ASTROFISIKA
-
Upload
eben-blegur -
Category
Education
-
view
840 -
download
10
description
Transcript of ASTROFISIKA
A S T R O F I S I K A Eben
KATA PENGANTAR
Puji syukur penulis panjatkan kehadirat Tuhan yang Maha Esa, karenaatas kemurahanNya-lah sehingga penyusunan buku ini dapat terselesaikan.
Penyusunan buku ini didasarkan atas tugas mata kuliah Astrofisika.Buku ini diharapkan dapat menjadi media dalam memperlancar prosesperkuliahan Astrofisika agar mahasiswa dapat mengetahui seperti apa jagatraya kita.
Penulis menyadari buku ini masih kurang dari sempurna. Sehinggakritik dan saran dari teman-teman sangat dibutuhkan.
Besar harapan penulis, semoga buku ini dapat bermanfaat adanya.
Kupang, Mei 2013
Penulis
A S T R O F I S I K A i
DAFTAR ISI
Kata PengantarDaftar Isi ..................................................................................................................... iDaftar Tabel................................................................................................................vDaftar Gambar .........................................................................................................viiBAB ITHE SUN AND IT’S FAMILY (MATAHARI DAN ANGGOTA TATA SURYA ............1
A. Matahari ......................................................................................................21. Lapisan Fotosfer................................................................................32. Atmosfer Tata Surya.........................................................................53. Angin Surya ......................................................................................94. Aktifitas Matahari ......................................................................... 105. Interior Surya ................................................................................ 116. Apa Waktu perjalanan Langsung ................................................ 157. Medan Magnet Matahari ............................................................. 168. Peningkatan Luminositas Matahari............................................. 17
B. Pengenalan Singkat dan Tata surya ....................................................... 171. Planet-Planet Teresterial dan Asteroid ....................................... 192. Planet Raksasa (Jovian Planet) .................................................... 243. Pluto dan Alamnya........................................................................ 304. Definisi Suatu Planet..................................................................... 325. Bahan Kimia Unsur-Unsur di dalam Sistem Matahari .............. 33
BAB IIUNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA .................................................................. 34
2.1 Unsur-Unsur Kimia dalam Tata Surya ................................................. 352.2 Orbit Tata Surya ..................................................................................... 37
1. Hukum Kepler tentang Gerak Planet............................................ 372. Unsur-Unsur Orbital ..................................................................... 453. Asterois dan Hukum Titius-Bode .................................................. 474. Teori Orbital ................................................................................... 485. Kesalahan Orbital........................................................................... 536. Resonansi Orbital ........................................................................... 577. Orbit Merkuruis ............................................................................. 59
BAB IIIPLANETARY ROTATION AND THE VIEW FROM THE EART................................ 62
3.1 Rotasi Planet ............................................................................................ 633.1.1 Presesi dari Rotasi Axis............................................................. 77
3.2 Pemandangan dari Bumi terhadap Benda-Benda Angkasa ................ 783.2.1 Planet lain yang tampak dari Bumi......................................... 78
A. Pengamatan Merkurius ...................................................... 81B. Pengamatan Venus .............................................................. 84C. Pengamatan Mars................................................................ 86
A S T R O F I S I K A ii
3.2.2 Pengertian dan Macam-Macam Gerhana Matahari ............. 90A. Gerhana Matahari............................................................... 90B. Gerhana Bulan..................................................................... 95
BAB IVASTEROID................................................................................................................. 97
Asteroid .......................................................................................................... 984.1 Orbit Asteroid pada Sabuk Asteroid.................................................... 1004.2 Orbit Asteroid di Luar Sabuk Asteroid................................................ 103
1. Asteroid Dekat Bumi .................................................................... 1032. Asteroid Trojan ............................................................................. 1053. Centaurus...................................................................................... 107
4.3 Ukuran Asteroid.................................................................................... 1084.4 Bentuk Asteroid dan Ciri Permukaan ................................................. 1124.5 Massa Asteroid, Massa Jenis, dan Keseluruhan Komposisi............... 1154.6 Kelas Asteroid dan Komposisi Permukaan ......................................... 1194.7 Kelas Asteroid di Sabuk Asteroid dan Diferensiasi Asteroid ............. 121
BAB VKOMET.................................................................................................................... 125
5.1 Komet..................................................................................................... 1261. Asteroid ......................................................................................... 1262. Komet ............................................................................................ 1263. Meteor ........................................................................................... 127
5.2 Komet-Komet dan Sumbernya............................................................. 1285.2.1 Orbit Komet............................................................................. 129
1. Komet Periode Panjang ..................................................... 1302. Komet Periode Singkat ...................................................... 1313. Koma, Awan Hidrogen, dan Ekor Komet......................... 134
5.2.2 Inti Komet................................................................................ 1385.2.3 Kematian Komet...................................................................... 1445.2.4 Sumber Komet......................................................................... 1475.2.5 Awan Oort............................................................................... 147
a. Pengertian Awan Oort....................................................... 147b. Asal Usul Awan Oort ......................................................... 148c. Kemungkinan Struktur Awan Oort.................................. 148
5.2.6 Sabuk E-K ................................................................................ 150
BAB VIMETEORIT............................................................................................................... 157
6.1 Meteorit ................................................................................................. 1586.1.1 Meteor, Meteorid dan Micrometeorites ............................... 1586.1.2 Struktur dan Komposisi Meteorit .......................................... 164
1. Iron Meteorites (Meteorit Besi) ........................................ 1652. Stony Meteorites (Meteorit Batuan)................................. 1663. Stony-Iron Meteorites(Meteorit Batuan-Besi) ................ 167
A S T R O F I S I K A iii
BAB VIIINTERIOR PLANET.................................................................................................. 185
Interior Planet dan Satelit: Pemodelan Untuk tiap-tiap Planet ............... 1867.1 Planet-Planet Teresterial............................................................ 187
a. Bumi.................................................................................... 193b. Venus .................................................................................. 199c. Merkurius........................................................................... 202d. Mars.................................................................................... 204
BAB VIIISATELIT PLANET, PLUTO dan EKO’s .................................................................... 209
8.1 Satelit Planet, Pluto dan EKO’s............................................................. 2108.2 Bulan...................................................................................................... 210
8.2.1 Asal-Usul Bulan ...................................................................... 2178.2.2 Permukaan Bulan ................................................................... 2198.2.3 Fase Bulan................................................................................ 2228.2.4 Ciri Fisik................................................................................... 2248.2.5 Misi ke Bulan .......................................................................... 2278.2.6 Komposisi Bulan ..................................................................... 229
8.3 Wilayah Bebatuan-ES: Titan, Triton, Pluto dan EKO’s ...................... 230a. Titan............................................................................................... 231b. Triton ............................................................................................. 237c. Pluto ............................................................................................... 242d. EKO’s ............................................................................................. 247
8.4 Satelit Galilea Jupiter ............................................................................ 2498.4.1 Penemuan dan Penamaan Satelit Galilean ........................... 2498.4.2 Galilean Moons atau Bulan Galileo ...................................... 2518.4.3 IO ............................................................................................. 253
1. Europa ................................................................................ 2562. Ganymede dan Callisto ..................................................... 2603. kelompok Satelit Galilean ................................................. 263
8.5 Satelit Kecil ............................................................................................ 264
BAB IXPLANET-PLANET RAKSASA ................................................................................... 267
9.1 Planet-Planet Raksasa........................................................................... 2689.2 Jupiter dan Saturnus............................................................................. 271
9.2.1 Jupiter ...................................................................................... 2719.2.2 Saturnus................................................................................... 275
9.3 Uranus dan Neptunus .......................................................................... 278
A S T R O F I S I K A iv
BAB XMAGNETOSFER ...................................................................................................... 282
A. Medan Magnet Bumi............................................................................. 28310.1 Asal muasal Magnet Bumi............................................................ 28310.2 Perubahan Medan Magnet Bumi................................................. 28410.3 Intensitas Medan Magnet Bumi................................................... 28510.4 Magnetosfer Ideal ......................................................................... 28510.5 Magnetospheres Nyata ............................................................... 289
B. Sabuk Van Allen..................................................................................... 294C. Aurora..................................................................................................... 297
A S T R O F I S I K A v
DAFTAR TABEL
BAB I
THE SUN AND IT’S FAMILY (Matahari dan Anggota Tata Surya)............. 1
Tabel 1.1 Gambaran Umum Matahari ........................................................ 3
BAB II
UNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA ......................................................38
Tabel 1. Kelimpahan Relatif dari 15 Unsur yang paling
melimpah dari Unsur-Unsur Kimia dalam
Tata Surya ..................................................................................... 39
Tabel 2. Konstanta Penting.......................................................................... 48
BAB III
PLANETARY ROTATION AND THE VIEW FROM THE EART.................... 65
BAB IV
ASTEROID..................................................................................................... 98
BAB V
KOMET........................................................................................................ 127
BAB VI
METEORIT................................................................................................... 163
Tabel 1Enam Hujan Meteor Terkuat........................................................ 192
BAB VII
INTERIOR PLANET...................................................................................... 195
Tabel 115 Unsur yang paling melimpah................................................. 199
Tabel 2 menunjukan suhu, kepadatan (kerapatan) dan
tekanan pada tiap kedalaman dibumi ........................................ 201
Tabel 3 menunjukan nilai bagian pusat dari semua
planet terestrial dan bulan .......................................................... 202
A S T R O F I S I K A vi
BAB VIII
SATELIT PLANET, PLUTO dan EKO’s ........................................................ 217
Tabel 1 Planet dan Komposisinya ............................................................. 218
Tabel 2 Komposisi Material Penyusun Bulan .......................................... 234
Tabel 3 Tekanan Pada Inti Pluto dan Satelit Planet Raksasa................... 255
BAB IX
PLANET-PLANET RAKSASA ....................................................................... 275
Tabel 1 Model Temperatur, Kepadatan dan Tekanan
dari Planet-Planet Raksasa........................................................... 279
BAB X
MAGNETOSFER .......................................................................................... 290
Tabel 1 Gambar Mengenai Planet dan Satelit ......................................... 301
A S T R O F I S I K A vii
DAFTAR GAMBAR
BAB I
THE SUN AND IT’S FAMILY (Matahari dan Anggota Tata Surya)......... 1
Gambar 1.1 Radiasi Matahari................................................................... 5
Gambar 1.2 Menunjukkan Bagaimana suhu dan Kepadatan
dalam Atmosfer Tata Surya Berubah-ubah dengan
Ketinggian berdasarkan Fotosfer ......................................... 6
Gambar 1.3 Model Khas Matahari........................................................... 13
Gambar 1.4 Ukuran Planet ....................................................................... 19
Gambar 1.5 Orbit Planet-Planet............................................................... 20
Gambar 1.6 Orbit Satelit-Satelit yang terdapat di Planet Jupiter .......... 28
BAB II
UNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA .................................................... 38
Gambar 2.1Orbit dari Planet-Planet akan saling tegak
lurus terhadap Garis orbit Bumi.......................................... 41
Gambar 2.2 Bentuk Orbit Komet 21P Giacobini-Zinner ...................... 42
Gambar 2.3 Orbit Pluto............................................................................. 42
Gambar 2.4 Hukum Kepler 2,
Kecepatan Planet di sekitar Matahari................................. 44
Gambar 2.5 Tiga Elemen Ω ............................................................... 49
Gambar 2.6 Sumbu Semimayor dari Planet berdasarkan
urutan Planet-Planet dari Matahari .................................... 51
Gambar 2.7 Benda A dalam Orbitnya Mengelilingi Matahari .............. 53
Gambar 2.8 Sebuah Planet Mengelilingi Matahari dalam
Orbitnya (a) Bergerak Relatif terhadap Pusat Massa
(b) Gerak Planer Relatif terhadap Matahari ........................ 57
A S T R O F I S I K A viii
Gambar 2.9 Penyebab dari Kesimetrian bola sebuah
Planet (a) Rotasi dan (b) Gaya Pasang Surut
dari Matahari ........................................................................ 59
Gambar 2.10 mean motion resonance (mmr) antara
jupiter dan asteroid.............................................................. 61
Gambar 2.11 Resonansi Sekuler Antara Sumbu Semimayor
yang tak lebih besar ............................................................. 62
Gambar 2.12 Perihelium dari Orbit Merkurius ..................................... 63
BAB III
PLANETARY ROTATION AND THE VIEW FROM THE EART.................. 65
Gambar 3.1 Sumbu Rotasi yang membagi permukaan
Bumi di Kutub Utara dan Selatan ......................................... 66
Gambar 3.2 Sumbu tidak sejajar dengan Matahari
sehingga arah orbit menjadi bervariasi ...............................
Gambar 3.3 Gerak Bumi mengelilingi Orbitnya
antara posisi 1, 2, dan 3 telah dibesarkan
untuk kejelasan ....................................................................... 67
Gambar 3.4 Perbedaan Kemiringan Aksial ............................................. 69
Gambar 3.5 Pandangan Tepi Orbit Bumi ................................................ 70
Gambar 3.6 Gerak Presesi Sumbu Rotasi................................................. 79
Gambar 3.7 Planet yang Orbitnya di luar Bumi ..................................... 81
Gambar 3.8 Konfigurasi Planet ................................................................ 82
Gambar 3.9 Fase-Fase Venus .................................................................... 87
Gambar 3.10 Gerhana Matahari.............................................................. 90
Gambar 3.11 Gerhana Matahari Total .................................................... 93
Gambar 3.12 Gerhana Matahari sebagian.............................................. 93
A S T R O F I S I K A ix
Gambar 3.13 Gerhana Cincin .................................................................. 94
Gambar 3.14 Fase Gerhana Bulan ........................................................... 95
Gambar 3.15 Gerhana Bulan.................................................................... 96
BAB IV
KOMET........................................................................................................ 127
Gambar 4.1 Distribusi Sumbu Semimayor dari Orbit
Asteroid pada Bula Oktober 2006....................................... 101
Gambar 4.2 mmr dari sebuah Asteroid dengan Jupiter......................... 101
Gambar 4.3 Lima Titik Lagrangian yang berhubungan
dengan Jupiter dan Asteroid Trojan ..................................... 107
Gambar 4.4 (a) sebuah asteroid dalam oposisi
(b) Permukaan datar Lambertian dengan daerah
proyeksi asteroid yang sama .............................................. 111
Gambar 4.5 Jumlah Asteroid dengan rata-rata jari-jari
per km interval radius .......................................................... 111
Gambar 4.6 Permukaan Asteroid ............................................................. 115
Gambar 4.7 Reflektansi Spektra dan Albedo geometris dari
14 Tholen Kelas Asteroid...................................................... 121
Gambar 4.8 Distribusi di Sabuk Asteroid ................................................ 124
BAB V
KOMET........................................................................................................ 127
Gambar 5.1 Pertumbuhan dan Penyusutan ekor terhadap
jarak Heliosentris ................................................................. 131
Gambar 5.2 (a) Orbit dari komet dengan periode panjang
(b) Orbit dari Komet dengan periode pendek ..................... 134
Gambar 5.3 (a) Inti Nukleus 1P/Halley (b) Inti Nukleus
A S T R O F I S I K A x
15P/Borrelly.......................................................................... 144
Gambar 5.4 Bagian dlam awan Oort dan Sabuk E-K............................. 152
BAB VI
METEORIT................................................................................................... 163
Gambar 6.1 Proporsi meteorit .................................................................. 173
Gambar 6.2 Rasio Isotop ........................................................................... 180
Gambar 6.3 Sebuah Asteroid Diferensiasi Sebagian, yangmenunjukkan Wilayah Asal dari BerbagaiJenis Meteorit................................................................................... 187Gambar 6.4 cara Komet Menimbulkan Hujan Meteor............................. 192BAB VII
INTERIOR PLANET...................................................................................... 195
Gambar 7.1 Model Interior Keadaan dalam dari Planet-Planet
Terrestrial............................................................................... 197
Gambar 7.2 Perbandingan Volume Lapisa.............................................. 197
Gambar 7.3 Kecepatan Gelombang P dan S terhadap
kedalaman Bumi ................................................................... 204
Gambar 7.4 Konveksi dalam Astenosfer Bumi dan
Lapisan Litosfer..................................................................... 206
Gambar 7.5 Inti Besi dengan Radius antara 1300-1800 km ................ 215
BAB VIII
SATELIT PLANET, PLUTO dan EKO’s ........................................................ 217
Gambar 8.1 Model Susunan Dalam Bulan.............................................. 219
Gambar 8.2 Gempa yang diakibatkan oleh kecepatan
Gelombang P dan S .............................................................. 221
A S T R O F I S I K A xi
Gambar 8.3 Peningkatan Kecil yang Cukup Menyolok pada
Kecepatan Sekitar 40 km...................................................... 222
Gambar 8.4 Bulan...................................................................................... 223
Gambar 8.5 Fase-Fase Bulan..................................................................... 232
Gambar 8.6 Awan Sirus dan Metana di Titan......................................... 241
Gambar 8.7 Struktur Titan ....................................................................... 242
Gambar 8.8 Awan Titan yang Terang...................................................... 242
Gambar 8.9 Titan....................................................................................... 244
Gambar 8.10 Tumpukan es yang berupa Gunung di Titan................... 245
Gambar 8.11 Mantel (Atenosfer) dari Pluto ........................................... 246
Gambar 8.12 Permukaan Triton .............................................................. 247
Gambar 8.13 Triton................................................................................... 248
Gambar 8.14 Pluto..................................................................................... 253
Gambar 8.15 Orbit Pluto .......................................................................... 254
Gambar 8.16 Orbit Satelit Galilea............................................................ 257
Gambar 8.17 Satelit Galilean Jupiter ....................................................... 258
Gambar 8.18 Bagian Dalam IO................................................................ 262
Gambar 8.19 Rotasi Synkronus ................................................................ 264
Gambar 8.20 Permukaan Europa............................................................. 267
Gambar 8.21Satelit Phobos dan Deimos.................................................. 273
BAB IX
PLANET-PLANET RAKSASA ....................................................................... 275
Gambar 9.1 Model Komposisi Bagian dalam Jupiter, Saturnus,
Uranus, Neptunus ................................................................. 276
Gambar 9.2 Contoh representatif keseluruhan planet-planet
raksasa................................................................................... 276
A S T R O F I S I K A xii
Gambar 9.3 Bagian-Bagian Jupiter .......................................................... 280
Gambar 9.4 Diagram fasemolekul hidrogen, dengan kondisi
Jovian diwakili oleh penyelidikan pengukuran
Galileo ................................................................................... 281
Gambar 9.5 Saturunus .............................................................................. 284
Gambar 9.6 Uranus dan Neptunus .......................................................... 286
BAB X
MAGNETOSFER .......................................................................................... 290
Gambar 10.1 Magnetosfer Ideal Dengan Garis-Garis Medan Magnet ............... 295
Gambar 10.2 Magnetosfer Bumi.............................................................. 298
Gambar 10.3 Gambaran Magnetosfer Bumi........................................... 298
Gambar 10.4 Momen Dipol Pada Kelima Badan Planet ........................ 299
Gambar 10.5 Gambaran Mengenai Sabuk Van Allen ............................ 304
Gambaran 10.6 Aurora Australis dan Aurora ........................................ 310
A S T R O F I S I K A 1
BAB ITHE SUN AND IT’S FAMILY
( MATAHARI DAN ANGGOTATATA SURYA)
A S T R O F I S I K A 2
A. Matahari
Matahari adalah bintang induk Tata Surya dan merupakan komponen
utama sistem Tata Surya ini. Bintang ini berukuran 332.830 massa bumi.
