumi dan menciptakan ‘jendela radio’ dan ‘jendela optik’. Teleskop-teleskop luar angkasa telah diluncurkan untuk mengamati bintang-bintang pada panjang gelombang lain.

Banyaknya radiasi elektromagnetik yang dipancarkan oleh bintang dipengaruhi terutama oleh luas permukaan, suhu dan komposisi kimia dari bagian luar (fotosfer) bintang tersebut. Pada akhirnya kita dapat menduga kondisi di bagian dalam bintang, karena apa yang terjadi di permukaan pastilah sangat dipengaruhi oleh bagian yang lebih dalam.

Dengan menelaah spektrum bintang, astronom dapat menentukan temperatur permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi dari sebuah bintang. Jika jarak bisa ditentukan, misal dengan metode paralaks, maka luminositas bintang dapat diturunkan. Massa, radius, gravitasi permukaan, dan periode rotasi kemudian dapat diperkirakan dari pemodelan. Massa bintang dapat juga diukur secara langsung untuk bintang-bintang yang berada dalam sistem bintang ganda atau melalui metode mikrolensing. Pada akhirnya astronom dapat memperkirakan umur sebuah bintang dari parameter-parameter di atas.

Fluks pancaran

Kuantitas yang pertama kali langsung dapat ditentukan dari pengamatan sebuah bintang adalah fluks pancarannya, yaitu jumlah cahaya atau energi yang diterima permukaan kolektor (mata atau teleskop) per satuan luas per satuan waktu. Biasanya dinyatakan dalam satuan watt per cm² (satuan internasional) atau erg per detik per cm² (satuan cgs).

Luminositas

Di dalam astronomi, luminositas adalah jumlah cahaya atau energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang ke segala arah per satuan waktu. Biasanya satuan luminositas dinyatakan dalam watt (satuan internasional), erg per detik (satuan cgs) atau luminositas matahari. Dengan menganggap bahwa bintang adalah sebuah benda hitam sempurna, maka luminositasnya adalah,

dimana L adalah luminositas, σ adalah tetapan Stefan-Boltzmann, R adalah jari-jari bintang dan T_e adalah temperatur efektif bintang.

Jika jarak bintang dapat diketahui, misalnya dengan menggunakan metode paralaks, luminositas sebuah bintang dapat ditentukan melalui hubungan

dengan E adalah fluks pancaran, L adalah luminositas dan d adalah jarak bintang ke pengamat.

Magnitudo

Secara tradisi kecerahan bintang dinyatakan dalam satuan magnitudo. Kecerahan bintang yang kita amati, baik menggunakan mata bugil maupun teleskop, dinyatakan oleh magnitudo tampak (m) atau magnitudo semu. Secara tradisi magnitudo semu bintang yang dapat dilihat oleh mata bugil dibagi dari 1 hingga 6, di mana satu ialah bintang paling cerah, dan 6 sebagai bintang paling redup. Terdapat juga kecerahan yang diukur secara mutlak, yang menyatakan kecerahan bintang sebenarnya. Kecerahan ini dikenal sebagai magnitudo mutlak (M), dan terentang antara +26.0 sampai -26.5. Magnitudo adalah besaran lain dalam menyatakan fluks pancaran, yang terhubungkan melalui persamaan,

dimana m adalah magnitudo semu dan E adalah fluks pancaran.

Satuan pengukuran

Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalam satuan SI, tetapi satuan cgs kadang-kadang digunakan (misalnya luminositas dinyatakan dalam satuan erg per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi daripada sebuah konvensi. Seringkali pula massa, luminositas dan jari-jari bintang dinyatakan dalam satuan matahari, mengingat Matahari adalah bintang yang paling banyak dipelajari dan diketahui parameter-parameter fisisnya. Untuk Matahari, parameter-parameter berikut diketahui:

massa Matahari:	kg[5]
luminositas Matahari:	watt[5]
radius Matahari:	m[6]

Skala panjang seperti setengah sumbu besar dari sebuah orbit sistem bintang ganda seringkali dinyatakan dalam satuan astronomi (AU = astronomical unit), yaitu jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari.