Massa yang besar ini menyebabkan kepadatan inti yang cukup besar untuk
bisa mendukung kesinambungan fusi nuklir dan menyemburkan sejumlah
energi yang dahsyat. Kebanyakan energi ini dipancarkan ke luar angkasa
dalam bentuk radiasi eletromagnetik, termasuk spektrum optik. Matahari
termasuk cukup besar dan cemerlang. Bintang diklasifikasikan dengan
diagram Hertzsprung-Russell, yaitu sebuah grafik yang menggambarkan
hubungan nilai luminositas sebuah bintang terhadap suhu permukaannya.
Secara umum, bintang yang lebih panas akan lebih cemerlang. Bintang-
bintang yang mengikuti pola ini dikatakan terletak pada deret utama, dan
Matahari letaknya persis di tengah deret ini. Akan tetapi, bintang-bintang
yang lebih cemerlang dan lebih panas dari Matahari adalah langka,
sedangkan bintang-bintang yang lebih redup dan dingin adalah umum.
Dipercayai bahwa posisi Matahari pada deret utama secara umum merupakan
"puncak hidup" dari sebuah bintang, karena belum habisnya hidrogen yang
tersimpan untuk fusi nuklir. Saat ini Matahari tumbuh semakin cemerlang.
Pada awal kehidupannya, tingkat kecemerlangannya adalah sekitar 70 persen
dari kecermelangan sekarang.
Berikut merupakan tabel gambaran umum matahari kita.
Parameter fisik Besar
Umur 4,5 miliar tahun
Massa 1,99 x 1030 Kg
Jari-jari 696.000 Km
Kerapatan rata-rata 1,4 gr/cm3
Jarak rata-rata dari bumi 150 juta Km
Periode rotasi di ekuator 26 hari
Percepatan gravitasi di permukaan 274 m/det2
Temperatur di permukaan 60000C
A S T R O F I S I K A 3
1. Lapisan Fotosfer
Fotosfer adalah bagian matahari yang paling mudah kelihatan dari
bumi. Bagian ini memiliki temperatur sekitar 6.0000C, dan di dominasi
oleh unsur-unsur hidrogen dan helium ( 75 % hidrogen, 23% Helium dan
sisanya unsur-unsur lain). Pengamatan para ahli mendapatkan bahwa di
fotosfer terdapat paling sedikit 67 unsur kimia. Hal ini agak mirip dengan
' permukaan ' dari sebuah bagian awan, bahwa cahaya yang mencapai kita
melewati fotosfer berasal dari kedalaman, meskipun kisaran mencakup
hanya sekitar seperseribu dari jari-jari matahari, sehingga kita tidak
melihat jauh ke Matahari. Penting untuk menyadari bahwa awan
menyebarkan cahaya dari sumber lain dan fotosfer memancarkan cahaya.
Hal ini juga memancarkan radiasi elektromagnetik pada panjang
gelombang lain, seperti spektrum matahari. Total daya yang terpancar
adalah daerah di bawah spektrum matahari, dan 3,85 × 1026 watt (W) .
Ini adalah luminositas matahari. Fotosfer adalah gas lemah, dengan
kepadatan order 10-3 kgm-3, sekitar 1000 kali lebih kecil dari udara di
permukaan bumi .
Spektrum matahari memungkinkan kita untuk memperkirakan suhu
rata-rata photospheric ini dilakukan dengan membandingkan spektrum
dengan yang dari sumber termal ideal, kadang-kadang disebut tubuh
hitam. Sifat dari sumber tersebut tidak perlu menjadi perhatian kita. Hal
yang penting adalah bahwa spektrum secara unik ditentukan oleh suhu.
Sebaliknya, jika kita bisa mencocokan sumber spektrum termal yang ideal
cukup baik dengan spektrum bagian lainnya, maka kita dapat
memperkirakan suhu bagian lain.
Pada panjang gelombang yang lebih panjang. Selain itu, daya yang
dipancarkan oleh sumber ini adalah jauh lebih sedikit. Kekuatan
ditampilkan sesuai dengan asumsi bahwa sumber 4000K memiliki area
yang sama dengan sumber di 5770 K, dan dengan demikian membawa
keluar titik bahwa suhu sumber panas yang ideal tidak hanya menentukan
A S T R O F I S I K A 4
rentang panjang gelombang emisi, tapi kekuatan juga. Perhatikan bahwa
5770K adalah suhu perwakilan dari fotosfer matahari, suhu setempat
bervariasi dari satu tempat ke tempat lain. Pada resolusi panjang
gelombang lebih halus dari pada Gambar 1.1 spektrum matahari
menampilkan berbagai dips sempit, disebut garis penyerapan spektrum.
Ini adalah hasil dari penyerapan upwelling radiasi matahari oleh berbagai
atom dan ion, terutama di fotosfer, dan karena garis memberikan
informasi tentang komposisi kimia. Informasi lebih lanjut tentang
komposisi Matahari disediakan oleh badan-badan berbatu kecil yang
terus-menerus jatuh ke bumi. Mereka biasanya 1-100 cm, dan
merupakan meteorit ( Bagian 3.3 ). Pada 5770K fraksi yang signifikan
dari atom beberapa unsur yang terionisasi, dan jadi yang terbaik adalah
untuk menentukan komposisi di fotosfer dalam hal inti atom, bukan atom
netral. Pada fotosfer, hidrogen dan helium mendominasi, dengan hidrogen
yang paling melimpah semua elemen kimia lainnya hanya sekitar 0,2 %
dari inti . Di luar fusi inti Matahari sekitar 91 % dari inti adalah hidrogen
dan sekitar 9 % adalah helium. Bagian 1 menunjukkan bahwa fitur yang
paling jelas dari fotosfer adalah bintik-bintik gelap. Ini disebut gerhana
matahari. Mereka berbagai ukuran dari kurang dari 300 km di sekitar
100 000 km, dan hidup mereka berkisar dari kurang dari satu jam sampai
6 bulan atau lebih. Mereka memiliki suhu pusat dari biasanya 4200 K,
itulah sebabnya mereka terlihat lebih gelap daripada fotosfer sekitarnya.
Jumlah mereka bervariasi, mendefinisikan siklus gerhana matahari.
Waktu antara maxima berturut-turut berkisar dari sekitar 8 tahun sampai
sekitar 15 tahun dengan nilai rata-rata 11,1 tahun. Dari satu siklus ke
yang berikutnya medan magnet Matahari berbalik. Oleh karena itu, siklus
magnetik adalah sekitar 22 tahun.
A S T R O F I S I K A 5
2. Atmosfer Tata Surya
Lapisan paling luar dari matahari yang berbentuk gas dan terletak di
atas fotosfer disebut atmosfer tata surya. Karena kepadatannya sangat
rendah, sebagian besar panjang gelombang memancarkan cahaya kurang
kuat dari garis bawah fotosfer, dan atmosfer tampak tidak normal. Selama
gerhana matahari total, bulan hanya mengaburkan fotosfer dan cahaya
lemah dari atmosfer menjadi tampak. Dalam lapisan ke 2 atmosfer hanya
di atas, fotosfer tidak tampak, sedangkan di lapisan ke 3 waktu
pencahayaan pendek tertekan di dalam atmosfer. Atmosfer dapat diamati
menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet,
mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri
dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona,
dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari,
membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang
membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah
transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari.
Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa
gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.
A S T R O F I S I K A 5
2. Atmosfer Tata Surya
Lapisan paling luar dari matahari yang berbentuk gas dan terletak di
atas fotosfer disebut atmosfer tata surya. Karena kepadatannya sangat
rendah, sebagian besar panjang gelombang memancarkan cahaya kurang
kuat dari garis bawah fotosfer, dan atmosfer tampak tidak normal. Selama
gerhana matahari total, bulan hanya mengaburkan fotosfer dan cahaya
lemah dari atmosfer menjadi tampak. Dalam lapisan ke 2 atmosfer hanya
di atas, fotosfer tidak tampak, sedangkan di lapisan ke 3 waktu
pencahayaan pendek tertekan di dalam atmosfer. Atmosfer dapat diamati
menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet,
mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri
dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona,
dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari,
membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang
membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah
transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari.
Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa
gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.
A S T R O F I S I K A 5
2. Atmosfer Tata Surya
Lapisan paling luar dari matahari yang berbentuk gas dan terletak di
atas fotosfer disebut atmosfer tata surya. Karena kepadatannya sangat
rendah, sebagian besar panjang gelombang memancarkan cahaya kurang
kuat dari garis bawah fotosfer, dan atmosfer tampak tidak normal. Selama
gerhana matahari total, bulan hanya mengaburkan fotosfer dan cahaya
lemah dari atmosfer menjadi tampak. Dalam lapisan ke 2 atmosfer hanya
di atas, fotosfer tidak tampak, sedangkan di lapisan ke 3 waktu
pencahayaan pendek tertekan di dalam atmosfer. Atmosfer dapat diamati
menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet,
mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri
dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona,
dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari,
membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang
membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah
transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari.
Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa
gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.
A S T R O F I S I K A 6
Gambar 1.2 menunjukkan bagaimana suhu dan kepadatan dalam
atmosfer tata surya berubah-ubah dengan ketinggian di atas
berdasarkan fotosfer.
Atmosfer terdiri atas 2 lapisan sebagai berikut:
a) Kromosfer
Kromosfer merupakan lapisan tipis pada atmosfer matahari.
Kromosfer terletak tepat di atas fotosfer dengan kedalaman sekitar
2.000 kilometer. Suhu kromosfer sekitar 4.500 Kelvin. Makin ke atas
suhu kromosfer makin tinggi. Kromosfer memiliki banyak kesamaan
komposisi seperti fotosfer, hidrogen yang mendominasi. Kepadatan dan
ketinggian mengalami penurunan dengan cepat, tetapi suhu mengalami
kenaikan.
Nama kromosfer berasal dari fakta bahwa kromosfer memiliki
warna kemerahan. Warna merah yang diberikan kromosfer namanya “
lingkaran warna” adalah hasil pemancaran atom hidrogen pada 656,3
nm cahaya. Panjang gelombang ini di sebut Hα. Warna dari kromosfer
biasanya tidak terlihat karena tertutup cahaya yang begitu terang yang
dihasilkan fotosfer.
Pada kromosfer sering terjadi surge atau lontaran Matahari. Ini
adalah laju cahaya dari area yang kecil dari matahari di lapisan atas
A S T R O F I S I K A 7
kromosfer atau bagian bawah korona, biasanya dalam daerah matahari
dimana terdapat bintik pada matahari. Kenaikan cahaya terjadi dalam
beberapa menit, diikuti penurunan untuk beberapa jam, dan pelepasan
energi terlalu banyak menyebar dalam jarak panjang gelombang yang
besar. Nyala api pada ketinggian tertentu adalah gabungan ledakan ion
gas yang keluar dari matahari.
Medan magnet adalah bagian penting dari proses nyala api, dan
nampak kemungkinan radiasi elektromagnetik dari kecepatan tertutup
elektron, untuk pergantian kecepatan cahaya dalam konfigurasi medan
magnet. Berdasarkan pengamatan, lontaran materi ini terjadi sesudah
ledakan Matahari dalam skala kecil. Kecepatanya mencapai 100 km/s
selama beberapa menit.Sewaktu ada gerhana matahari lapisan ini
nampak sebagai gelang yang kemerah-merahan di sekeliling matahari
(yang tampak gelap karena tertutup oleh bulan) dan meluas
jutaankilometer dari padanya. Penyelidikan tentang spektrum
kromosfer ini memberi keterangan adanya zat cair, Helium dan
Calcium di dalamnya. Ke dalam lapisan ini (bahkan sering jauh
melintasi) kadang-kadang tampak kepulan-kepulan gas yang menyala-
nyala, kadang-kadang tingginya sampai ribuan kilometer, memancar-
mancar dari matahari seperti lidah api sampai memasuki lapisan gas,
yang terletak lebih di atasnya (Korona). Warnanya merah dan
bentuknya tidak tetap, dan disebut Protubarans atau Prominences.
Kepulan-kepulan gas ini terjadi karena peletusan-peletusan yang terjadi
di permukaan matahari. Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis
(sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20.000 K di atas
kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1.000.000 K.
Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah
transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-
besaran. Wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah
ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer seperti
spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur yang konstan
A S T R O F I S I K A 8
Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat
diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif
terhadap spektrum ultraviolet ekstrem.
b.) Korona
Korona adalah
kepanjangan atmosfer
terluar Matahari yang
volumenya lebih besar
daripada Matahari itu
sendiri. Korona terus
menyebar ke angkasa dan
menjadi angin matahari yang mengisi seluruh Tata Surya. Korona juga
merupakan lapisan gas yang sangat tipis. Gas tersebut sering tampak
seperti mahkota putih cemerlang yang mengelilingi matahari. Oleh
karena itu, lapisan gas tersebut disebut korona, artinya mahkota. Karena
merupakan lapisan gas tipis, bentuk korona selalu berubah-ubah.
Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan
partikel sekitar 1015–1016 m−3. Suhu rata-rata korona dan angin
matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K; akan tetapi, suhu di titik
terpanasnya mencapai 8.000.000–20.000.000 K Meski belum ada teori
lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui
berasal dari rekoneksi magnetik.
Korona itu meluas selama beberapa jari-jari surya, dan di dalamnya
kepadatan terus menurun, dengan ketinggian 3-4x10 K, kadang-
kadang suhu meningkat. Konduksi, konveksi dan radiasi dari fotosfer
tidak mempengaruhi suhu.
Mekanisme ini tidak akan mentrasfer energi bersih dari tubuh pada
suhu rendah(fotosfer) untuk tubuh pada suhu yang lebih tinggi
(korona). Mekanisme pemanasan utama tampaknya menjadi medan
A S T R O F I S I K A 9
magnet, menjadi seluruh korona, dan menyebabkan arus listrik lokal
yang kemudian memanaskan korona. Gelombang yang melibatkan
medan magnet (gelombang magneto hidrodinamik) berperan dalam
daerah tertentu. Korona sangat bervariasi.pada saat-saat jumlah bintik
matahari maksimum ireguler, dengan pita panjang dalam daerah yang
diinginkan tidak ada.
Meski berada di lapisan terluar, namun temperaturnya mencapai 2
juta Kelvin. Penyebanya diperkirakan oleh shock wave angin matahari
yang menabrak materi-materi di korona hingga menimbukan panas.
Teleskop yang digunakan untuk mengamati korona disebut koronagraf.
3. Angin surya
Angin surya adalah suatu aliran partikel bermuatan (yakni plasma)
yang menyebar ke segala arah dari atmosfer terluar matahari yang
dikenal dengan korona yang merampas Matahari sekitar satu bagian
dalam 2_5 × 10-14 massanya per tahun. Karena keadaan yang sangat
terionisasi korona, dan yang terutama komposisi hidrogen, angin
sebagian besar terdiri dari proton dan elektron. Suhu korona yang
begitu tinggi sehingga jika gravitasi Matahari adalah satu-satunya
kekuatan itu tidak akan mampu mengandung korona, dan angin akan
meniup ke segala arah. Tapi medan magnet yang kuat dalam tindakan
corona pada partikel bermuatan bergerak dengan cara yang
mengurangi tingkat perpindahan.
Escape preferensial di arah mana efek membatasi paling tidak kuat,
dan jenis penting dari lokasi semacam ini disebut lubang koronal. Ini
adalah daerah kepadatan sangat rendah dan suhu, di mana garis-garis
medan magnet matahari mencapai besar jarak ke ruang antarplanet.
Partikel bermuatan perjalanan di jalur heliks sekitar magnetik garis-
garis medan, sehingga garis luar diarahkan memfasilitasi melarikan
diri. Partikel melarikan diri merupakan Angin matahari adalah sumber
utama dari gas yang sangat lemah yang meliputi ruang antar
A S T R O F I S I K A 10
planet.Angin matahari tersusun oleh komponen utama elektron
berenergi tinggi dan proton. Korona, lapis terluar di atmosfer Matahari,
mencapai suhu yang sangat tinggi, lebih dari dua juta Fahrenheit (atau
1,1 juta Celcius). Akibat suhu tinggi pada korona, terciptalah energi
termal yang tinggi.