Klasifikasi

Berdasarkan spektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutan suhu, warna dan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan oleh Observatorium Universitas Harvard dan Annie Jump Cannon pada tahun 1920-an dan dikenal sebagai sistem klasifikasi Harvard. Untuk mengingat urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "Oh Be A Fine Girl Kiss Me". Dengan kualitas spektrogram yang lebih baik memungkinkan penggolongan ke dalam 10 sub-kelas yang diindikasikan oleh sebuah bilangan (0 hingga 9) yang mengikuti huruf. Sudah menjadi kebiasaan untuk menyebut bintang-bintang di awal urutan sebagai bintang tipe awal dan yang di akhir urutan sebagai bintang tipe akhir. Jadi, bintang A0 bertipe lebih awal daripada F5, dan K0 lebih awal daripada K5.

Kelas	Warna	Suhu Permukaan °C	Contoh
O	Biru	> 25,000	Spica
B	Putih-Biru	11.000 - 25.000	Rigel
A	Putih	7.500 - 11.000	Sirius
F	Putih-Kuning	6.000 - 7.500	Procyon A
G	Kuning	5.000 - 6.000	Matahari
K	Jingga	3.500 - 5.000	Arcturus
M	Merah	<3,500	Betelgeuse

Pada tahun 1943, William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan, dan Edith Kellman dari Observatorium Yerkes menambahkan sistem pengklasifikasian berdasarkan kuat cahaya atau luminositas, yang seringkali merujuk pada ukurannya. Pengklasifikasian tersebut dikenal sebagai sistem klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut :

• 0 Maha maha raksasa
• I Maharaksasa
• II Raksasa-raksasa terang
• III Raksasa
• IV Sub-raksasa
• V deret utama (katai)
• VI sub-katai
• VII katai putih

Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem pengklasifikasian di atas. Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang dengan kelas G2V, berwarna kuning, bersuhu dan berukuran sedang.

Diagram Hertzsprung-Russell adalah diagram hubungan antara luminositas dan kelas spektrum (suhu permukaan) bintang. Diagram ini adalah diagram paling penting bagi para astronom dalam usaha mempelajari evolusi bintang.

Penampakan dan Distribusi

Karena jaraknya yang sangat jauh, semua bintang (kecuali Matahari) hanya tampak sebagai titik saja yang berkelap-kelip karena efek turbulensi atmosfer Bumi. Diameter sudut bintang bernilai sangat kecil ketika diamati menggunakan teleskop optik landas bumi, hingga diperlukan teleskop interferometer untuk dapat memperoleh citranya. Bintang dengan ukuran diameter sudut terbesar setelah Matahari adalah R Doradus, dengan 0,057 detik busur.

Sebuah katai putih yang sedang mengorbit Sirius (konsep artis). citra NASA.

Telah lama dikira bahwa kebanyakan bintang berada pada sistem bintang ganda atau sistem multi bintang. Kenyataan ini hanya benar untuk bintang-bintang masif kelas O dan B, dimana 80% populasinya dipercaya berada dalam suatu sistem bintang ganda atau pun multi bintang. Semakin redup bintang, semakin besar kemungkinannya dijumpai sebagai sistem tunggal. Dijumpai hanya 25% populasi katai merah yang berada dalam sebuah sistem bintang ganda atau sistem multi bintang. Karena 85% populasi bintang di galaksi Bimasakti adalah katai merah, maka tampaknya kebanyakan bintang di dalam Bimasakti berada pada sistem bintang tunggal.

Sistem yang lebih besar yang disebut gugus bintang juga dijumpai. Bintang-bintang tidak tersebar secara merata mengisi seluruh ruang alam semesta, tetapi terkelompokkan ke dalam galaksi-galaksi bersama-sama dengan gas antarbintang dan debu. Sebuah galasi tipikal mengandung ratusan miliar bintang, dan terdapat lebih dari 100 miliar galaksi di seluruh alam semesta teramati.^[7]

Astronom memperkirakan terdapat 70 sekstiliun (7×10²²) bintang di seluruh alam semesta yang teramati^[8]. Ini berarti 70 000 000 000 000 000 000 000 bintang, atau 230 miliar kali banyaknya bintang di galaksi Bimasakti yang berjumlah sekitar 300 miliar.

Bintang terdekat dengan Matahari adalah Proxima Centauri, berjarak 39.9 triliun (10¹²) kilometer, atau 4.2 tahun cahaya. Cahaya dari Proxima Centauri memakan waktu 4.2 tahun untuk mencapai Bumi. Jarak ini adalah jarak antar bintang tipikal di dalam sebuah piringan galaksi. Bintang-bintang dapat berada pada jarak yang lebih dekat satu sama lain di daerah sekitar pusat galasi dan di dalam gugus bola, atau pada jarak yang lebih jauh di halo galaksi.

Karena kerapatan yang rendah di dalam sebuah galaksi, tumbukan antar bintang jarang terjadi. Namun di daerah yang sangat padat seperti di inti sebuah gugus bintang atau lingkungan sekitar pusat galaksi, tumbukan dapat sering terjadi^[9] . Tumbukan seperti ini dapat menghasilkan pengembara-pengembara biru yaitu sebuah bintang abnormal hasil penggabungan yang memiliki temperatur permukaan yang lebih tinggi dibandingkan bintang deret utama lainnya di sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama. Istilah pengembara merujuk pada jejak evolusi yang berbeda dengan bintang normal lainnya pada diagram Hertzsprung-Russel.

Evolusi

Struktur, evolusi, dan nasib akhir sebuah bintang sangat dipengaruhi oleh massanya. Selain itu, komposisi kimia juga ikut mengambil peran dalam skala yang lebih kecil.

Terbentuknya bintang

Bintang terbentuk di dalam awan molekul; yaitu sebuah daerah medium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah vacuum chamber yang ada di bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23–28% helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa nukleosintesis Big Bang pada saat awal alam semesta.

Gravitasi mengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali matahari. Ketidakstabilan ini seringkali dipicu oleh gelombang kejut dari supernova atau tumbukan antara dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapai kerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya instabilitas Jeans, awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.

Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan dimana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.

Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai globula Bok. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapai kesetimbangan hidrostatik, sebuah protobintang akan terbentuk di intinya. Bintang pra deret utama ini seringkali dikelilingi oleh piringan protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai bintang deret utama.

Deret Utama

Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk membakar hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada dalam deret utama dan disebut sebagai bintang katai.

Akhir sebuah bintang

Ketika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan disebut bintang raksaksa merah yang dapat mencapai 100 kali ukuran matahari sebelum membentuk bintang kerdil putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang tersebut akan membentuk superraksaksa merah. Superraksaksa merah ini kemudiannya membentuk Nova atau Supernova dan kemudiannya membentuk bintang neutron atau Lubang hitam.

RASI BINTANG

Suatu rasi bintang atau konstelasi adalah sekelompok bintang yang tampak berhubungan membentuk suatu konfigurasi khusus. Dalam ruang tiga dimensi, kebanyakan bintang yang kita amati tidak memiliki hubungan satu dengan lainnya, tetapi dapat terlihat seperti berkelompok pada bola langit malam. Manusia memiliki kemampuan yang sangat tinggi dalam mengenali pola dan sepanjang telah mengelompokkan bintang-bintang yang tampak berdekatan menjadi rasi-rasi bintang. Susunan rasi bintang yang tidak resmi, yaitu yang dikenal luas oleh masyarakat tapi tidak diakui oleh para ahli astronomi atau Himpunan Astronomi Internasional , juga disebut asterisma. Bintang-bintang pada rasi bintang atau asterisma jarang yang mempunyai hubungan astrofisika; mereka hanya kebetulan saja tampak berdekatan di langit yang tampak dari Bumi dan biasanya terpisah sangat jauh.

Pengelompokan bintang-bintang menjadi rasi bintang sebenarnya cukup acak, dan kebudayaan yang berbeda akan memiliki rasi bintang yang berbeda pula, sekalipun beberapa yang sangat mudah dikenali biasanya seringkali ditemukan, misalnya Orion atau Scorpius.

Himpunan Astronomi Internasional telah membagi langit menjadi 88 rasi bintang resmi dengan batas-batas yang jelas, sehingga setiap arah hanya dimiliki oleh satu rasi bintang saja. Pada belahan bumi (hemisfer) utara, kebanyakan rasi bintangnya didasarkan pada tradisi Yunani, yang diwariskan melalui Abad Pertengahan, dan mengandung simbol-simbol Zodiak.

Beragam pola-pola lainnya yang tidak resmi telah ada bersama-sama dengan rasi bintang dan disebut asterisma, seperti Bajak (juga dikenal di Amerika Serikat sebagai Big Dipper) dan Little Dipper.

matAhaRi

Matahari adalah bintang terdekat dengan Bumi dengan jarak rata-rata 149.680.000 kilometerTata Surya. Matahari dikategorikan sebagai bintang kecil jenis G. (93.026.724 mil). Matahari serta kedelapan buah planet (yang sudah diketahui/ditemukan oleh manusia) membentuk

Matahari adalah suatu bola gas yang pijar dan ternyata tidak berbentuk bulat betul. Matahari mempunyai katulistiwa dan kutub karena gerak rotasinya. Garis tengah ekuatorialnya 864.000 mil, sedangkan garis tengah antar kutubnya 43 mil lebih pendek. Matahari merupakan anggota Tata Surya yang paling besar, karena 98% massa Tata Surya terkumpul pada matahari.