Pada level ini, gravitasi Matahari tidak bisa menahan kecepatan
partikel berpindah (kinetik partikel). Partikel-partikel dapat terlepas
dari gravitasi. Kecepatan angin matahari bahkan semakin tinggi ketika
berada di atas lubang korona, bisa mencapai 800 kilometer per detik,
dengan temperatur 800.000 derajat Celcius.
Pada bagian sabuk koronal disekitar khatulistiwa, kecepatan
perjalanan angin surya melambat. Sekitar 300 kilometer perdetik.
Sementara itu temperaturnya sampai 1,6 juta derajat celcius. Angin
matahari adalah faktor penyebab berbagai fenomena yang terlihat di
bumi. Termasuk aurora, badai geomagnetik (dalam kasus parah dapat
merusak jaringann listrik dan membahayakan astronot). Serta ekor
plasma komet.
4. Aktivitas Matahari
Aktivitas matahari adalah istilah kolektif untuk venomena
matahari yang bervariasi dengan periode sekitar 11 tahun. Selain
berperan sebagai sumber energi, matahari juga merupakan sumber
gangguan terhadap regularitas karakteristik atmosfer bumi dan media
antar planet. Bervariasinya aktivitas matahari, atmosfer bumi dan media
antar planet ini menunjukkan adanya tanggapan terhadap datangnya
energi dan momentum sebagai suatu gangguan yang akan
mengakibatkan perubahan pada komposisi, kondisi fisik, dan
dinamikanya. Perubahan aktivitas matahari dalam skala waktu pendek
yang diakibatkan oleh adanya aktivitas matahari secara transien (flare),
ditandai dengan peningkatan radiasielektromagnet, partikel energi
tinggi, dan lontaran lontaran massa korona (Coronal Mass
A S T R O F I S I K A 11
Ejection/CME) yang signifikan. Oleh karena itu, diperlukan adanya
informasi tentang aktivitas matahari ini secara terus menerus guna
mengantisipasi kemungkinan akan terjadinya gangguan pada atmosfer
bumi baik dalam skala waktu pendek maupun panjang.
Tonjolan (filame) dan flare merupakan aspek lebih lanjut dari
aktivitas matahari, kedua venomena yang lebih umum di sunspot
maksimum. Luminositas matahari juga bervariasi dengan siklus sunspot
dan rata adalah sekitar 0,15% lebih tinggi dari sunspot maksimum dari
pada minimum sunspot. Hal ini mungki tampak penasaran, dengan
bintik matahari yang lebih dingin dan karena itu kurang bercahaya dari
sisa fotosfer. Namun, ketika ada lebih besar dari fotosfertertutup
terhadap cahaya terang 7ang disebut facula. Semua berbagai aktivitas
matahari yang berkaitan dengan bidang magnet matahari yang pada
akhirnya berasal jauh dibawah sinar matahari.
5. Interior Surya
Untuk menyelidiki interior surya, kita harus benar-benar
menggali melalui pusat matahari, lalu mengamati dan mengukur hal-
hal yang berkaitan dengan matahari. Aksi pendekatan ini sepenuhnya
tidak praktis. Oleh karena itu pendekatan yang digunakan untuk
semua interior tidak dapat diakses. Sebuah model dibangun dan
bervariasi sampai cocok dengan sifat utama yang kita dapat amati atau
peroleh dengan pengamatan terpercaya. Biasanya, berbagai model
dapat dibuat sesuai, sehingga model unik jarang. Adapun gambaran
yang menjelaskan semua secara rinci dalam bab 4 dalam kaitannya
dengan interior planet. Disini, kita akan menyajikan hasil sebuah model
interior surya.
A S T R O F I S I K A 12
Gambar 1.3 menunjukkan model khas matahari seperti yang sudah kitaketahui.
Hidrogen dan helium mendominasi seluruh seperti yang diamati
dalam fotosfer. Perhatikan peningkatan besar tekanan dengan
kedalaman untuk 1016 pascal (Pa) pada tekanan atmosfer matahari
pusat-sekitar 1011 kali dipermukaan laut dibumi.
Kepadatan pusat kurang ekstrim hanya sekitar 14 kali lipat dari
timbal balik padat seperti yang terjadi dibumi, meskipun suhu
dimatahari begitu tinggi dimana atom berada dalam kedalaman
tertentu, atom disimpan sepenuhnya lalu terionisasi oleh tabrakan atom
energi. Atom yang terionisasi itu disebut plasma. Suhu sentral dalam
matahari sekitar 1,4 x 107 K, cukup tinggi bahwa reaksi nuklir dapat
mempertahankan suhu ini dan luminositas matahari, dan dapat
melakukannya untuk 4600 juta tahun (Ma). Sejak matahari terbentuk
(usia berdasarkan berbagai data yang akan diuraikan dalam bab 3,
terutama data dari radio metrical tanggal meteoritik). Sumber energi
internal yang berlebihan ini juga menopang gradien tekanan yang
mencegah matahari dari kontraktor. Meskipun reaksi nuklir
mempertahankan suhu pusat saat ini pasti ada beberapa cara lain
dimana suhu tersebut pada awalnya dicapai agar memicu reaksi nuklir.
A S T R O F I S I K A 13
Ini harus telah melalui energi gravitasi dilepaskan ketika matahari
dikontrak dari beberapa negara yang lebih terbesar.
Dengan energi yang dipancarkan dari luar daerah, itu akan
menjadi lebih panas ditengah dari pada dipermukaan. Laju reaksi nuklir
meningkat dengan begitu pesat dengan meningkatkan suhu bahwa
ketika wilayah sentral matahari mudah menjadi cukup panas untuk laju
reaksi nuklir menjadi signifikan, ada batas yang cukup tajam antara
pusat inti dimana laju reaksi yang tinggi dan sisa matahari pada tingkat
reaksi yang diabaikan. Hal ini tetap terjadi sejak pusat ini meluas.
Sekitar 0,3 dari jari-jari matahari ( Gambar 1.3 ). sebagian kecil
dari volume matahari (0,3 )3,yang hanya 2,7 % . Namun, kepadatan
meningkat begitu pesat dengan kedalaman bahwa sebagian yang jauh
lebih besar dari massa matahari terkandung dalam inti pusat.
Matahari awalnya memiliki komposisi seragam, banyak model
memberikan proporsi pada penutupan massa menjadi 70,9 % hidrogen,
helium 27,5%, dan 1,6 % untuk total semua elemen lain. Dalam
campuran seperti itu, pada suhu inti bahwa Matahari telah sejak
kelahirannya, hanya ada satu kelompok reaksi nuklir yang signifikan -
rantai pp . Nama itu muncul karena urutan reaksi dimulai dengan
interaksi dari dua proton ( simbol p ) untuk membentuk inti yang lebih
berat ( deuterium ), proton menjadi inti isotop yang paling berlimpah
hidrogen ( 1H ) . Ketika inti yang lebih berat hasil dari bergabungnya
dua inti ringan , ini disebut fusi nuklir . Rincian rantai pp tidak akan
menjadi perhatian kita , tetapi efek bersih mereka adalah konversi dari
empat proton ke dalam inti isotop yang paling melimpah dari helium (4He ) , yang terdiri dari dua proton dan dua neutron.
Terjadinya fusi hidrogen di inti Matahari menandai dimulainya
masa urutan utama. Sebuah bintang deret utama adalah salah satu
ditopang oleh inti fusi hidrogen, dan berakhir ketika hidrogen inti yang
telah habis. Tahap deret utama menempati sebagian dari sebuah
bintang seumur hidup aktif. Dalam kasus Matahari itu akan lain 6000
A S T R O F I S I K A 14
Ma atau lebih sampai itu berakhir, dengan konsekuensi yang digariskan
dalam Bagian.
Berbagai partikel subatomik lainnya yang terlibat dalam siklus pp,
penting pusat adalah sinar gamma yang dihasilkan - radiasi
elektromagnetik dengan panjang gelombang yang sangat pendek . Ini
membawa hampir semua energi yang dibebaskan oleh reaksi rantai pp.
Sinar gamma tidak menjadi sangat jauh sebelum mereka berinteraksi
dengan plasma elektron dan inti yang merupakan inti matahari. Untuk
memahami interaksi , perlu untuk mengingat bahwa meskipun radiasi
elektromagnetik dapat dianggap sebagai sebuah gelombang, juga dapat
dianggap sebagai aliran partikel yang disebut foton . Gambar
gelombang berguna untuk memahami bagaimana radiasi mendapatkan
dari satu tempat ke tempat lain, gambar foton berguna untuk
memahami interaksi radiasi dengan materi . Energi e foton berkaitan
dengan f frekuensi gelombang melalui
e=hf (1.1)
di mana h adalah konstanta Planck. Frekuensi gelombang
berhubungan dengan panjang gelombang melalui= (1.2.)
di mana c adalah kecepatan gelombang .Untuk radiasi elektromagnetik
dalam ruang c adalah kecepatan cahaya , 300 × 105 km s- 1 . Tabel 1.6
daftar nilai c , h, dan konstanta fisik lainnya yang relevan dengan buku
ini. ( Untuk kemudahan referensi, Bab 1 tabel terletak diakhir bab ini).
Rata-rata , setelah hanya satu sentimeter atau lebih , sinar gamma
dalam inti baik memantul elektron atau inti , dalam proses yang disebut
hamburan , atau diserap dan dipancarkan kembali . Ini
mempertahankan tingkat gerakan acak dari plasma : dengan kata lain ,
ia mempertahankan suhu tinggi . Foton sinar gamma tidak semua
energi yang sama . Mereka memiliki spektrum berbentuk seperti itu
dari sumber termal ideal pada suhu plasma lokal .
A S T R O F I S I K A 15
Hal ini berlaku di seluruh Matahari , sehingga foton bergerak keluar
spektrum gerakan mereka untuk panjang gelombang yang lebih
panjang , sesuai dengan suhu yang lebih rendah , sampai di fotosfer
spektrum adalah bahwa yang ditunjukkan pada Gambar 1.1 ( Bagian
1.1.1 ) . Jumlah foton lebih besar dari dalam inti , tetapi energi rata-rata
jauh lebih rendah . Dari saat sinar gamma yang dipancarkan dalam inti
untuk saat keturunannya muncul dari fotosfer, waktu beberapa juta
tahun akan berlalu .
6. Apa waktu perjalanan langsung ?
Waktu tempuh langsung dengan kecepatan c cahaya di radius
matahari dari 6,96 × 105 km adalah 6,96 × 105 km/3.00 × 105 km s- 1 ,
yaitu 2,23 detik ! tansportasi energi oleh radiasi tidak mengejutkan ,
yang disebut transfer radiasi . Hal ini terjadi di seluruh Matahari.
Mekanisme lain yang penting di matahari adalah konveksi, fenomena
akrab dalam panci hangat cairan , di mana energi diangkut oleh arus
cairan. Bila perhitungan dilakukan untuk matahari, maka hasilnya
adalah seperti pada Gambar 1.3. Konveksi hanya terbatas pada bagian
luar 29 % atau lebih dari radius surya, di mana suplemen transfer
radiasi sebagai sarana menyampaikan energi ke arah luar. Bagian atas
dari sel-sel konvektif terlihat di fotosfer sebagai pola transien disebut
butiran. sekitar 1500 km di seluruh, dan ada selama 5-10 menit. Ada
juga supergranules, sekitar 10 km di 000 dan memperluassedalamnya.
Karena konveksi tidak mencakup inti di mana reaksi nuklir yang terjadi
, inti tidak sedang diisi ulang , dan sehingga menjadi lebih dan habis
dalam hidrogen dan helium Sejalan diperkaya . Inti itu sendiri tidak
dicampur , dan sebagainya dengan suhu meningkat dengan kedalaman,
tingkat reaksi nuklir meningkat dengan kedalaman , dan karena begitu
pengayaan.
A S T R O F I S I K A 16
7. Medan Magnet Matahari
Sumber dari setiap medan magnet arus listrik. Jika bagian berisi
cairan penghantar listrik, maka gerakan fluida dapat menjadi
terorganisir dengan cara yang merupakan sirkulasi bersih arus listrik ,
dan hasil medan magnet. Ini hanya apa yang kita miliki di pedalaman
surya - plasma surya sangat diperlukan , dan arus konveksi
mempertahankan gerakannya. Detail studi menunjukkan bahwa
sumber bidang surya terkonsentrasi ke arah dasar zona konvektif .
Rotasi diferensial Matahari contorts lapangan dengan cara yang pergi
beberapa cara untuk menjelaskan fenomena magnet bintik matahari
dan lainnya.
Magnetosfer adalah lapisan medan magnet yang menyelubungi
benda angkasa. Planet – planet yang yang juga diselubungi oleh
magnetosfer adalah bumi, merkurius, jupiter, saturnus, uranus dan
nepturnus. Istilah magnetosfer juga digunakan untuk mengambarkan
daerah dimana medn magnet dari benda langit mendominasi, misalnya
magnetosfer pulsar. Magnetosfer yang terjadi dibumi disebabkan oleh
inti bumi yang tidak stabil molekul didalam inti bumi( yang umumnya
berwujud ion ) selalu bergerak dengan sangat cepat karena suhu dan
pengaruh medan gravitasi , menimbulkan arus listrik yang
menciptakan medan magnet raksasa yang disebut MAGNETOSFER
Fungsi magnetosfer :
1. Sebagai penangkal petir bagi bumi, yang berarti lapisan ini
mengakal radiasi berbahaya yang berasal dari matahari (
misalnya partikel alpha, beta atau angin surya dan
semburan massa korona )
2. Untuk mengambarkan daerah dimana medan magnet dari
benda langit mendominasi ( misalnya magnetosfer pulsar )
A S T R O F I S I K A 17
8. Peningkatan Luminositas Matahari
Luminositas matahari adalah : satuan lominositas atau tenaga
radian (tenag yang dikeluarkan dalam bentuk foton) yang digunakan
astronom untuk menghitung luminositas bintang.
Model evolusi dari Matahari menunjukkan bahwa luminositas
matahari hanya sekitar 70 % dari nilainya sekarang 4600 Ma lalu ,
bahwa mereka telah secara bertahap meningkat sejak, dan akan terus
meningkat di masa depan . Peningkatan ini penting untuk atmosfer
planet dan permukaan.
B. Pengenalan Singkat Matahari dan Tata Surya
Dalam tata surya kita menemukan bentuk dengan berbagai ukuran,
seperti Gambar 1.4 menunjukkan bahwa matahari mempunyai ukuran
terbesar. Selanjutnya empat planet raksasa yaitu Yupiter, Saturnus, Uranus,
dan Neptunus. Kemudian sekelompok planet ukuran menengah yaitu
Bumi, Venus, Mars, dan Merkurius. Keempat planet ini merupakan planet
terestrial, karena ukuran dan komposisinya sama, serta letaknya yang
berdekatan di ruang angkasa. Kelompok berukuran menengah ini
memiliki diameter yang lebih rendah dari planet Pluto, planet kesembilan.
Setidaknya ukurannya jauh melampaui Pluto dan sedikit lebih besar dari
Pluto – Eris dan lainnya. Tujuh satelit planet yang lebih besar dari Pluto.
Dari namanya satelit planet merupakan sahabat planet, terikat dalam orbit
di sekitarnya dan dengan massa yang lebih kecil. Ukurannya yang kecil
berarti mengikat bahwa satelit diklasifikasikan sebagai planet tubuh,
bukan sebagai planet.
A S T R O F I S I K A 18
GAMBAR 1.4
Ada banyak bagian yang lebih kecil dari Pluto seperti satelit yang tersisa,
salah satu dari Uranus satelit Titania adalah yang terbesar, segerombolan
asteroid, yang Ceres ('seri') mudah yang terbesar, sejumlah besar komet,
atau badan yang menjadi komet, dan berbagai berkesinambungan tubuh
lebih kecil, sampai ke partikel kecil debu.
Tabel 1.1-1.3 menampilkan radius, dan beberapa properti lainnya,
badan Tata Surya dan orbitnya. Tabel 1.1 mencakup sembilan planet dan
Ceres. Tabel 1.2 mencakup satelit planet, mtahari dan komponennya
termasuk banyak satelit Jupiter dan Saturnus kurang 5 km berarti radius,
ditambah beberapa lainnya Uranus dan Neptunus. Tabel 1.3 mencakup 15
asteroid terbesar.
Gambar 1.5 menunjukkan orbit planet-planet
A S T R O F I S I K A 19
Orbit ini melingkar, dan kurang lebih berada pada bidang yang
sama. Bidang orbit bumi disebut bidang ekliptika. Planet bergerak di
sekitar orbitnya pada tingkat yang berbeda, tetapi dalam arah yang sama,
berlawanan arah jarum jam seperti dilihat dari atas bumi Kutub Utara -
ini disebut arah prograde. Asteroid terkonsentrasi di ruang antara Mars
dan Jupiter, di sabuk asteroid. Jarak di Gambar 1.5 lebih besar
dibandingkan dengan radius surya dari 6_96 × 105 km. Sebuah unit
nyaman jarak di Tata Surya adalah jarak rata-rata Bumi dari Matahari,
1_50 × 108 km, yang diberi nama khusus, unit astronomi (AU). Di
samping itu, Gambar 1.4 dan 1.5 menyediakan peta domain planet di tata
surya.Gambar 1.5 Orbit planet-planet akan muncul dari sudut pandang
yang jauh tegak lurus terhadap bidang orbit bumi
Pengantar singkat keluarga matahari
1. Planet-Planet Terestrial Dan Asteroid
Planet- planet yang terestrial/planet kebumian, yaitu planet yang ukuran
dan komposisi penyusunnya (batuan) mirip dengan Bumi. Planet ini terdiri
dari bahan berbatu dengan inti logam dan paling kaya akan zat besi
dibagian pusat. Permukaan planet terestrial terdiri dari batuan keras dan
terdapat kawah, lembah, dan gunung api, terdapat sedikit jumlah atom
Hidrogen dan helium. Kecilnya massa planet kebumian menyebabkan gaya
tarik gravitasi lemah. Selain itu, letaknya yang relatif dekat dengan
matahari menyebabkan jumlah atom helium dan hidrogen bergerak dengan
kecepatan tinggi. Kombinasi antara gaya gravitasi yang lemah dan
kecepatan gerak atom yang tinggi menyebabkan unsur atom ringan
termasuk hidrogen dan helium lepas diatas planet kebumian.
Planet terestrial atau sering disebut planet kebumian, planet minor atau
planet dengan ukuran menengah ini terdiri atas Bumi, Venus, Mars, dan
Merkurius. Keempat planet ini merupakan planet terestrial, karena ukuran
dan komposisinya sama, serta letaknya yang berdekatan di ruang angkasa.
A S T R O F I S I K A 20
Komposisi utama dari planet ini adalah mineral dengan titik leleh sangat
tinggi, seperti silikat yang membentuk kerak dan selubung, dan logam
seperti besi dan nikel yang membentuk intinya. Tiga dari empat planet
terestrial ( Venus, Bumi, Mars) memiliki atmosfer, semuanya memiliki
kawah meteor dan sifat-sifat permukaan tektonis seperti gunung berapi dan
lembah pecahan. Planet yang letaknya diantara Matahari dan bumi
(Merkurius dan Venus) disebut juga planet inferior. Kelompok planet
berukuran terestrial ini memiliki diameter yang lebih rendah dari planet
Pluto, atau planet kesembilan tata surya. Setidaknya ukurannya jauh
melampaui Pluto dan sedikit lebih besar dari Pluto. Pluto tidak termasuk ke
dalam kelompok planet ini, oleh karena itu para ahli astronomi telah
mengusulkan pluto dikelompokkan sebagai planet kerdil (asteroid). Planet
kerdil adalah benda angkasa bukan satelit yang mengelilingi matahari,
mempunyai massa yang cukup bisa untuk membentuk bulatan diri tetapi
belum dapat membersihkan daerah disekitarnya.
Merkurius (0,4 SA dari matahari) adalah planet terdekat dari matahari
serta juga terkecil (0.055 dari massa bumi). Merkurius tidak memiliki
satelit alami dan permukaan merkurius yang sangat kasar dan berkawah
dengan efek akumulasi yang merupakan dampak dari luar angkasa,
menunjukkan sedikit resurfacing geologi sejak planet ini dibentuk. Ciri
geologis disamping kawah meteorid yang diketahui adalah lobed ridges
atau rupes, kemungkinan terjadi karena pengerutan pada periode awal
sejarahnya. Karena jaraknya yang sangat dekat dengan matahari, maka
peredaran merkurius mengelilingi matahari lebih cepat dari pada planet
yang lain. Merkurius mengelilingi matahari satu putaran selama 88 hari
bumi dan masa rotasi 58,6 hari bumi. Merkurius juga tidak memiliki
atmosfer. Pada siang hari suhunya sangat tinggi, yaitu 430oC, sedangkan
pada malam hari suhunya sangat rendah, yaitu -180oC. Atmosfer
merkurius yang hampir bisa diabaikan terdiri atas atom-atom yang terlepas
dari permukaannya karena semburan angin surya. Besarnya inti besi dan
tipisnya kerak Merkurius masih belum bisa diterangkan
A S T R O F I S I K A 21
Venus adalah planet terestrial kedua yang jaraknya paling dekat dengan
matahari setelah Merkurius, planet ini memiliki radius 6.052 km, diameter
12.104 km venus juga merupakan planet kembaran dengan bumi dalam
ukuran (0.815 massa bumi) dan massa, sama seperti bumi, planet ini
memiliki selimut berupa kulit silikat yang tebal dan berinti besi, dan sama
seperti bumi dengan fitur vulkanik yang umum atmosfernya juga tebal dan
memilki aktivitas geologi, tetapi yang membedakannya dengan bumi yaitu
di venus tidak terdapat air dan lebih kering dari bumi serta atmosfernya
sembilan kali lebih padat dari bumi. Venus tidak memiliki satelit. Planet ini
diselubungi oleh awan tebal yang sangat rata dengan suhu permukaan
rata-rata mencapai 740 K, hal ini disebabkan karena letak venus yang
sangat dekat dengan matahari, dan kemungkinan besar disebabkan jumlah
gas kaca yang terkandung di dalam atmosfer. Seluruh atmosfernya terdiri
atas 97% karbon dioksida (CO2) yang sangat besar serta sekitar 3%
nitrogen, dan uap air; sehingga hampir tidak mungkin terdapat kehidupan.
Sejauh ini aktivitas geologis Venus belum dideteksi, tetapi karena planet ini
tidak memilki medan magnet yang bisa mencegah habisnya atmosfer,
diduga sumbesr atmosfer Venus berasal dari gunung berapi.
Di bandingkan planet Venus, planet Bumi lebih jauh dari matahari dan
memiliki atmosfer udara sekitar 100 kali lebih besar, terutama nitrogen(N2)
dan oksigen (O2). Hidrofsernya yang cair adalah khas di antara planet-
planet kebumian dan juga merupakan satu-satunya planet yang diamati
memiliki lempeng tektonik. Atmosfer bumi sangat berbeda ddibandingkan
planet-planet lainnya, karena dipengaruhi oleh keberadaan makhluk hidup
yang menghasilkan 21% oksigen. Permukaan planet Bumi terdiri atas
daratan dan lautan dan merupakan satu-satunya planet yang dapat dihuni
oleh berbagai jenis makhluk hidup. Dengan demikian cukup dingin untuk
bagian daerah yang sebagian besar terdiri dari lautan, tetapi dingin tidak
sampai menyebabkan daerah tersebut beku. Tidak seperti merkurius dan
venus, bumi memiliki satelit yaitu bulan. Pada gambar 1.4 menunjukan
bahwa besar bumi, melebihi besar dari pluto. Hal ini menunjukan bahwa
A S T R O F I S I K A 22
tanpa udara yang cukup banyak dapat mengakibatkan banyak permukaan
kawah yang sangat keras dan besar. Bumi memiliki satu buah satelit yaitu
bulan, satu-satunya satelit besar dari planet kebumian di dalam Tata Surya.
Bumi selalu diikuti Bulan sebagai satelit bumi selama mengelilingi
matahari.
Bulan berotasi dan juga melakukan revolusi mengelilingi Bumi selama 27 3
1 hari sampai 29 3 1 hari. Peredaran Bulan mengelilingi Bumi dan
sekaligus juga mengelilingi matahari. Bumi mempunyai lapisan udara
(atmosfer) dan medan magnet yang disebut (magnetosfer) yang melindung
permukaan Bumi dari angin surya, sinar ultraviolet dan radiasi dari luar
angkasa. Lapisan udara ini menyelimuti Bumi hingga ketinggian sekitar
700 kilometer. Lapisan udara ini dibagi menjadi Troposfer, Stratosfer,
Mesosfer, Termosfer dan Eksosfe.
Keluar dari bumi, kita masuk ke Mars (1,5 SA dari matahari), yang
merupakan planet dengan ukuran lebih kecil dari bumi dan Venus (0,107
massa bumi), tetapi lebih besar dari merkurius, Mars merupakan planet
yang sebagian besar tampak seperti padang pasir merah dan terdapat awan
kuning diatasnya. Warna merahnya berasal dari warna karat tanahnya
yang kaya besi. Sepertiga bagian dari permukaan planet ini terdiri atas
daerah-daerah suram yang disebut lautan meskipun tidak berair, keunikan
dari planet ini adalah daerah dari planet ini dapat berubah warna dan
ukuran menurut musim di Mars, ini ditandai dengan terdapatnya polar
icecaps, yaitu tudung es kutub yang luasnya tidak selalu tetap. Planet Mars
berjarak ±227.940.000 km dari matahari dan berdiameter ±6.790 ,
Mars hanya mempunyai sedikit air. Permukaan Mars yang dipenuhi
gunung berapi raksasa seperti Olympus Mons dan lembah raksasa seperti
Valles Marineris, menunjukan adanya aktivitas geologis yang terus terjadi
sampai akhir-akhir ini. Planet ini memiki atmosfer tipis yang kandungan
utamanya adalah gas karbondioksida, sedikit sekali uap air, nitrogen dan
argon. Planet mars memiliki dua (2) buah satelit kecil, yaitu Phobos dan
A S T R O F I S I K A 23
Delmos, yang diduga merupakan asteroid yang terjebak gradasi Mars.
Kedua satelit ini ditemukan oleh Hall pada tahun 1877.
Dalam beberapa tahun terakhir ternyata ditemukan pula beberapa benda
langit yang beerdiameter lebih kurang 2 km beredar mengelilingi
matahari.benda-benda itu mengorbit mengelilingi Matahari pada jarak
antara Mars dan Yupiter. Pada awalnya orang menyebut benda ini sebagai
planet, tetapi karena ukurannya jauh lebih kecil dari planet dan benda ini
sangat banyak jumlahnya, maka benda-benda langit itu disebut asteroid
(planet kecil). Jadi asteroid adalah benda-benda langit berukuran kecil yng
mengelilingi matahari pada lintasan tertentu. Bentuk sisinya tidak
beraturan sehingga orang mengatakan bahwa asteroid adalah pecahan-
pecahan dari sebuah benda langit. Bentuk lintasan menyerupai lingkaran.
Karena banyaknya asteroid yang berkumpul di antara mars dan Jupiter
maka para astronom menyebut kawasan ini sebagai Sabuk Asteroid, daerah
ini disebut sabuk asteroid, terdiri atas kumpulan batuan dan mineral logam
beku. dengan orbit yang sangat eliptis, kebanyakan jarak antara asteroid-
asteroid ini sangat berdekatan dan hanya berdiameter beberapa kilometer,
ada juga beberapa asteroid yang memiliki diameter 100km atau lebih.
Sabuk asteroid utama terletak diantara orbit Mars dan Yupiter, berjarak
antara 2,3 dan 3.3 SA dari matahari, diduga merupakan sisa dari bahan
formasi tata surya yang gagal menggumpal karena pengaruh gravitasi
Yupiter. Gradasi ukuran asteroid adalah ratusan kilometer sampai
mikroskopis. Sabuk asteroid terdiri dari beribu-ribu, mungkin jutaan objek
yang berdiameter satu kilometer. Meskipun demikian, massa total dari
sabuk utama ini tidaklah lebih seperseribu masssa bumi. Sabuk utama
tidaklah rapat, kapal ruang angkasa secara rutin menerobos daerah ini
tanpa mengalami kecelakaan. Bentuk dari asteroid sendiri tidaklah seperti
bumi dan bintang yang cenderung berbentuk bulat. Ada yang berbentuk
bulat, ada juga yang berbentuk batu lonjong yang berbentuk tak beraturan.
Ukurannyapun bermacam-macam mulai dari 1 meter sampai 10 meter.
Komposisi bahan pembentuknya pun bermacam-macam dan mayoritas
A S T R O F I S I K A 24
tersusun dari batu dan ada pula yang tersusun dari besi. Jika asteroid ini
melewati atmosfer bumi maka asteroid ini berganti nama menjadi Meteor
dan ketika jatuh ke bumi maka ia akan berubah nama lagi menjadi
Meteorid, Asteroid ini berdiameter 10 dan 10-14m.
Asteroid yang terbesar adalah Ceres yang mempunyai diameter kira-kira
772 km. Diduga 2% asteroid mempunyai diameter 60 km, Ceres
diklasifikasikan sebagai benda kerdil tata surya, yang merupakan benda
terbesar di sabuk asteroid. Diameternya adalah sedikit kurang dari 1000
km, cukup besar untuk memiliki gravitasi sendiri untuk menggumpal
membentuk bundaran. Ceres dianggap sebagai planet ketika ditemukan
pada abad ke 19, tetapi direklasifikasi menjadi asteroid pada tahun 1850an
setelah observasi lebih lanjut menemukan beberapa asteroid lagi dan Ceres
direklasifikasi pada tahun 2006 sebagai planet kerdil. Beberapa tahun
kemudian telah ditemukan asteroid yang lebih besar daripada Ceres.
asteroid ini bernama 2001 KX 76, lintasan orbitnya di dekat Pluto.
Beberapa asteroid seperti Vesta dan Hyglea mungkin akan diklasifikasikan
sebagai planet kerdil jika terbukti telah mencapai kesetimbangan
Hidrostatik. Asteroid yang paling kecil mempunyai diameter beberapa
puluh meter. Asteroid diperkirakan memiliki asal yang berbeda dari komet,
setelah terbentuk di dalam orbit Jupiter dari pada diluar tata surya. Planet-
planet minor dibalik orbit Jupiter kadang-kadang juga disebut “asteroid
harus dibatasi untuk planet minor dari tata surya bagian dalam. Telah
ditemukan lebih dari 5.500 asteroid dan beberapa di antaranya ialah :
a. Pallas, garis tengahnya 560 km. b. Juno, garis tengahnya 190 km.
c. Vesta, garis tengahnya 360 km.
2. Planet Raksasa ( Jovian Planet)
Bagian – bagian luar dari tata surya terdapat gas-gas raksasa dengan
satelit-satelitnya yang berukuran planet. Banyak komet berprioda pendek
termasuk beberapa Centaur juga berorbit di daerah ini. Badan-badan padat
di daerah ini mengandung jumlah volatil (contoh : air, amonia, metan,
A S T R O F I S I K A 25
yang sering disebut “es” dalam peristilahan ilmu keplanetan) yang lebih
tinggi di bandingkan planet batuan di bagian dalam tata surya. Raksasa-
rakasasa gas dalam Tata Surya dan Matahari, berdasarkan skala keempat
planet luar yang disebut juga planet raksasa gas ( gas giant) atau planet
Jovian, secara keseluruhan mencakup 99% massa yang mengorbit
Matahari, Yupiter dan Saturnus sebagian besar mengandung hidrogen dan
helium; Uranus dan Neptunus memiliki proporsi es yang lebih besar. Para
astronom mengusulkan bahwa keduanya dikategorikan sendiri sebagai
raksasa es. Keempat raksasa gas ini semuanya memiliki cincin, meski hanya
sistem cincin saturnus yang dapat dilihat dengan mudah dari Bumi.
Yupiter (5,2 SA), dengan 318 kali massa bumi, adalah 2,5 kali massa
dari gabungan seluruh planet lainnya. Kandungan utamanya adalah
hidrogen dan helium. Sumber panas di dalam Yupiter menyebabkan
beberapa ciri semi-
permanen pada atmosfernya,
sebagai contoh pita awan
dan bintik merah raksasa.
Sejauh yang diketahui
Yupiter memilki 63 satelit. 4
yang terbesar yakni,
Ganymede, Callisto, Io, dan
Europa menampakan
kemiripan dengan planet
kebumian seperti planet
kebumian seperti
gunung berapi dan inti
yang panas. Ganymede, yang merupakan satelit terbesar di tata surya,
berukuran lebih besar dari merkurius. Untuk orbit dari satelit tersebut
dapat dilihat pada gambar 1.6.
Gambar 1.6 orbit satelit-satelit yang terdapat di planet Yupiter
A S T R O F I S I K A 26
Saturnus (9,5 SA) yang dikenal dengan sistem cincinnya, memiliki
beberapa kesamaan dengan Yupiter, sebagai contoh komposisi atmosfernya.
Meskipun Saturnus hanya sebesar 60% volume Yupiter, planet ini hanya
seberat kurang dari sepertiga Yupiter atau 95 kali masssa Bumi, membuat
planet ini menjadi sebuah planet yang tidak padat di Tata Surya. Saturnus
memiliki 60 satelit yang diketahui sejauh ini (dan tiga yang belum
dipastikan) dua diantaranya Titan dan Enceladus, menunjukan aktivitas
geologis meski hampir terdiri dari es saja. Titan berukuran lebih besar dari
Merkurius dan merupakan satu-satunya satelit di Tata Surya yang memiliki
atmosfer yang cukup berarti.
Uranus (19,6 SA) yang memiliki 14 kali massa bumi adalah planet yang
paling ringan diantara planet luar. Planet ini memiliki kelainan ciri orbit.
Uranus mengedari matahari dengan ukuran poros 900 pada ekliptika.
Planet ini memiliki inti yang sangat dingin dibandingkan planet gas raksasa
lainnya dan hanya sedikit memancarkan energi panas. Uranus memiliki 27
satelit yang diketahui, yang terbesar adalah Titania, Oberon, Umbriel, Ariel
dan Miranda.
Neptunus (30 SA), meskipun sedikit lebih kecil dari uranus, memilki 17
kali massa bumi sehingga membuatnya lebih padat. Planet ini
memancarkan panas dari dalam tetapi tidak sebanyak Yupiter atau
Saturnus. Neptunus memilki 13 satelit yang diketahui. Yang terbesar,
Triton, geologinya aktif, dan memilki geiser berupa Nitrogen cair. Triton
adalah satu-satunya satelit besar yang orbitnya terbalik arah (retrogade).
Neptunus juga di dampingi beberapa planet minor pada orbitnya yang
disebut Trojan Neptunus. Benda-benda ini memiliki resonansi 1:1 dengan
Neptunus.
Planet- planet raksasa sangat berbeda dari planet-planet teristrial,
bukan hanya dalam ukuran, tapi juga dalam komposisi penyusunnya,
planet terestrial didominasi oleh banyak bahan berbatu termasuk besi.