Di samping sebagai pusat peredaran, matahari juga merupakan pusat sumber tenaga di lingkungan tata surya. Matahari terdiri dari inti dan tiga lapisan kulit, masing-masing fotosfer, kromosfer dan korona. Untuk terus bersinar, matahari, yang terdiri dari gas panas menukar zat hidrogen dengan zat helium melalui reaksi fusi nuklir pada kadar 600 juta ton, dengan itu kehilangan empat juta ton massa setiap saat.

Matahari dipercayai terbentuk pada 4,6 miliar tahun lalu. Kepadatan massa matahari adalah 1,41 berbanding massa air. Jumlah tenaga matahari yang sampai ke permukaan Bumi yang dikenali sebagai konstan surya menyamai 1.370 watt per meter persegi setiap saat. Matahari sebagai pusat Tata Surya merupakan bintang generasi kedua. Material dari matahari terbentuk dari ledakan bintang generasi pertama seperti yang diyakini oleh ilmuwan, bahwasanya alam semesta ini terbentuk oleh ledakan big bang sekitar 14.000 juta tahun lalu.

Jarak matahari dengan Bumi

Jarak matahari ke bumi adalah 93.000.000 mil. Jarak ini dipakai sebagai satuan astronomi. Satu satuan astronomi (Astronomical Unit = AU) adalah 93 juta mil = 148 juta km. Dibandingkan dengan bumi, diameter matahari kira-kira 112 kali diameter Bumi. Gaya tarik matahari kira-kira 30 kali gaya tarik bumi. Cahaya matahari menempuh masa 8 menit untuk sampai ke Bumi dan cahaya matahari yang terang ini dapat mengakibatkan siapapun yang memandang terus kepada matahari menjadi buta.

Suhu

Menurut perhitungan para ahli, temperatur di permukaan matahari sekitar 6000 derajat Celsius namun ada juga yang menyebutkan suhu permukaan sebesar 5500 derajat Celsius. Jenis batuan atau logam apapun yang ada di Bumi ini akan lebur pada suhu setinggi itu. Temperatur tertinggi terletak di bagian tengahnya yang diperkirakan tidak kurang dari 25 juta derajat Celsius namun disebutkan juga kalau suhu pada intinya 15 juta derajat Celsius. Ada pula yang menyebutkan temperatur di inti matahari kira kira sekitar 13.889.000°C. Menurut JR Meyer, panas matahari berasal dari batu meteor yang berjatuhan dengan kecepatan tinggi pada permukaan matahari. Sedangkan menurut teori kontraksi H Helmholz, panas itu berasal dari menyusutnya bola gas. Ahli lain, Dr Bothe menyatakan bahwa panas tersebut berasal dari reaksi-reaksi n

uklir yang disebut reaksi hidrogen helium sintetis.

Perputaran Matahari

Matahari berputar 25,04 hari bumi setiap putaran dan mempunyai gravitasi 27,9 kali gravitasi Bumi. Terdapat julangan gas teramat panas yang dapat mencapai hingga 100.000 kilometer ke angkasa. Semburan matahari 'sun flare' ini dapat mengganggu gelombang komunikasi seperti radio, TV dan radar di Bumi dan mampu merusak satelit atau stasiun angkasa yang tidak terlindungi. Matahari juga menghasilkan gelombang radio, gelombang ultra-violet, sinar infra-merah, sinar-X, dan angin matahari yang merebak ke seluruh tata surya.
Bumi terlindungi daripada angin matahari oleh medan magnet bumi, sementara lapisan ozon pula melindungi bumi daripada sinar ultraviolet dan sinar infra merah. Terdapat bintik matahari yang muncul dari masa ke masa pada matahari yang disebabkan oleh perbedaan suhu di permukaan matahari. Bintik matahari itu menandakan kawasan yang "kurang panas" berbanding kawasan lain dan mencapai keluasan melebihi ukuran Bumi. Kadang-kala peredaran Bulan mengelilingi bumi menghalangi sinaran matahari yang sampai ke Bumi, oleh itu mengakibatkan terjadinya gerhana matahari.