Tetapi di Jupiter dan saturnus yang merupakan giant planet / planet
raksasa didominasi oleh hydrogen dan helium. Ada juga bahan utama lain
A S T R O F I S I K A 27
yang terkandung di dalam planet raksasa ini yaitu air (H2O). Bahan-bahan
berupa es lebih cenderung terkonsentrasi menuju pusat, sehingga
menyebabkan suhu sangat panas biasanya mencapai 104K. Dan yang lebih
mendominasi wujud komposisi dalam planet ini adalah dalam bentuk
cairan es tidak dalam bentuk padatan. Tidak seperti planet terestrial, planet
raksasa memiliki permukaan yang didefinisikan dengan jelas. Istilah seperti
diameter, area permukaan, isi, suhu permukaan, dan kepadatan permukaan
mungkin menuju ke lapisan terluar yang tampak dari luar, misal dari bumi
Bahan-bahan yang berbatu membuat naik hanya sebagian kecil dari massa
Jupiter dan Saturnus, dan mereka juga cenderung untuk berkonsentrasi
menuju pusat. Dalam Uranus dan Neptunus kurang didominasi oleh
hidrogen dan helium, pada bagian pusat banyak tekonsentrasi dengan
bahan es dan berbatu. Seluruh inteorior yang mendominasi empat planet
raksasa ini beruba carian.
Apakah semua bagian tata surya di dominasi oleh hidrogen dan helium,
dan apakah seluruhnya terdiri atas cairan?
Matahari merupakan cairan yang didominasi oleh hidrogen dan helium
(Bagian 1.2).
Planet Joivan/raksasa, yaitu planet yang sangat besar dan komposisi
penyusunnya mirip Jupiter (terdiri dari sebagian besar es dan gas
hidrogen). Yupiter atau Jupiter adalah planet terdekat kelima dari
matahari setelah merkurius, venus, bumi dan mars. Jupiter adalah planet
terbesar dan terberat dengan diameter14.980 km dan memiliki massa
318 kali massa bumi. Dipermukaan planet ini terdapat bintik merah
raksasa. Atmosfer yupiter mengandunghidrogen (H), helium (He),
metana(CH4) dan amonia (NH3). Seperti planet lain yupiter tersusun
atas unsur besi dan unsur beraat lainnya. Yupiter memiliki cincin yang
sangat tipis berwarna hampir sama dengan atmosfernya dan sedikit
memantulkan cahaya matahari. Cincin yupiter terbentuk atas materi yng
gelap kemerah-merahan. Materi pembentuk bukanlah dari es seperti
saturnus melainkan dari batuan dan pecahan-pecahan debu. Setelah
A S T R O F I S I K A 28
diteliti cincin yupiter merupakan hasil dari terbentukny satelit yupiter.
Selanjutnya Kita beralih ke Saturnus, Saturnus adalah sebuah planet di
tata surya yang dikenal juga sebagai planet bercincin dan merupakan
planet terbesar kedua yang agak lebih kecil dari Jupiter, tetapi sebaliknya
tidak jaauh berbeda. Pada bagian ini kita kan membahas tentang
keluarga satelit dan planet yang lain yaitu saturnus dan satelit-satelit
lainnya khususnya satelit yang terbesar seperti Titan, icy–rocky yang
memiliki bentuktubuhlebih besar dari Merkurius, Hal yang luar biasa
tentang Titan adalah bahwa ia memiliki atmosfer yang banyak. Titan
memiliki sekitar 10 kali lebih besar dari massa atmosfer bumi. Saturnus
memiliki kerapatan yang rendah karena sebagian besar zat penyusunnya
berupa gas dan cairan. Inti dari saturnus diperkiran terdiri atas batuan
padat dengan atmosfer tersusun atas lebih dari 90% N2 dengan beberapa
persen metana CH4, namun mengandung begitu banyak awan
hidrokarbon dan kabut yang hampir terlihat dari luar permukaan.
Menyadari bahwa mereka adalah cincin melingkari planet itu. Epuh
18 pertunjukan yang masing-masing cincin utama patah/dirusakkan
atas ke dalam banyak ikal kecil, untuk membentuk suatu struktur
tentang kompleksitas elo Yang lain tiga planet raksasa juga mempunyai
sistem cincin, tetapi mereka adalah jauh lebih sedikit substansiil.
Uranus dan Neptunus mempunyai banyak satelit. Yang paling besar
adalah Neptune’S satelit Triton, badan rocky–icy sedikit lebih besar dari
Pluto, dan adalah menjadi satu-satunya satelit selain dari Titan itu
mempunyai suatu atmospir penting, meskipun demikian itu wajar lemah,
dan mengijinkan permukaan Triton yang dingin rena es untuk menjadi
dilihat ( Epuh 21). Antar Neptune’S satelit lain, Nereid mempunyai suatu
sangat besar dan secara luar biasa garis edar eksentrik ( Tabel 1.2). Garis
edar Triton adalah curiga di (dalam) suatu jalan/cara berbeda–
meskipun demikian hampir lingkar itu adalah mundur/memburuk, yang
mana adalah arah kebalikan kepada prograde gerakan orbital dari planet
dan semua satelit besar lain.
A S T R O F I S I K A 29
Dengan menyadari bahwa planet Saturnus, Uranus, dan Neptunus
adalah planet yang memiliki cincin. pertunjukan yang masing-masing
cincin utamanya dirusakkan dalam banyak bentuk kecil, untuk
membentuk suatu struktur tentang kompleksitas Yang dimiliki oleh tiga
planet raksasa juga mempunyai sistem cincin, tetapi substansiilnya jauh
lebih sedikit.
Di luar Saturnus yang melintasi ke seberang mengenai ruang yang
besar yang memisahkan planet yang satu dari matahari. Kita masuk ke
Uranus, sesuatu yang memiliki hubungan yang menguntungkan
dibanding Saturnus dengan kata lain uranus adalah ayah dari saturnus,
dan dengan kandungan helium dan hidrogen yang tidak terlalu besar
dan didominasi oleh es–batuan. walaupun ukuran nya (bentuk fisik) dan
orbitnya belum diketahui sampai 1781 ketika ditemukan secara
kebetulan oleh Germano-British ahli astronomi William Herschel (
1738–1822) dalam suatu survei yang sistematis menyangkut bintang-
bintang. Ini menjadi planet pertama untuk ditemukan di dalam mitologi
yunani. Terlepas dari sejarahnya mengenai mitolagi yunani pada dahulu
kala dari sekedar pengamatan, oleh karena, berhubungan dengan yang
agung dari bangsa yunani saat itu.
Komposisi satelit dan atmosfer uranus tidak lebih banyak dari pada
Jupiter dan Saturnus (eris 19).
Neptunus,juga seperti Uranus, ditemukan di dalam sejarah yang
sama, tetapi keadaan adalah seluruh berbeda. Sedangkan Uranus
ditemukan secara kebetulan, Neptunus ditemukan sebagai hasil
pengamatan yang dibuat oleh dua ahli astronomi dalam rangka
menjelaskan keberatan teori tentang Uranus dari garis edar. ahli
astronomi Britania Yohanes Meletakkan Adams ( 1819–1892) dan
Perancis ahli astronomi Urbain Jean Joseph Le Verrier ( 1811–1877)
yang dalam perhitungannya suatu planet yang orbitnya berada diluar
uranus, dan pada 1846 Neptunus ditemukan oleh ahli astronomi Jerman
Johann Galle Gottfried ( 1812–1910) menemukan planet sesuai dengan
A S T R O F I S I K A 30
posisi diramalkan. Neptunus, planet raksasa terakhir, yang sangat
berbeda dari Uranus ( bagian 20), dan juga di dalam tentang
komposisinya.
Uranus dan Neptunus mempunyai banyak satelit. Yang paling
besar antar nya, Neptunus adalah satelit Triton, adalah suatu batuan
beku bentuknya sedikit lebih besar dari Pluto, dan menjadi satu-satunya
satelit selain dari Titan yang mempunyai suatu atmosfer penting,
meskipun titan lemah, dan mengijinkan permukaan Triton yang dingin
karena es untuk;menjadi diamati (eris 21). Neptunus juga memiliki
satelit lain, Nereid mempunyai suatu sangat besar dan secara luar biasa
garis edar eksentrik ( Tabel 1.2). Garis edar Triton adalah mungkin
melewati beberapa satelit kecil dan tersebar jauh-arah rotasi berlawanan
dengan arah revolusinya dan miring terhadap ekuatornya.
3. Pluto dan alamnya
Di sekitar Neptunus ada Pluto, di dalam suatu garis edar di mana
cahaya matahari adalah 1600 kali lebih lemah dari di bumi. Pluto
ditemukan di pada 1930 oleh ahli astronomi Amerika Clyde William
Tombaugh ( 1906–1997) dalam suatu pencarian yang sistematis dalam
suatu komposisi langit yang mengangkang bidang edar dari mengenal
planet. Pluto merupakan suatu dunia kecil ( Gambar 1.4) dan belum
dikunjungi oleh suatu kendaraan angkasa. Sebagai konsekwensi kita
mengetahui sedikit dari sekitar Pluto dan satelit nya Charon. Pluto
adalah suatu dingin karena es dunia, dengan sekitar separuh tentang
volume nya terdiri dari air dibekukan dan unsur dingin karena es lain,
dan sisa terdiri dari batu karang. Charon mungkin mempunyai suatu
komposisi yang serupa. Pluto juga mempunyai dua satelit kecil, Tidak
apa apa dan Hydra, dengan komposisi yang tak dikenal.
Di sekitar pluto ada Ruang tidak kosong, dan kita sudah pasti tidak
datang kepada tepi dari Matahari Sistem. Satu jenis bentuk yang
berlimpah-limpah di sekitar Pluto menjadi bintang berekor.
A S T R O F I S I K A 31
Itu adalah es-batuan kecil yang bentuknya, sampai efek dari
Matahari, kepala-kepala tidak jelas sangat besar dan jas berekor
menarik ketika garis edar mereka membawa mereka ke dalam Sistem
Matahari yang bagian dalam (bagian 22). Di dalam Sistem Matahari
yang sebelah luar mereka tidak punya jas berekor dan kepala-kepala,
dan tidak disebut bintang berekor di sana. Ada dua populasi utama.
Satu tentang mempunyai bentuk di dalam rotasi garis edar memusatkan
ke arah wahana yang orbit matahari, dan kedudukannya.
Mengorbitkan berkisar antara di sekitar ukuran Pluto’S garis edar (
39.8 AU dari matahari,di atas rata-rata) yang jauh lebih besar. Ini
menjadi Edgeworth–Kuiper sabuk, dan penghuni nya disebut E–K object
( EKOS). Di atas 1000 telah dilihat, yang paling besar sekarang menjadi
Eris, Hubble Ruang Teropong bintang yang digunakan ( HST)
gambaran sudah menunjukkan untuk mempunyai suatu radius tentang
20% lebih besar dari Pluto. Pada sekarang ini ( 2006) 97AU dari
matahari, dan ketika terdekat ke matahari berada jauh 38AU. Itu
diperkirakan bahwa lebih dari 105 EKOS adalah lebih besar dari 100
km ke seberang, dan tiduran garis edar ke luar untuk sekitar 50AU.
Ada lebih EKOS lebih lanjut pergi,dan di sana pasti banyak lagi
yang lain bahwa adalah lebih kecil dibanding 100 km.
Edgeworth–Kuiper sabuk mungkin menghubungkan ke dalam
populasi es-batuan bentuk yang kedua , berturut-turut 1012 - 1013 di
dalam suatu kulit yang berbentuk bola tebal melingkupi Sistem Yang
matahari, memperpanjang dari sekitar 103 sampai105 AU. Ini menjadi
Oort awan ( juga disebut Ö pik–Oort awan). batas Sebelah luar nya
adalah di ekstrimitas dari Sistem Matahari, di mana tengah lewat
bintang dapat menggunakan suatu kekuatan gravitasi yang dapat
diperbandingkan dengan matahari. Oort awan belum diamati secara
langsung, tetapi keberadaan nya adalah inferred dari bintang berekor
yang kita melihat Sistem Matahari yang bagian dalam. Ini adalah suatu
contoh kecil tentang Oort awan dan juga [menyangkut] Edgeworth–
A S T R O F I S I K A 32
Kuiper sabuk, tetapi di dalam garis edar yang telah sangat berubah.
Tabel 1.4 daftar beberapa kekayaan dari bintang berekor terpilih.
4. Definisi suatu planet
Beberapa dari EKOS, adalah dapat diperbandingkan atau lebih
besar dalam ukuran pada Pluto, telah mengangkat isu apakah ada
beberapa lebih planet di dalam Sistem Yang matahari, atau apakah
besar EKOS, termasuk Pluto, harus tidak dihormati seperti planet.
Pada tiap tiga tahun nya yang akan datang dalam Prague pada
2006, Perserikatan yang mengatasnamakan Astronomi Yang
internasional menghadapi ini mengeluarkan, dan meluluskan resolusi
yang menggambarkan apa yang, ada dalam Sistem matahari,
menentukan apakah salah satu bentuk adalah planet. Kamu mungkin
dikejutkan bahwa sebelumnya tidak ada definisi formal.
Definisi planet adalah bahwa suatu planet adalah dalam
kepunyaan nya mengorbitkan di sekitar matahari dan adalah besar
cukup untuk gaya berat sendiri untuk memperdaya kekuatan material
nya, yang mana, membuat nya berbentuk bola. Tetapi IAU
menambahkan suatu ukuran lebih lanjut , yaitu untuk menjadi planet
adalah suatu bentuk harus sudah bersih material di dalam radius garis
edar nya. Ini adalah suatu konsep buruk. Yang penting titik adalah
Pluto itu, Eris, dan Ceres tidak temukan itu, dan kemudian
untuk;menjadi dihormati seperti orang kerdil planet.
Bagaimanapun, debat bukanlah masalah di atas. Banyak ahli
astronomi adalah tak bahagia dengan IAU resolusi, dan oleh karena itu
definisi dari apa yang adalah suatu kekuatan planet yang baik ditinjau
kembali dimasa dekat mendatang. Sebagai konsekwensi, dalam buku
ini, Pluto akan melanjutkan untuk;menjadi dihormati sebagai planet
dan juga sebagai EKOS besar. Eris, dan besar lain EKOS, tidak akan,
untuk/karena sekarang, berlabel seperti ( orang kerdil) planet, dan
Ceres akan melanjut untuk dihormati seperti asteroid yang paling besar.
A S T R O F I S I K A 33
5. Bahan kimia Unsur -Unsur di dalam Sistem matahari
Dengan kebanyakan dari massa didalam Sistem matahari di
bawah sinar matahari, dan matahari tersusun hampir seluruhnya
adalah helium dan hidrogen, komposisi kimia dari Sistem Matahari
dikuasai oleh dua unsur. Hidrogen menjadi unsur yang paling ringan.
isotop yang Paling umum ( betul-betul) mempunyai suatu inti terdiri
dari satuan listrik positif tunggal. Kamu melihat di Bagian 1.1.3 bahwa
isotop ini diwakili seperti 1 H.
A S T R O F I S I K A 34
BAB IIUNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA
A S T R O F I S I K A 34
BAB IIUNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA
A S T R O F I S I K A 34
BAB IIUNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA
A S T R O F I S I K A 35
A. Unsur- unsur kimia dalam tata suryaMatahari hampir seluruhnya tersusun dari hidrogen dan helium.Sementara dalam sistem tata surya hampir seluruh massanyaterdistribusi sebagai massa matahari. Oleh karena itu komposisikimia dalam tata surya didominasi oleh kedua unsur tersebut. Hidrogen adalah unsur paling ringan . Isotopnya yang palingumum memiliki inti yang terdiri dari proton tunggal . sepertiyang telah dibahas dalam Bagian 1.1.3 bahwa isotop inidirepresentasikan sebagai 1H . Helium adalah unsur teringan berikutnya , dengan inti isotopyang terdiri dari dua proton dan dua neutron untuk isotophelium direpresentasikan sebagai , 4He .Ingat bahwa unsur ditentukan oleh jumlah proton dalam intinya –yang disebut nomor atom - dan bahwa isotop dibedakan olehjumlah neutron yang berbeda . Untuk menunjukkan isotoptertentu jumlah neutron ditambah proton disertakan dengansimbol kimia ( Bagian 1.1.3 ) .Tata Surya berisi semua 92 unsur kimia alami dengan nomor atomdari 1 (hidrogen ) ke 92 ( uranium ) . Kelimpahan relatif darielemen-elemen ini telah ditentukan melalui pengamatan terhadapanalisis spektrum sinar Matahari dan melalui analisis meteoritprimitif (Bagian 3.3.2 ).Planet-planet besar seperti jupitar dan saturnus terletak jauhdari matahari dan sebagian besar terdiri dari unsur hidrogen danhelium. Meskipun planet ini juga mengandung unsur-unsur lainyang lebih besar - yang disebut unsur-unsur berat. Untuk tatasurya secara keseluruhan , Tabel 1. memberikan kelimpahanrelatif dari 15 unsur yang paling melimpah dari unsur-unsurkimia.
A S T R O F I S I K A 36
Tabel 1. kelimpahan relatif dari 15 unsur yang palingmelimpah dari unsur-unsur kimia dalam tata suryaUnsur kimia Massa atom
relatif(12C=12)
Kelimpahan relatifNomoratom
Nama Simbol Nomoratom massa1 Hydrogen H 1,0080 1 000 000 1 000 0002 Helium He 4,026 97 700 388 0006 Carbon C 12,0111 331 3 9507 Nitrogen N 14,0067 83.2 1 1608 Oxygen O 15,9994 676 10 73010 Neon Ne 20,179 120 2 41011 Sodium Na 22,9898 2.09 4812 Magnesium Mg 24,305 38.0 91713 Aluminium Al 26,9815 3.09 8314 Silicon Si 28,086 36.3 1 01016 Sulphur S 32,06 15.9 50418 Argon Ar 39,948 2.51 10020 Calcium Ca 40,08 2.24 8926 Iron Fe 55,847 31.6 1 75028 Nickel Ni 58,71 1.78 104Unsur helium terbentuk di inti matahari. Inti mataharimerupakan tempat berlangsungnya reaksi fusi yaitu pembentukanunsur-unsur berat dari yang lebih ringan. Disini unsur heliumdibentuk dari empat atom hidrogen. Di daerah-daerah yang suhunyasangat tinggi , sebagian besar atom unsur digabungkan dengan satuatau lebih atom lain, baik dari unsur yang sama , atau unsur lainnya .kecuali dengan helium , neon , argon , kripton , dan xenon , yangbegitu reaktif dan tetap menjadi unsur monoatomik yang disebutgas inert atau gas mulia . Jika elemen dikombinasikan dengan dirinyasendiri , seperti pada H2 , maka diperoleh elemen dalam bentukmolekul , sedangkan jika dikombinasikan dengan unsur-unsur lain ,maka disebut sebagai senyawa kimia .Air H2O merupakan senyawa kimia dari hidrogen yang palingmelimpah di tata surya. Hal ini karena oksigen memiliki kelimpahantinggi . Tapi hidrogen begitu sangat melimpah sehingga setelahpembentukan senyawa hidrogen ada banyak unsur yang tersisa.