Manfaat matahari

• Matahari mempunyai fungsi yang sangat penting bagi bumi. Energi pancaran matahari telah membuat bumi tetap hangat bagi kehidupan, membuat udara dan air di bumi bersirkulasi, tumbuhan bisa berfotosintesis, dan banyak hal lainnya.
• Merupakan sumber energi (sinar panas). Energi yang terkandung dalam batu bara dan minyak bumi sebenarnya juga berasal dari matahari.
• Mengontrol stabilitas peredaran bumi yang juga berarti mengontrol terjadinya siang dan malam, tahun serta mengontrol planet lainnya. Tanpa matahari, sulit membayangkan kalau akan ada kehidupan di bumi.
• Dimanfaatkan sebagai energi alternatif. Sel surya dan panel surya dapat menghasilkan energi listrik.

GERHANA MATAHARI

Gerhana matahari terjadi ketika posisi Bulan terletak di antara Bumi dan Matahari sehingga

menutup sebagian atau seluruh cahaya Matahari. Walaupun Bulan lebih kecil, bayangan Bulan mampu melindungi cahaya matahari sepenuhnya karena Bulan yang berjarak rata-rata jarak 384.400 kilometer dari Bumi lebih dekat dibandingkan Matahari yang mempunyai jarak rata-rata 149.680.000 kilometer.

Gerhana matahari dapat dibagi menjadi tiga jenis yaitu: gerhana total, gerhana sebagian, dan gerhana cincin. Sebuah gerhana matahari dikatakan sebagai gerhana total apabila saat puncak gerhana, piringan Matahari ditutup sepenuhnya oleh piringan Bulan. Saat itu, piringan Bulan sama besar atau lebih besar dari piringan Matahari. Ukuran piringan Matahari dan piringan Bulan sendiri berubah-ubah tergantung pada masing-masing jarak Bumi-Bulan dan Bumi-Matahari.

Gerhana sebagian terjadi apabila piringan Bulan (saat puncak gerhana) hanya menutup sebagian dari piringan Matahari. Pada gerhana ini, selalu ada bagian dari piringan Matahari yang tidak tertutup oleh piringan Bulan.

Gerhana cincin terjadi apabila piringan Bulan (saat puncak gerhana) hanya menutup sebagian dari piringan Matahari. Gerhana jenis ini terjadi bila ukuran piringan Bulan lebih kecil dari piringan Matahari. Sehingga ketika piringan Bulan berada di depan piringan Matahari, tidak seluruh piringan Matahari akan tertutup oleh piringan Bulan. Bagian piringan Matahari yang tidak tertutup oleh piringan Bulan, berada di sekeliling piringan Bulan dan terlihat seperti cincin yang bercahaya.

Gerhana matahari tidak dapat berlangsung melebihi 7 menit 40 detik. Ketika gerhana matahari, orang dilarang melihat ke arah Matahari dengan mata telanjang karena hal ini dapat merusakkan mata secara permanen dan mengakibatkan kebutaan.

MENGAMATI GERHANA MATAHARI

Melihat secara langsung ke fotosfer matahari (bagian cincin terang dari matahari) walaupun hanya dalam beberapa detik dapat mengakibatkan kerusakan permanen retina mata karena radiasi tinggi yang tak terlihat yang dipancarkan dari fotosfer. Kerusakan yang ditimbulkan dapat mengakibatkan kebutaan. Mengamati gerhana matahari membutuhkan pelindung mata khusus atau dengan menggunakan metode melihat secara tidak langsung. Kaca mata sunglasses tidak aman digunakan karena tidak menyaring radiasi infra merah yang dapat merusak mata.

buLaN

Bulan adalah satu-satunya satelit alami Bumi, dan merupakan satelit alami terbesar ke-5 di Tata Surya. Bulan tidak mempunyai sumber cahaya sendiri dan cahaya Bulan sebenarnya berasal dari pantulan cahaya Matahari.

Jarak rata-rata Bumi-Bulan dari pusat ke pusat adalah 384.403 km, sekitar 30 kali diameter Bumi. Diameter Bulan adalah 3.474 km,^[1] sedikit lebih kecil dari seperempat diameter Bumi. Ini berarti volume Bulan hanya sekitar 2 persen volume Bumi dan tarikan gravitasi di permukaannya sekitar 17 persen daripada tarikan gravitasi Bumi. Bulan beredar mengelilingi Bumi sekali setiap 27,3 hari (periode orbit), dan variasi periodik dalam sistem Bumi-Bulan-Matahari bertanggungjawab atas terjadinya fase-fase Bulan yang berulang setiap 29,5 hari (periode sinodik).

Massa jenis Bulan (3,4 g/cm³) adalah lebih ringan dibanding massa jenis Bumi (5,5 g/cm³), sedangkan massa Bulan hanya 0,012 massa Bumi.

Bulan yang ditarik oleh gaya gravitasi Bumi tidak jatuh ke Bumi disebabkan oleh gaya sentrifugal yang timbul dari orbit Bulan mengelilingi bumi. Besarnya gaya sentrifugal Bulan adalah sedikit lebih besar dari gaya tarik menarik antara gravitasi Bumi dan Bulan. Hal ini menyebabkan Bulan semakin menjauh dari bumi dengan kecepatan sekitar 3,8cm/tahun.

Bulan berada dalam orbit sinkron dengan Bumi, hal ini menyebabkan hanya satu sisi permukaan Bulan saja yang dapat diamati dari Bumi. Orbit sinkron menyebabkan kala rotasi sama dengan kala revolusinya.

Di bulan tidak terdapat udara ataupun air. Banyak kawah yang terhasil di permukaan bulan disebabkan oleh hantaman komet atau asteroid. Ketiadaan udara dan air di bulan menyebabkan tidak adanya pengikisan yang menyebabkan banyak kawah di bulan yang berusia jutaan tahun dan masih utuh. Di antara kawah terbesar adalah Clavius dengan diameter 230 kilometer dan sedalam 3,6 kilometer. Ketidakadaan udara juga menyebabkan tidak ada bunyi dapat terdengar di Bulan.

Bulan adalah satu-satunya benda langit yang pernah didatangi dan didarati manusia. Obyek buatan pertama yang melintas dekat Bulan adalah wahana antariksa milik Uni Sovyet, Luna 1, obyek buatan pertama yang membentur permukaan Bulan adalah Luna 2, dan foto pertama sisi jauh bulan yang tak pernah terlihat dari Bumi, diambil oleh Luna 3, kesemua misi dilakukan pada 1959. Wahana antariksa pertama yang berhasil melakukan pendaratan adalah Luna 9, dan yang berhasil mengorbit Bulan adalah Luna 10, keduanya dilakukan pada tahun 1966.^[1]Program Apollo milik Amerika Serikat adalah satu-satunya misi berawak hingga kini, yang melakukan enam pendaratan berawak antara 1969 dan 1972.

1. Bulan Purnama

Bulan purnama adalah salah satu fase bulan di mana bulan terletak di belakang bumi ditinjau dari matahari.
Karena satu siklus bulan lamanya 29.5 hari, maka bulan purnama biasanya terjadi di antara hari ke-14 dan 15 dalam kalender lunar.

2. Bulan Sabit

Bulan separuh dan bulan sabit, yakni pada saat posisi Bulan terhadap Bumi membentuk sudut tertentu terhadap garis Bumi - Matahari. Pada saat itu, hanya sebagian permukaan Bulan yang disinari Matahari yang terlihat dari Bumi.

3. Gerhana Bulan

Gerhana bulan terjadi saat sebagian atau keseluruhan penampang bulan tertutup oleh bayangan bumi. Itu terjadi bila bumi berada di antara matahari dan bulan pada satu garis lurus yang sama, sehingga sinar matahari tidak dapat mencapai bulan karena terhalangi oleh bumi.

Dengan penjelasan lain, gerhana bulan muncul bila bulan

sedang beroposisi dengan matahari. Tetapi karena kemiringan bidang orbit bulan terhadap bidang ekliptika, maka tidak setiap oposisi bulan dengan matahari akan mengakibatkan terjadinya gerhana bulan. Perpotongan bidang orbit bulan dengan bidang ekliptika akan memunculkan 2 buah titik potong yang disebut node, yaitu titik di mana bulan memotong bidang ekliptika. Gerhana bulan ini akan terjadi saat bulan beroposisi pada node tersebut. Bulan membutuhkan waktu 29,53 hari untuk bergerak dari satu titik oposisi ke titik oposisi lainnya. Maka seharusnya, jika terjadi gerhana bulan, akan di

ikuti dengan gerhana matahari karena kedua node tersebut terletak pada garis yang menghubungkan antara matahari dengan bumi.

Sebenarnya, pada peristiwa gerhana bulan, seringkali bulan masih dapat terlihat. Ini dikarenakan masih adanya sinar matahari yang dibelokkan ke arah bulan oleh atmosfer bumi. Dan kebanyakan sinar yang dibelokkan ini memiliki spektrum cahaya merah. Itulah sebabnya pada saat gerhana bulan, bulan akan tampak berwarna gelap, bisa berwarna merah tembaga, jingga, ataupun coklat.