A S T R O F I S I K A 37
Sebagian besar hidrogen tidak digabungkan di luar Matahari danberada di planet raksasa , seperti H2 , atau sebagai cairan hidrogendengan sifat logam. Air adalah penyimpan utama hidrogen disebagian besar planet-planet lainnyaB. Orbit tata surya1. Hukum Kepler tentang gerak planetSetiap planet mengorbit Matahari seperti terlihat padaGambar.1.
Gambar 1. Orbit dari planet-planet akan kelihatan saling tegaklurus terhadap garis orbit bumi.Orbit planet dapat direpresentasikan sebagai lingkarandengan Matahari sebagai pusatnya, dimana semua planetberada dibidang yang sama, dan masing-masing planetbergerak di sekitar orbitnya pada kecepatan konstan, semakinbesar orbit, semakin lambat kecepatan. Lintasan edar dan kala(perioda) revolusi planet dirumuskan dalam tiga aturanempiris yang disebut hukum Kepler tentang gerak planet. Hasilanalisis matematis yang dilakukan Kepler menghasilkansuatu kesimpulan bahwa lintasan orbit Planet adalahberupa elips dan bukan lingkaran. Ini diumumkan oleh
A S T R O F I S I K A 37
Sebagian besar hidrogen tidak digabungkan di luar Matahari danberada di planet raksasa , seperti H2 , atau sebagai cairan hidrogendengan sifat logam. Air adalah penyimpan utama hidrogen disebagian besar planet-planet lainnyaB. Orbit tata surya1. Hukum Kepler tentang gerak planetSetiap planet mengorbit Matahari seperti terlihat padaGambar.1.
Gambar 1. Orbit dari planet-planet akan kelihatan saling tegaklurus terhadap garis orbit bumi.Orbit planet dapat direpresentasikan sebagai lingkarandengan Matahari sebagai pusatnya, dimana semua planetberada dibidang yang sama, dan masing-masing planetbergerak di sekitar orbitnya pada kecepatan konstan, semakinbesar orbit, semakin lambat kecepatan. Lintasan edar dan kala(perioda) revolusi planet dirumuskan dalam tiga aturanempiris yang disebut hukum Kepler tentang gerak planet. Hasilanalisis matematis yang dilakukan Kepler menghasilkansuatu kesimpulan bahwa lintasan orbit Planet adalahberupa elips dan bukan lingkaran. Ini diumumkan oleh
A S T R O F I S I K A 37
Sebagian besar hidrogen tidak digabungkan di luar Matahari danberada di planet raksasa , seperti H2 , atau sebagai cairan hidrogendengan sifat logam. Air adalah penyimpan utama hidrogen disebagian besar planet-planet lainnyaB. Orbit tata surya1. Hukum Kepler tentang gerak planetSetiap planet mengorbit Matahari seperti terlihat padaGambar.1.
Gambar 1. Orbit dari planet-planet akan kelihatan saling tegaklurus terhadap garis orbit bumi.Orbit planet dapat direpresentasikan sebagai lingkarandengan Matahari sebagai pusatnya, dimana semua planetberada dibidang yang sama, dan masing-masing planetbergerak di sekitar orbitnya pada kecepatan konstan, semakinbesar orbit, semakin lambat kecepatan. Lintasan edar dan kala(perioda) revolusi planet dirumuskan dalam tiga aturanempiris yang disebut hukum Kepler tentang gerak planet. Hasilanalisis matematis yang dilakukan Kepler menghasilkansuatu kesimpulan bahwa lintasan orbit Planet adalahberupa elips dan bukan lingkaran. Ini diumumkan oleh
A S T R O F I S I K A 38
astronom Jerman Johannes Kepler (1571-1630), pertama dankedua tahun 1609, ketiga tahun 1619. Hukum pertama Kepler yang disebut juga hukum elipsyang dipublikasikan pada sekitar tahun 1609,menyatakan bahwa semua Planet bergerak dalamlintasan elips mengitari Matahari dengan Matahariberada di salah satu titik fokus elips. Titik Fokus lainnyaberada di ruang angkasa. Bentuk orbit Planet menuruthukum pertama Kepler ditunjukkan pada Gambar 2.
Gambar 2 . bentuk elips , meskipun jauh lebih eksentrikdaripada orbit planet manapun, ini adalah bentuk orbitkomet 21P Giacobini - ZinnerCiri-ciri penting dari elips pada Gambar 2. adalah : memiliki sumbu utama yang panjang 2a dan sumbuminor panjang 2b - a dan b adalah sumbu semimajordan sumbu semiminor ; ada dua fokus yang terletak pada sumbu utama ,masing-masing ae jarak dari pusat elips , dimana eadalah eksentrisitas elips , perhatikan bahwa fokusberada pada bidang elips , dan e adalah eksentrisitasdimanaNilai eksentrisitas menentukan bentuk elips apakahmakin lonjong atau makin mendekati bentuk lingkaran.Jika e = 0, maka orbit planet akan berupa lingkaran.Eksentrisitas bumi, e bumi = 0,017, hampir mendekatinol, jadi orbit bumi hampir mendekati lingkaran.
A S T R O F I S I K A 38
astronom Jerman Johannes Kepler (1571-1630), pertama dankedua tahun 1609, ketiga tahun 1619. Hukum pertama Kepler yang disebut juga hukum elipsyang dipublikasikan pada sekitar tahun 1609,menyatakan bahwa semua Planet bergerak dalamlintasan elips mengitari Matahari dengan Matahariberada di salah satu titik fokus elips. Titik Fokus lainnyaberada di ruang angkasa. Bentuk orbit Planet menuruthukum pertama Kepler ditunjukkan pada Gambar 2.
Gambar 2 . bentuk elips , meskipun jauh lebih eksentrikdaripada orbit planet manapun, ini adalah bentuk orbitkomet 21P Giacobini - ZinnerCiri-ciri penting dari elips pada Gambar 2. adalah : memiliki sumbu utama yang panjang 2a dan sumbuminor panjang 2b - a dan b adalah sumbu semimajordan sumbu semiminor ; ada dua fokus yang terletak pada sumbu utama ,masing-masing ae jarak dari pusat elips , dimana eadalah eksentrisitas elips , perhatikan bahwa fokusberada pada bidang elips , dan e adalah eksentrisitasdimanaNilai eksentrisitas menentukan bentuk elips apakahmakin lonjong atau makin mendekati bentuk lingkaran.Jika e = 0, maka orbit planet akan berupa lingkaran.Eksentrisitas bumi, e bumi = 0,017, hampir mendekatinol, jadi orbit bumi hampir mendekati lingkaran.
A S T R O F I S I K A 38
astronom Jerman Johannes Kepler (1571-1630), pertama dankedua tahun 1609, ketiga tahun 1619. Hukum pertama Kepler yang disebut juga hukum elipsyang dipublikasikan pada sekitar tahun 1609,menyatakan bahwa semua Planet bergerak dalamlintasan elips mengitari Matahari dengan Matahariberada di salah satu titik fokus elips. Titik Fokus lainnyaberada di ruang angkasa. Bentuk orbit Planet menuruthukum pertama Kepler ditunjukkan pada Gambar 2.
Gambar 2 . bentuk elips , meskipun jauh lebih eksentrikdaripada orbit planet manapun, ini adalah bentuk orbitkomet 21P Giacobini - ZinnerCiri-ciri penting dari elips pada Gambar 2. adalah : memiliki sumbu utama yang panjang 2a dan sumbuminor panjang 2b - a dan b adalah sumbu semimajordan sumbu semiminor ; ada dua fokus yang terletak pada sumbu utama ,masing-masing ae jarak dari pusat elips , dimana eadalah eksentrisitas elips , perhatikan bahwa fokusberada pada bidang elips , dan e adalah eksentrisitasdimanaNilai eksentrisitas menentukan bentuk elips apakahmakin lonjong atau makin mendekati bentuk lingkaran.Jika e = 0, maka orbit planet akan berupa lingkaran.Eksentrisitas bumi, e bumi = 0,017, hampir mendekatinol, jadi orbit bumi hampir mendekati lingkaran.
A S T R O F I S I K A 39
Gambar 3 . orbit plutoGambar 3. menunjukkan orbit pluto yang memilki nilai eksentrisitasterbesar, e= 0,254. Perhatikan bahwa bentuknya hampir mendekatilingkaran dimana matahari terletak pada salah satu fokus dan jelasdari pusat elips. Perhatikan juga bahwa sumbu semi major kurangdari jarak maksimum dari Matahari, namun lebih besar dari jarakminimum, dan oleh karena itu disebut sebagai jarak rata-rata.Akibat lintasan orbit planet berbentuk elips, maka selama suatuplanet bergerak mengelilingi matahari menempuh satu putaranpenuh yang disebut satu tahun pleneter, jarak antara planet tersebutdengan Matahari akan selalu berubah-ubah. Pada suatu waktutertentu, setiap planet akan berada pada posisi paling dekatdengan Matahari dibandingkan dengan waktu-waktu lainnya.Titik pada lintasan orbit planet yang menandai posisi palingdekat ke Matahari disebut perihelium (peri = dekat, helios =matahari). Pada waktu tertentu, setiap planet juga akan beradapada posisi paling jauh dari Matahari dibandingkan waktu-waktulainnya. Titik pada lintasan orbit Planet yang menandai posisipaling jauh ke Matahari disebut aphelium (ap= jauh, helios =Matahari). Bumi berada di perihelium kira-kira pada tanggal 3Januari, dan berada di aphelium kira-kira pada tanggal 4 Juli setiaptahun. Di perihelium, jarak antara Bumi dan Matahari adalahsekitar 91,5 juta mil (147 juta km) dan di aphelium jarak Bumidan Matahari adalah sekitar 94,5 juta mil (152 juta km). Dengandemikian jarak rata-rata Bumi dari Matahari dalam keseluruhanorbitnya adalah sekitar 93,0 juta mil (150 juta km) atau setaradengan 1 SA (satuan astronomi).A S T R O F I S I K A 39
Gambar 3 . orbit plutoGambar 3. menunjukkan orbit pluto yang memilki nilai eksentrisitasterbesar, e= 0,254. Perhatikan bahwa bentuknya hampir mendekatilingkaran dimana matahari terletak pada salah satu fokus dan jelasdari pusat elips. Perhatikan juga bahwa sumbu semi major kurangdari jarak maksimum dari Matahari, namun lebih besar dari jarakminimum, dan oleh karena itu disebut sebagai jarak rata-rata.Akibat lintasan orbit planet berbentuk elips, maka selama suatuplanet bergerak mengelilingi matahari menempuh satu putaranpenuh yang disebut satu tahun pleneter, jarak antara planet tersebutdengan Matahari akan selalu berubah-ubah. Pada suatu waktutertentu, setiap planet akan berada pada posisi paling dekatdengan Matahari dibandingkan dengan waktu-waktu lainnya.Titik pada lintasan orbit planet yang menandai posisi palingdekat ke Matahari disebut perihelium (peri = dekat, helios =matahari). Pada waktu tertentu, setiap planet juga akan beradapada posisi paling jauh dari Matahari dibandingkan waktu-waktulainnya. Titik pada lintasan orbit Planet yang menandai posisipaling jauh ke Matahari disebut aphelium (ap= jauh, helios =Matahari). Bumi berada di perihelium kira-kira pada tanggal 3Januari, dan berada di aphelium kira-kira pada tanggal 4 Juli setiaptahun. Di perihelium, jarak antara Bumi dan Matahari adalahsekitar 91,5 juta mil (147 juta km) dan di aphelium jarak Bumidan Matahari adalah sekitar 94,5 juta mil (152 juta km). Dengandemikian jarak rata-rata Bumi dari Matahari dalam keseluruhanorbitnya adalah sekitar 93,0 juta mil (150 juta km) atau setaradengan 1 SA (satuan astronomi).A S T R O F I S I K A 39
Gambar 3 . orbit plutoGambar 3. menunjukkan orbit pluto yang memilki nilai eksentrisitasterbesar, e= 0,254. Perhatikan bahwa bentuknya hampir mendekatilingkaran dimana matahari terletak pada salah satu fokus dan jelasdari pusat elips. Perhatikan juga bahwa sumbu semi major kurangdari jarak maksimum dari Matahari, namun lebih besar dari jarakminimum, dan oleh karena itu disebut sebagai jarak rata-rata.Akibat lintasan orbit planet berbentuk elips, maka selama suatuplanet bergerak mengelilingi matahari menempuh satu putaranpenuh yang disebut satu tahun pleneter, jarak antara planet tersebutdengan Matahari akan selalu berubah-ubah. Pada suatu waktutertentu, setiap planet akan berada pada posisi paling dekatdengan Matahari dibandingkan dengan waktu-waktu lainnya.Titik pada lintasan orbit planet yang menandai posisi palingdekat ke Matahari disebut perihelium (peri = dekat, helios =matahari). Pada waktu tertentu, setiap planet juga akan beradapada posisi paling jauh dari Matahari dibandingkan waktu-waktulainnya. Titik pada lintasan orbit Planet yang menandai posisipaling jauh ke Matahari disebut aphelium (ap= jauh, helios =Matahari). Bumi berada di perihelium kira-kira pada tanggal 3Januari, dan berada di aphelium kira-kira pada tanggal 4 Juli setiaptahun. Di perihelium, jarak antara Bumi dan Matahari adalahsekitar 91,5 juta mil (147 juta km) dan di aphelium jarak Bumidan Matahari adalah sekitar 94,5 juta mil (152 juta km). Dengandemikian jarak rata-rata Bumi dari Matahari dalam keseluruhanorbitnya adalah sekitar 93,0 juta mil (150 juta km) atau setaradengan 1 SA (satuan astronomi).
A S T R O F I S I K A 40
Seluruh Planet bergerak mengitari Matahari (berevolusi) dalamarah yang sama, yaitu berlawanan arah dengan arah putar jarumjam . Demikian juga dengan arah revolusi bulan mengelilingibumi. Seluruh Planet selain berevolusi mengelilingi matahari, jugaberputar mengitari portosnya (sumbu putarnya) masing-masing(berotasi).Salah satu bukti bahwa planet Bumi berotasi adalah terjadinya siangdan malam di permukaan Bumi. Arah rotasi planet-planet juga dalam arah berlawanan dengan arahputar jarum jam, kecuali untuk planet Venus danUranus. Para astronom menetapkan arah putarberlawanan dengan arah putar jarum jam sebagaigerak langsung (direct), sedangkan arah putar searahdengan arah putaran jarum jam disebut gerak balik(retroge). Bulan mengitari Bumi juga dengan geraklangsung. Selain itu semua orbit planet kecualiMerkurius terletak dalam bidang yang hampir sama.Bidang orbit Bumi disebut Ekliptika. Hukum kedua kepller yang disebut juga sebagai hukumkesamaan luas yang dipublikasikan pada tahun 1609,menyatakan bahwa luas (S) yang disapu oleh garispenghubung antara planet dan Matahari dalam selangwaktu (t) yang sama adalah sama (S1 = S2 = S3),seperti ditunjukkan pada Gambar 4.
Gambar 4. Hukum Kepler ke 2 yang menggambarkankecepatan planet di sekitar Matahari, S1 = S2 = S3
Johannes Kepler padatahun 1600-an adalahorang pertama yangmembahas bentuk orbitplanet. Kepler jugamerumuskanserangkaian hukumuntuk menjelaskanbentuk dan karakteristikorbit planet.
A S T R O F I S I K A 40
Seluruh Planet bergerak mengitari Matahari (berevolusi) dalamarah yang sama, yaitu berlawanan arah dengan arah putar jarumjam . Demikian juga dengan arah revolusi bulan mengelilingibumi. Seluruh Planet selain berevolusi mengelilingi matahari, jugaberputar mengitari portosnya (sumbu putarnya) masing-masing(berotasi).Salah satu bukti bahwa planet Bumi berotasi adalah terjadinya siangdan malam di permukaan Bumi. Arah rotasi planet-planet juga dalam arah berlawanan dengan arahputar jarum jam, kecuali untuk planet Venus danUranus. Para astronom menetapkan arah putarberlawanan dengan arah putar jarum jam sebagaigerak langsung (direct), sedangkan arah putar searahdengan arah putaran jarum jam disebut gerak balik(retroge). Bulan mengitari Bumi juga dengan geraklangsung. Selain itu semua orbit planet kecualiMerkurius terletak dalam bidang yang hampir sama.Bidang orbit Bumi disebut Ekliptika. Hukum kedua kepller yang disebut juga sebagai hukumkesamaan luas yang dipublikasikan pada tahun 1609,menyatakan bahwa luas (S) yang disapu oleh garispenghubung antara planet dan Matahari dalam selangwaktu (t) yang sama adalah sama (S1 = S2 = S3),seperti ditunjukkan pada Gambar 4.