Gerhana bulan dapat diamati dengan mata telanjang da

n tidak berbahaya sama sekali.

Jenis-jenis gerhana bulan

• Gerhana bulan total

Pada gerhana ini, bulan akan tepat berada pada daerah umbra.

• Gerhana bulan sebagian

Pada gerhana ini, tidak seluruh bagian bulan terhalangi dari matahari oleh bumi. Sedangkan sebagian permukaan bulan yang lain berada di daerah penumbra. Sehingga masih ada sebagian sinar matahari yang sampai ke permukaan bulan.

• Gerhana bulan penumbra

Pada gerhana ini, seluruh bagian bulan berada di bagian penumbra. Sehingga bulan masih dapat terlihat dengan warna yang suram.

asTeroiD

Asteroid, kadang disebut juga sebagai planet minor atau planetoid, adalah benda berukuran lebih kecil daripada planet, tetapi lebih besar daripada meteoroid, umumnya terdapat di bagian dalam Tata Surya (lebih dalam dari orbit Planet Neptunus). Asteroid berbeda dengan komet dari penampakan visualnya. Komet menampakkan koma sementara asteroid tidak.
Sudah sebanyak ratusan ribu asteroid di dalam tatasurya kita diketemukan, dan kini penemuan baru itu rata-rata sebanyak 5000 buah per bulannya. Pada 27 Agustus, 2006, dari total 339.376 planet kecil yang terdaftar, 136.563 di antaranya memiliki orbit yang cukup dikenal sehingga bisa diberi nomor resmi yang permanen. Di antara planet-planet tersebut, 13.350^[1] memiliki nama resmi (trivia: kira-kira 650 di antara nama ini memerlukan tanda pengenal). Nomor terbawah tetapi berupa planet kecil tak bernama yaitu (3360) 1981 VA; planet kecil yang dinamai dengan nomor teratas (kecuali planet katai 136199 Eris serta 134340 Pluto) yaitu 129342 Ependes ^[2].
Kini diperkirakan bahwa asteroid yang berdiameter lebih dari 1 km dalam sistem tatasurya tatasurya berjumlah total antara 1.1 hingga 1.9 juta^[3]. Astéroid terluas dapam sistem tatasurya sebelah dalam yaitu 1 Ceres, dengan diameter 900-1000 km. Dua asteroid sabuk sistem tatasurya sebelah dalam yaitu 2 Pallas dan 4 Vesta; keduanya memiliki diameter ~500 km. Vesta merupakan asteroid sabuk paling utama yang kadang-kadnag terlihat oleh mata telanjang (pada beberapa kejadian yang cukup jarang, asteroid yang dekat dengan bumi dapat terlihat tanpa bantuan teknis; lihat 99942 Apophis).
Massa seluruh asteroid Sabuk Utama diperkirakan sekitar 3.0-3.6×10²¹ kg^[4][5], atau kurang lebih 4% dari massa bulan. Dari kesemuanya ini, 1 Ceres bermassa 0.95×10²¹ kg, 32% dari totalnya. Kemudian asteroid terpadat, 4 Vesta (9%), 2 Pallas (7%), dan 10 Hygiea (3%), menjadikan perkiraan ini menjadi 51%; tiga seterusnya, 511 Davida (1.2%), 704 Interamnia3 Juno (0.9%), hanya menambah 3% dari massa totalna. Jumlah asteroid berikutnya bertambah secara eksponensial walaupun massa masing-masing turun. Dikatakan bahwa asteroid ida juga memiliki sebuah satelit yang bernama Dactyl. (1.0%).

Asteroid Kuno Mengungkap Sejarah Tata Surya

Pada mulanya, Tata Surya hanya berupa sebentuk piringan berisi awan debu dan gas panas, yakni Nebula Matahari. Saat gas di tepi nebula mulai mendingin, material awal mulai berkondensasi menjadi partikel padat yang kaya elemen kalsium dan alumunium. Dan ketika gas kemudian mendingin, material lainnya pun mulai berkondensasi. Partikel padat dari berbagai tipe kemudian mulai menyatu membentuk batuan komet, asteroid, dan juga planet.

Tapi, apa yang sesungguhnya terjadi di masa lalu, saat Tata Surya terbentuk? Saat itu belum ada saksi hidup yang bisa menyaksikan peristiwa bersejarah tersebut. Namun, bukan berarti pembentukan Tata Surya tidak memiliki saksi sama sekali. Ada banyak saksi yang kemudian bercerita dengan caranya sendiri. Batu-batuan yang jatuh ke Bumi ternyata menyimpan segudang cerita dan informasi dari masa lalu. Satu per satu misteri pun terkuak. Pengamatan dan misi yang dikirimkan membawa pulang cerita masa lalu Tata Surya.

Kali ini, satu cerita kembali terkuak dengan ditemukannya 3 buah asteroid yang sekaligus merupakan 3 objek tertua yang ada di dalam Tata Surya. Bukti tersebut didapatkan dari data pengamatan pada cahaya tampak dan inframerah dengan teleskop di Mauna Kea, Hawaii. Ketiga asteroid kuno tersebut tidak mengalami perubahan berarti semenjak terbentuk sekitar 4.55 miliar tahun lalu, dan mereka pun jauh lebih tua daripada meteorit tertua yang pernah ditemukan di Bumi. Hasil identifikasi terhadap ketiga asteroid ini menunjukkan bahwa ketiganya belum pernah ditemukan sebelumnya, dengan skala waktu pembentukan pada periode awal pembentukan Tata Surya. Karena itu, akan sangat menarik untuk menempatkan ketiga asteroid ini untuk menjadi kandidat misi ruang angkasa di masa depan. Diharapkan, misi tersebut akan dapat mengumpulkan dan membawa pulang contoh dari asteroid tersebut ke Bumi untuk diteliti. Dengan demikian, kita akan dapat memahami lebih jauh proses pembentukan Tata Surya pada beberapa juta tahun pertama.

Bagi para astronom, setidaknya sebagian asteroid tertua yang ada di Tata Surya harus kaya akan kalsium dan alumunium. Namun, sampai saat ini, asteroid dengan kandungan seperti itu belum ditemukan. Meteorit yang ditemukan di Bumi memang mengandung sejumlah kecil materi yang terkondensasi di awal pembentukan. Pada meteorit yang ditemukan, materi kuno berwarna putih terang yang dikenal sebagai calcium, alumunium- rich inclusions (CAIs), dengan diameter sebesar 1 cm. CAIs juga digunakan untuk menentukan umur Tata Surya.

Meteorit Allende.

Jatuhnya meteorit Allende tahun 1969 menandai revolusi dalam studi Tata Surya dini. Saat itulah, untuk pertama kalinya, para ilmuwan bisa mengenali materi CAIs yang berwarna putih tersebut. Materi yang ditemukan dalam meteorit tersebut sesuai dengan berbagai parameter yang diperkirakan ada pada saat Tata Surya dini berkondensasi.

Sangat menakjubkan, karena ternyata butuh waktu 39 tahun hingga manusia bisa mengumpulkan spektrum objek CAIs. dan ternyata spektrum yang didapat justru membawa kita pada asteroid yang menjadi saksi sejarah pembentukan Tata Surya pada tahap paling awal.

Tim peneliti yang terdiri dari Jessica Sunshine dari Universitas Marryland; Tim McCoy, kurator dari The National Meteorite Collection di Smithsonian’s National Museum of Natural History; Harold Connolly, Jr dari City University, New York; Bobby Bus dari Institute for Astronomy, University of Hawaii; Hilo dan Lauren La Croix dari Smithsonian Institutio, menggunakan instrumen SpeX pada NASA Infrared Telescope Facility di Hawaii untuk mengamati permukaan asteroid sebagai bukti keberadaan sedikit batuan bertemperatur tinggi yang ada pada awal Tata Surya. Secara umum, tim ini mencari jejak spektrum yang mengindikasikan keberadaan CAIs. Namun, karena setiap mineral yang berbeda memiliki warna pantulan yang berbeda, maka spektrum atau warna yang dipantulkan dari permukaan akan dapat mengungkap informasi komposisi pembentuknya untuk dianalisis lebih lanjut.

Perbandingan yang dilakukan antara asteroid yang ditemukan dengan koleksi meteorit dari Smithsonian’s National Museum of Natural History menunjukan kekayaan CAIs pada asteroid yang ditemukan ternyata 2 hingga 3 kali lebih banyak daripada materi di meteorit yang sudah ditemukan. Dengan demikian, bisa disimpulkan jika ternyata asteroid kuno masih ada yang selamat hingga saat ini. Dan kita tahu di mana mereka berada sekarang.