Gambar 4. Hukum Kepler ke 2 yang menggambarkankecepatan planet di sekitar Matahari, S1 = S2 = S3
Johannes Kepler padatahun 1600-an adalahorang pertama yangmembahas bentuk orbitplanet. Kepler jugamerumuskanserangkaian hukumuntuk menjelaskanbentuk dan karakteristikorbit planet.
A S T R O F I S I K A 40
Seluruh Planet bergerak mengitari Matahari (berevolusi) dalamarah yang sama, yaitu berlawanan arah dengan arah putar jarumjam . Demikian juga dengan arah revolusi bulan mengelilingibumi. Seluruh Planet selain berevolusi mengelilingi matahari, jugaberputar mengitari portosnya (sumbu putarnya) masing-masing(berotasi).Salah satu bukti bahwa planet Bumi berotasi adalah terjadinya siangdan malam di permukaan Bumi. Arah rotasi planet-planet juga dalam arah berlawanan dengan arahputar jarum jam, kecuali untuk planet Venus danUranus. Para astronom menetapkan arah putarberlawanan dengan arah putar jarum jam sebagaigerak langsung (direct), sedangkan arah putar searahdengan arah putaran jarum jam disebut gerak balik(retroge). Bulan mengitari Bumi juga dengan geraklangsung. Selain itu semua orbit planet kecualiMerkurius terletak dalam bidang yang hampir sama.Bidang orbit Bumi disebut Ekliptika. Hukum kedua kepller yang disebut juga sebagai hukumkesamaan luas yang dipublikasikan pada tahun 1609,menyatakan bahwa luas (S) yang disapu oleh garispenghubung antara planet dan Matahari dalam selangwaktu (t) yang sama adalah sama (S1 = S2 = S3),seperti ditunjukkan pada Gambar 4.
Gambar 4. Hukum Kepler ke 2 yang menggambarkankecepatan planet di sekitar Matahari, S1 = S2 = S3
Johannes Kepler padatahun 1600-an adalahorang pertama yangmembahas bentuk orbitplanet. Kepler jugamerumuskanserangkaian hukumuntuk menjelaskanbentuk dan karakteristikorbit planet.
A S T R O F I S I K A 41
Hukum ini secara tidak langsung menyatakan bahwakecepatan orbit suatu Planet mengitari matahari tidaklah konstan(uniform) melainkan berubah-ubah. Planet akan bergerak lebihcepat dalam orbitnya ketika berada pada daerah yang dekat denganmatahari, dan akan bergerak lebih lambat dalam orbitnya ketikaberada pada daerah yang jauh dari matahari. Kecepatan orbitPlanet berbanding terbalik dengan jaraknya terhadap matahari.Dalam notasi matematis , hukum ini dapat dirumuskan sebagai :dengan C adalah konstanta. Persamaan ini dapat dibaca lajuperubahan luas yang disapu garis penghubung planet-Matahariterhadap waktu adalah tetap, S1= S2= S3Hukum kesamaan luas ini terbentuk sebagai konsekuensi dariadanya kekekalan momentum sudut dari planet-planet ketikaberputar mengelilingi Matahari. Momentum sudut (L) merupakansuatu besaran fisika terkait gerak rotasi yang didefinisikan sebagaiperkalian antara momentum linier dengan jarak radial suatu benda(r) dari sumbu putarnya;Dimana momentum linier (p) adalah suatu besaran Fisika yangdidefinisikan sebagai perkalian antara massa (m) dengankecepatan(v);
Jadi, jika momentum sudut suatu planet yang mengitarimatahari adalah kekal, maka planet harus bergerak lebih cepat biladekat dengan matahari, dan bergerak lebih lambat jika berada jauhdari Matahari. Planet-planet yang berputar mengelilingi Mataharimemiliki momentum sudut yang tetap, karena tidak ada gayayang bekerja dalam arah geraknya. Gaya tarik matahari arahnyamembentuk sudut 90o terhadap arah gerak Planet. Sekali Planet
Cdt
dS
L = pr
P = mv
A S T R O F I S I K A 42
bergerak mengelilingi Matahari, maka planet tersebut akan terusberputar dengan momentum sudut yang konstan, kecuali jikadikenakan gaya yang arahnya dalam arah gerak planet. Sebagaicontoh, satelit buatan seperti satelit Palapa yang diorbitkandalam atmosfir Bumi, akan bergerak mengelilingi Bumi dalamorbit eliptik dengan momentum sudut mula-mula konstan. Akantetapi akibat adanya gaya gesek dari atmosfir bumi yang arahnyaberlawanan dengan arah gerak satelit, maka momentum sudutsatelit lama kelamaan akan terus berkurang seiring berjalannyawaktu. Jadi adanya gaya gesekan udara dapat menyebabkanhukum kekekalan momentum tidak berlaku, tetapi planet-planetbergerak di ruang hampa sehingga gaya gesek dengan udara dapatdiabaikan, sehingga hukum kekekalan momentum sudutnyaterjamin.Waktu yang diperlukan oleh sebuah Planet untuk beredarsatu kali mengitari Matahari disebut periode revolusi. UntukBumi, periode revolusinya didefinisikan sebagai satu tahun.Sedangkan waktu yang diperlukan oleh suatu planet untukberputar satu kali mengitari porosnya disebut periode rotasi. UntukBumi, periode rotasinya didefinisikan sebagai satu hari. Perioderevolusi suatu planet berhubungan erat dengan orbitnya (jari-jariatau diameter orbit). Hubungan antara periode revolusi suatuplanet dengan jaraknya dari matahari, termaktub dalam hukumketiga Kepler. Hukum ketiga Kepler yang disebut juga sebagai hukum harmonikyang dipublikasikan pada tahun 1619, menyatakan bahwaperbandingan kuadrat periode revolusi (T2) terhadap pangkattiga dari jarak rata-rata planet ke Matahari (jari-jari elips = R3)adalah sama untuk semua planet. Secara matematika,pernyataan tersebut dapat dirumuskan seperti berikut :
CR
T
3
2
A S T R O F I S I K A 43
Disini C adalah suatu konstanta yang memiliki nilaiyang sama untuk semua Planet. Hukum ini secaraeksplisit menyatakan hubungan antara periode revolusisuatu Planet dengan jaraknya terhadap matahari.Makin jauh jarak Planet ke matahari (makin besardiameter orbit Planet), makin lama perioderevolusinya. Planet yang memiliki diameter orbitpaling kecil adalah Merkurius dan yang paling besaradalah Pluto. Sehingga Merkurius memiliki perioderevolusi paling kecil, yaitu sekitar seperempat perioderevolusi Bumi (0,25 tahun Bumi), sedangkan Plutomemiliki periode revolusi paling besar yaitu sekitar248 tahun Bumi.Periode rotasi tidak ada hubungannya dengan jarakPlanet ke Matahari. Periode rotasi Planet Venus yangjaraknya ke Matahari lebih dekat dibanding PlanetBumi, memiliki periode rotasi yang lebih besar dariperiode rotasi Bumi, yaitu sekitar 243 hari Bumi.SedangkanPlanet Jupiter yang jaraknya lebih jauh dariBumi, memiliki periode rotasi yang lebih kecil dariperiode rotasi Bumi, yaitu sekitar setengah hariBumi.Jika Bumi dijadikan sebagai acuan, dimana jarakantara Bumi dan Matahari adalah sekitar 150 x 106km yang disebut sebagai 1 SA, dan periode revolusiBumi adalah 1 tahun, maka konstanta C = 1, danpersamaan hukum ketiga Kepler menjadidisini R adalah jarak rata-rata Planet ke Mataharidalamsatuan SA dan T adalah periode revolusi planet dalamsatuan tahun.Hukum ketiga Kepler memungkinkan kita untukmendapatkan jarak relatif di Tata Surya . Jika kitamengukur periode orbit benda A dan B, maka rasiosumbu semimajor dari orbitnya diperoleh:
PENTING
Meskipun keplerpertama kalimengeluarkanhukum-hukumnyauntuk menjelaskangerakan planet-planet, hukumtersebut berlakuumum juga untukmenggambarkanpergerakan satelit.
atauR
T,1
3
2
32 RT
A S T R O F I S I K A 44
Jika salah satu dari dua benda memiliki a dalam AU , maka kita dapatmengekspresikan sumbu semimajor lainnya dalam satuan astronomi. Hal ini dapat diulang untuk semua orbit . Selain itu, dari bentuk danorientasi orbit , kita dapat menetukan skala Tata Surya , dan padasetiap saat kita dapat menunjukkan di mana letak berbagai planet .Pada setiap saat kita dapat menyatakan dalam satuan astronomijarak antara dua benda . Jika pada saat yang sama kita bisa mengukurjarak antara dua benda dalam meter , kita kemudian dapatmemperoleh nilaiunit astronomi dalam meter.Saat ini, unit astronomi yang terbaik diukur dengan menggunakanrefleksi radar . Pulsa radar bergerak dengan kecepatan cahaya c ,yang dikenal sangat akurat ( Tabel 2 ).Tabel 2. Beberapa konstanta pentingNama Simbol NilaiKecepatan cahaya(dalam vakum)
c 2,997 924 58×108 ms−1Konstanta gravitasi G 6,672×10−11 Nm2kg−2Konstanta Boltzman k 1,380 65×10−23JK−1Konstanta Planck h 6,626 07×10−34JsKonstanta stefan σ 5,6704×10−8Wm−2K−4Astronomikal unit AU 1,495 978 706 9×1011mTahun cahaya ly 9,460 536×1015 mPi π 3.141 59Interval waktu juga dapat diukur sangat akurat , jadi jika kitamengukur interval waktu ∆t antara pengiriman pulsa radar dariBumi ke planet dan menerima gaungnya , maka jarak dari Bumi keplanet ini c∆t/2. Pengukuran akurat dari jarak di Tata Surya telahmengungkapkan bahwa sumbu semimajor dari orbit bumi tundukpada variasi yang sangat sedikit . Sebagai konsekuensinya AUsekarang didefinisikan sama dengan 1.495 978 706 9 × 108 km .Sumbu
3/2
B
A
B
A
T
T
a
a
A S T R O F I S I K A 45
semimajor bumi saat ini ( 2006) 0.999 985 AU .2. Unsur-unsur orbitalNilai a dan e adalah dua dari lima nilai - dari lima komponenorbital - yang diperlukan untuk menentukan orbit elips benda . Pbiasanya tidak berada diantara tiga elemen lainnya. Mengapa P ( normal ) berlebihan ?Periode orbital berlebihan karena biasanya dapat diperolehdengan akurasi yang memadai dari hukum ketiga Kepler. Untukmengetahui tiga unsur orbital lainnya diilustrasikan padaGambar 5 , yang menunjukkan bidang orbit bumi ditambah orbitbenda lain . Perhatikan bahwa , agar lebih jelas , orbit Bumi tidakditampilkan , meskipun arah gerakan orbital bumi diindikasikanoleh panah . Bidang orbit bumi bertindak sebagai bidang acuanuntuk semua orbit lain dan , seperti disebutkan sebelumnya ,disebut bidang ekliptika .
Gambar 5 . Tiga element orbital, Digunakan untukmenentukan orientasi orbit elips dengan terhadap bidangekliptika.Posisi Bumi dalam orbitnya pada saat tertentu dalam setiaptahunnya menjadi sumber arah.Arah yang dipilih adalah bahwa dariBumi ke Matahari saat Bumi berada pada musim semi ( Maret )dimana waktu siang dan malam sama lamanya . Titik arah menujuposisi bintang-bintang disebut titik pertama Aries . Arah ( danlokasi ) memiliki simbol ϒ.
A S T R O F I S I K A 45
semimajor bumi saat ini ( 2006) 0.999 985 AU .2. Unsur-unsur orbitalNilai a dan e adalah dua dari lima nilai - dari lima komponenorbital - yang diperlukan untuk menentukan orbit elips benda . Pbiasanya tidak berada diantara tiga elemen lainnya. Mengapa P ( normal ) berlebihan ?Periode orbital berlebihan karena biasanya dapat diperolehdengan akurasi yang memadai dari hukum ketiga Kepler. Untukmengetahui tiga unsur orbital lainnya diilustrasikan padaGambar 5 , yang menunjukkan bidang orbit bumi ditambah orbitbenda lain . Perhatikan bahwa , agar lebih jelas , orbit Bumi tidakditampilkan , meskipun arah gerakan orbital bumi diindikasikanoleh panah . Bidang orbit bumi bertindak sebagai bidang acuanuntuk semua orbit lain dan , seperti disebutkan sebelumnya ,disebut bidang ekliptika .
Gambar 5 . Tiga element orbital, Digunakan untukmenentukan orientasi orbit elips dengan terhadap bidangekliptika.Posisi Bumi dalam orbitnya pada saat tertentu dalam setiaptahunnya menjadi sumber arah.Arah yang dipilih adalah bahwa dariBumi ke Matahari saat Bumi berada pada musim semi ( Maret )dimana waktu siang dan malam sama lamanya . Titik arah menujuposisi bintang-bintang disebut titik pertama Aries . Arah ( danlokasi ) memiliki simbol ϒ.
A S T R O F I S I K A 45
semimajor bumi saat ini ( 2006) 0.999 985 AU .2. Unsur-unsur orbitalNilai a dan e adalah dua dari lima nilai - dari lima komponenorbital - yang diperlukan untuk menentukan orbit elips benda . Pbiasanya tidak berada diantara tiga elemen lainnya. Mengapa P ( normal ) berlebihan ?Periode orbital berlebihan karena biasanya dapat diperolehdengan akurasi yang memadai dari hukum ketiga Kepler. Untukmengetahui tiga unsur orbital lainnya diilustrasikan padaGambar 5 , yang menunjukkan bidang orbit bumi ditambah orbitbenda lain . Perhatikan bahwa , agar lebih jelas , orbit Bumi tidakditampilkan , meskipun arah gerakan orbital bumi diindikasikanoleh panah . Bidang orbit bumi bertindak sebagai bidang acuanuntuk semua orbit lain dan , seperti disebutkan sebelumnya ,disebut bidang ekliptika .
Gambar 5 . Tiga element orbital, Digunakan untukmenentukan orientasi orbit elips dengan terhadap bidangekliptika.Posisi Bumi dalam orbitnya pada saat tertentu dalam setiaptahunnya menjadi sumber arah.Arah yang dipilih adalah bahwa dariBumi ke Matahari saat Bumi berada pada musim semi ( Maret )dimana waktu siang dan malam sama lamanya . Titik arah menujuposisi bintang-bintang disebut titik pertama Aries . Arah ( danlokasi ) memiliki simbol ϒ.
A S T R O F I S I K A 46
Untukbenda lainnya pada Gambar 5, bidang orbitnya memotongbidang ekliptika dan membentuk garis. Pada baris ini matahariterletak di titik S– matahari harus terletak antaradua bidang orbital(hukum pertama Kepler). Titik lain pada baris ditandai N, dan iniadalah titik di mana benda melintasi bidang ekliptika dari sisiselatan ke utara, sisi utara dan selatan menunjuk ke bidang ekliptikadimana kutub utara dan kutub selatan bumi berada. N disebut nilaibujur simpul naik dari orbit benda. Sudut Ω diukur dalam arahgerakan bumi, dari ϒ menuju garis SN. Ini adalah elemen orbital yangdisebut bujur simpul.Bisa berjarak 00 sampai 3600. Bidang orbitplanet membentuk sudut i terhadap bidang ekliptika, dan ini adalahelemen yang disebut kecenderungan orbit. Hal ini dapat bervariasidari 00 sampai 1800 nilai di atas 900 sesuai untuk menurunkangerakan orbital. Apa itu inklinasi orbit Bumi, dan mengapa konsep bujurdapat diterapkan simpul naik?Orbit Bumi terletak pada bidang ekliptika. Dengan bidangekliptika sebagai bidang penunjuk, sehingga inklinasi orbit bumiadalah nol. Simpul naik adalah salah satu dari dua titik di mana orbitmelintasi bidang ekliptika. Orbit Bumi ada dalam bidang ini sehinggasimpul naik tidak terdefinisi.Lima elemen yang terakhir diperlukan untuk menentukan orbitelips benda adalah sudut ,diukur dari SN ke garis Sp, di mana p(Gambar 5) adalah posisi perihelion dari benda. Sudut diukur dalamarah gerakan benda, dan dapat bervariasi 00 sampai 3600. Ini disebutperihelion. Namun, agak lebih umum untuk memberikan elemenkelima sudut (Ω+ω). Ini disebut bujur perihelion.Itu adalah sudutyang janggal, jumlah dari dua sudut tidak berada pada bidang yangsama.Untuk menentukan dengan tepat di mana benda berada dalamorbitnya pada waktu tertentu kita perlu tahu kapan dia berada padatitik tertentu pada saat sebelumnya. Sebagai contoh, kita bisamenentukan satu kali ketika benda berada di perihelion. Jenisspesifikasi ini adalah elemen orbital keenam.
A S T R O F I S I K A 47
3. Asteroid dan Hukum Titius-BodeHampir semua asteroid berada dalam sabuk antara Mars danJupiter, meskipun inklinsi orbital dan eksentrisitas mereka yanglebih beragam daripada planet (Tabel 1.3), asteroid berada dalamsabuk asteroid, secara umum, memiliki bagian dalam perputaranpusaran gerak prograde dekat bidang ekliptika.Jika kita membandingkan sumbu semi-mayor dari planet, dantermasuk asteroid, maka akan muncul suatu keanehan. Salah satucara untuk melakukan perbandingan ini ditunjukkan pada Gambar 6.
Gambar 6 . sumbu semimayor dari planet berdasarkan urutanplanet-planet dari matahari: 1= merkurius,2= venus, dst..,sampai 10= pluto. Garis vertikal ke-5 adalah sabuk asteroid.Planet-planet diberi nomor dalam urutan dari Matahari:Mercury diberi nomor 1, Venus 2, Bumi 3, Mars 4, asteroid 5,Jupiter 6, dan seterusnya. Sumbu semi-mayor dari orbitalurnya berlawanan terhadap nomor planet. Untuk asteroidtitik menunjukkan Ceres dan garis mewakili rentang sumbusemi-mayor dari sabuk utama, konsentrasi di sabuk asteroidyang lebih besar. Yang aneh adalah skala logaritmik padasumbu "vertikal", data pada Gambar 6 letaknya dekat dengangaris lurus. Ini berarti bahwa sumbu semi-mayor bertambahdengan faktor yang sama setiap kali kita bergerak dari satuplanet ke planet lain. Ini adalah salah satu dari banyak cara
A S T R O F I S I K A 47
3. Asteroid dan Hukum Titius-BodeHampir semua asteroid berada dalam sabuk antara Mars danJupiter, meskipun inklinsi orbital dan eksentrisitas mereka yanglebih beragam daripada planet (Tabel 1.3), asteroid berada dalamsabuk asteroid, secara umum, memiliki bagian dalam perputaranpusaran gerak prograde dekat bidang ekliptika.Jika kita membandingkan sumbu semi-mayor dari planet, dantermasuk asteroid, maka akan muncul suatu keanehan. Salah satucara untuk melakukan perbandingan ini ditunjukkan pada Gambar 6.
Gambar 6 . sumbu semimayor dari planet berdasarkan urutanplanet-planet dari matahari: 1= merkurius,2= venus, dst..,sampai 10= pluto. Garis vertikal ke-5 adalah sabuk asteroid.Planet-planet diberi nomor dalam urutan dari Matahari:Mercury diberi nomor 1, Venus 2, Bumi 3, Mars 4, asteroid 5,Jupiter 6, dan seterusnya. Sumbu semi-mayor dari orbitalurnya berlawanan terhadap nomor planet. Untuk asteroidtitik menunjukkan Ceres dan garis mewakili rentang sumbusemi-mayor dari sabuk utama, konsentrasi di sabuk asteroidyang lebih besar. Yang aneh adalah skala logaritmik padasumbu "vertikal", data pada Gambar 6 letaknya dekat dengangaris lurus. Ini berarti bahwa sumbu semi-mayor bertambahdengan faktor yang sama setiap kali kita bergerak dari satuplanet ke planet lain. Ini adalah salah satu dari banyak cara
A S T R O F I S I K A 47
3. Asteroid dan Hukum Titius-BodeHampir semua asteroid berada dalam sabuk antara Mars danJupiter, meskipun inklinsi orbital dan eksentrisitas mereka yanglebih beragam daripada planet (Tabel 1.3), asteroid berada dalamsabuk asteroid, secara umum, memiliki bagian dalam perputaranpusaran gerak prograde dekat bidang ekliptika.Jika kita membandingkan sumbu semi-mayor dari planet, dantermasuk asteroid, maka akan muncul suatu keanehan. Salah satucara untuk melakukan perbandingan ini ditunjukkan pada Gambar 6.
Gambar 6 . sumbu semimayor dari planet berdasarkan urutanplanet-planet dari matahari: 1= merkurius,2= venus, dst..,sampai 10= pluto. Garis vertikal ke-5 adalah sabuk asteroid.Planet-planet diberi nomor dalam urutan dari Matahari:Mercury diberi nomor 1, Venus 2, Bumi 3, Mars 4, asteroid 5,Jupiter 6, dan seterusnya. Sumbu semi-mayor dari orbitalurnya berlawanan terhadap nomor planet. Untuk asteroidtitik menunjukkan Ceres dan garis mewakili rentang sumbusemi-mayor dari sabuk utama, konsentrasi di sabuk asteroidyang lebih besar. Yang aneh adalah skala logaritmik padasumbu "vertikal", data pada Gambar 6 letaknya dekat dengangaris lurus. Ini berarti bahwa sumbu semi-mayor bertambahdengan faktor yang sama setiap kali kita bergerak dari satuplanet ke planet lain. Ini adalah salah satu dari banyak cara
A S T R O F I S I K A 48
untuk menunjukkan aturan Titius - Bode, dinamai berdasarkannama astronom Jerman Johann Daniel Titius (1729-1796),yang telah membuat hukum ini tahun 1766, dan Johann BodeElert (1747-1826), yang menerbitkannya pada tahun 1772.Teori pembentukan tata surya (Bab 2) dapat menyebabkanpeningkatan jarak dari orbit planet menjauhi Matahari,sehingga hukum Titius - Bode menunjukkan keistimewaandari teori itu. Hukum Titius-Bode ini merupakan Suatu metodesederhana yang dapat memudahkan dalam mengingat ataumenentukan jarak rata-rata antara sebuah planet denganMatahari dalam satuan astronimis. Satuan astronomi adalahjarak rata-rata bumi matahari yaitu sebesar 150 juta km.Planet-planet yang mengorbit matahari terpisah pada jarakyang jauh satu sama lain. Menurut hukum ini, rumus jarakplanet dari matahari adalah:D adalah jarak planet dari matahari. Harga n bergerak dari ∞untuk Merkurius, 0 untuk venus dan bertambah dengan 1untuk planet-planet berikutnya.4. Teori orbitalHukum Kepler adalah aturan praktis yang menggambarkandengan sangat baik gerakan planet mengelilingi Matahari. Salahsatu dari sekian banyak prestasi ilmuwan Inggris Isaac Newton(1642-1727) , juga mampu menjelaskan aturan dua teoriuniversal yang telah dikembangkan Salah satu Teori dirumuskandalam hukum-hukum Newton tentang gerak, dan yang lainnyahukum gravitasi Newton.Hukum pertama Newton tentang gerak “Sebuah benda tetap
diam atau bergerak pada kecepatan konstan dalam garis lurus kecualiditindaklanjuti oleh kekuatan yang tidak seimbang . (Dengan kata lain,kekuatan tidak seimbang menyebabkan percepatan , yaitu baikpergeseran atau perubahan arah,atauperubahan kecepatan dan arah )Hukum kedua Newton tentang gerak “ Jika besarnya gaya tidak
D = 0,4 + 0,3x2nSabuk asteroid
A S T R O F I S I K A 49
seimbang ( ukuran) F bekerja pada sebuah benda bermassa m , makabesarnya percepatan benda diberikan oleh :
dan arah percepatan berada dalam arah gaya yang tidakseimbang .Hukum ketiga Newton tentang gerak “Jika benda Amemberikan gaya yang besarnya F pada benda B , maka benda Bmemberikan gaya yang besarnya sama pada tubuh A , tetapi dalamarah yang berlawanan” .Hukum gravitasi Newton Jika dua titik massa M dan m dipisahkanoleh jarak r, maka terdapat gaya tarik gravitasi antara merekadengan besarnya diberikan oleh
di mana G adalah konstanta gravitasi yang universal ( nilainyadiberikan dalam Tabel 2 ) .Sebuah titik massa memiliki batas spasial yang diabaikansehubungan dengan r . Untuk benda yang terbatas gaya gravitasitotal adalah jumlah dari gaya gravitasi antara semua titik dalam satubenda dan semua titik lainnya .Untuk menghitung hukum Kepler dari hukum Newton harusmemenuhi tiga kondisi :1) Satu-satunya gaya yang bekerja pada benda adalah gayagravitasi matahari .2) Matahari dan benda adalah bola simetris . Ini berarti bahwakerapatan mereka hanya bervariasi dengan radius dari pusatke permukaan ( bulat) . Dalam hal ini , mereka berinteraksisecara gravitasi sebagai titik massa dengan semua massa setiapbenda terkonsentrasi di pusatnya.
=
=
A S T R O F I S I K A 50
3) Massa benda yang mengorbit sangat kecil (diabaikan)dibandingkan dengan dengan massa Matahari.Perhitungan rinci hukum Kepler dari hukum Newton dapatditemukan dalam buku-buku tentang mekanika langit , dan tidakakan terulang di sini , tapi kita bisa menunjukkan beberapahubungan antara dua hukum tersebut .
Gambar 7. Benda A dalam orbitnya mengelilingi matahari
Hukum pertama dan Hukum kedua KeplerBerdasarkan Hukum pertama dan kedua dan perhatikanbenda A dalam orbit elips seperti pada Gambar 7 . Hukum gravitasiNewton mengatakan bahwa Matahari menarik A. Jadi, dari hukumkedua tentang gerak , A dipercepat menuju matahari, kecepatanmeningkat seiring jarak nya ke matahari yang semakin berkurang(dekat) . Karena memiliki komponen gerak selain ke Matahari, bendaA tidak jatuh langsung ke arah matahari . Oleh karena itu tidakmengenai matahari tetapi bergerak melalui perihelion (p )padakecepatan maksimumnya. Benda A kemudian diperlambat olehgravitasi Matahari seperti saat menjauhi matahari, dan memilikikecepatan minimum saat melewati aphelion (a) . Rincian matematikamenampilkan bahwa dibawah tiga istilah bentuk yang tepat dariorbit adalah elips dengan matahari berada di fokus ( hukum pertamaKepler ) dan bahwa Peningkatan kecepatan dan menurunnya jarakmatahari memberikan wilayah hukum yang sama ( hukum keduaKepler).A S T R O F I S I K A 50
3) Massa benda yang mengorbit sangat kecil (diabaikan)dibandingkan dengan dengan massa Matahari.Perhitungan rinci hukum Kepler dari hukum Newton dapatditemukan dalam buku-buku tentang mekanika langit , dan tidakakan terulang di sini , tapi kita bisa menunjukkan beberapahubungan antara dua hukum tersebut .
Gambar 7. Benda A dalam orbitnya mengelilingi matahari
Hukum pertama dan Hukum kedua KeplerBerdasarkan Hukum pertama dan kedua dan perhatikanbenda A dalam orbit elips seperti pada Gambar 7 . Hukum gravitasiNewton mengatakan bahwa Matahari menarik A. Jadi, dari hukumkedua tentang gerak , A dipercepat menuju matahari, kecepatanmeningkat seiring jarak nya ke matahari yang semakin berkurang(dekat) . Karena memiliki komponen gerak selain ke Matahari, bendaA tidak jatuh langsung ke arah matahari . Oleh karena itu tidakmengenai matahari tetapi bergerak melalui perihelion (p )padakecepatan maksimumnya. Benda A kemudian diperlambat olehgravitasi Matahari seperti saat menjauhi matahari, dan memilikikecepatan minimum saat melewati aphelion (a) . Rincian matematikamenampilkan bahwa dibawah tiga istilah bentuk yang tepat dariorbit adalah elips dengan matahari berada di fokus ( hukum pertamaKepler ) dan bahwa Peningkatan kecepatan dan menurunnya jarakmatahari memberikan wilayah hukum yang sama ( hukum keduaKepler).A S T R O F I S I K A 50
3) Massa benda yang mengorbit sangat kecil (diabaikan)dibandingkan dengan dengan massa Matahari.Perhitungan rinci hukum Kepler dari hukum Newton dapatditemukan dalam buku-buku tentang mekanika langit , dan tidakakan terulang di sini , tapi kita bisa menunjukkan beberapahubungan antara dua hukum tersebut .
Gambar 7. Benda A dalam orbitnya mengelilingi matahari
Hukum pertama dan Hukum kedua KeplerBerdasarkan Hukum pertama dan kedua dan perhatikanbenda A dalam orbit elips seperti pada Gambar 7 . Hukum gravitasiNewton mengatakan bahwa Matahari menarik A. Jadi, dari hukumkedua tentang gerak , A dipercepat menuju matahari, kecepatanmeningkat seiring jarak nya ke matahari yang semakin berkurang(dekat) . Karena memiliki komponen gerak selain ke Matahari, bendaA tidak jatuh langsung ke arah matahari . Oleh karena itu tidakmengenai matahari tetapi bergerak melalui perihelion (p )padakecepatan maksimumnya. Benda A kemudian diperlambat olehgravitasi Matahari seperti saat menjauhi matahari, dan memilikikecepatan minimum saat melewati aphelion (a) . Rincian matematikamenampilkan bahwa dibawah tiga istilah bentuk yang tepat dariorbit adalah elips dengan matahari berada di fokus ( hukum pertamaKepler ) dan bahwa Peningkatan kecepatan dan menurunnya jarakmatahari memberikan wilayah hukum yang sama ( hukum keduaKepler).
A S T R O F I S I K A 51
Jika sekarang benda dalam orbit melingkar 2 pada Gambar 7 .Perihelion ini memiliki jarak yang sama seperti orbit 1, tetapisekarang benda ini bergerak lebih lambat pada p daripada saat diorbit 2 , sehingga menjauhi Matahari. Gerakanya akan selaludipercepat saat menuju matahari dan akan melengkung terhadapmatahari. Tetapi keseluruhan gerakanya bertujuan menjaga agartetap berada pada jarak yang sama dari matahari. Akibatnyakecepatannya dalam orbit adalah konstan, dan percepatannya samadengan seluruh perubahan arahnya. Jika benda tidak memilikigerakan ke samping maka dia akan dipercepat langsung keMatahari.Orbit parabola dan hiperbolikBenda dengan kecepatan pada jarak perihelion dari p lebih besardaripada benda dalam orbit 1 pada Gambar 7 .❐ Apa yang terjadi pada orbit jika kecepatan p hanya Sedikit lebihbesar?Dalam hal ini akan naik sedikit lebih jauh di aphelion - sumbusemimajor akan menjadi lebih besar . Jika kecepatan meningkatmelampaui prediksi hukum Newton maka akan dicapai nilai dimanabenda bergerak naik menjauhi matahari dan tidak pernah kembali .Jalur ini bertemu dengan orbit 3 pada Gambar 7 . Ini adalah orbitparabola . Ini bukan kurva tertutup - dua garis menjadi paralel takterhingga . Orbit dengankecepatan perihelion yang lebih besarterbuka , dan salah satu contoh adalah orbit 4. Ini adalah orbithiperbolik. Selanjutnya, dua lengan hiperbolamenjadi bersinggungandengan garis lurus yang berbeda , kecepatan perihelion yang lebihbesar, sudut yang lebih besar antara garis-garis . Orbit parabola danhiperbolik disebut orbit tak tertutup , sedangkan setiap orbit elipsadalah orbit tertutup .Adakah benda dalam tata surya yang orbitnya terbuka ? Ya ada .Eksentrisitas orbit dari dua komet yang terdaftar tidak bisadibedakan dari 1 , nilai itu sesuai dengan orbit parabola . Duadiantaranya terdaftar dalam orbit hiperbolik. Jika sebuah komet
A S T R O F I S I K A 52
berada dalam orbit yang tak terbatas apabila dimodifikasi dengantepat maka akan menjadi terbatas, misalnya apabila bertabrakandengan planet , komet akan meninggalkan sistem Tata Surya . Juga,kalau orbitnya telah menyimpang terhadap jalur di dalamnya diapasti berasal dari luar tata surya. Komet adalah topik utama dalamBab 3 .Hukum ketiga KeplerUntuk Hukum ketiga Kepler P = ka3/2 kita harusmempertimbangkan orbit benda dalam sumbu semi- mayor yangberbeda . Sebelumnya Anda telah melihat bahwa a3/ 2 bergantungpada hasil gabungan dari peningkatan jarak sekitar orbit yang lebihbesar , dan kecepatan orbital yang lebih rendah . Kecepatan yanglebih rendah ini disebabkan oleh penurunan jaral gaya gravitasi (hukum gravitasi Newton ) dan penurunan nilai percepatan, hukumNewton memberikan
di mana M adalah massa Matahari dan m adalah massa bendalainnya.❐ Apa kondisi lainnya yang diperlukan ?Untuk mendapatkan hukum ketiga Kepler harus konstanuntuk tata surya . Dengan m adalah sifat benda non-matahari, kondisiini terpenuhi jika m diabaikan dibandingkan dengan massaMatahari. Ini adalah kondisi ( 3 ) di atas . Jupiter di tata suryamerupakan planet yang paling besar , tapi hanya 0,1 % dari massaMatahari. Oleh karena itu , kondisi ( 3 ) diisi dengan pendekatan yangbaik , dan hukum ketiga Kepler yang memuaskan dijelaskan olehhukum Newton.
A S T R O F I S I K A 53
5. Kesalahan orbitalKondisi (1) - (3) pada teori orbital terpenuhi sebagian dalamtata surya, dan dengan demikian, timbul komplikasi sebagai berikut.Massa benda yang mengorbit tidak dapat diabaikan sehubungandengan massa MatahariMisalkan sebuah planet dan Matahari, seperti yangditunjukkan pada Gambar 8. (a). Anda dapat melihat bahwa setiaptitik orbit terletak diantara garis. Titik ini disebut pusat massa darisistem termasuk Matahari dan planet. Untuk setiap sistem pusatmassa, massa adalah titik yang dipercepat dibawah kerja gayaeksternal ke sistem seolah-olah semua massa dalam sistemterkonsentrasi pada titik itu. Jadi, jika gaya eksternal dapatdiabaikan, pusat massa tidak dipercepat. Namun baik Matahari danplanet dipercepat sepanjang waktu karena gerakan orbital relatifterhadap pusat massa. Pada Gambar 8. (b) dari planet dalam orbitnyadiwakili oleh Matahari. Orbit ini lebih besar dua kali daripada diGambar 8. (a), tetapi tiga orbit memiliki eksentrisitas dan periodeorbit yang sama. Dua hukum pertama Kepler berlaku untuk orbitplanet relatif terhadap matahari, seperti yang ditunjukkan padaGambar 8. (b), dan tidak akan berlaku bila massa planettidakdiabaikan.Selama dua benda berbentuk bola simetris, sepertiMatahari dan planet pada Gambar 8, pusat massa berada pada posisisedemikian rupa sehingga
Dimana r dan rp adalah jarak simultan Matahari dan planet daripusat massa pada setiap titik di dalam orbit dan mp dan M adalahmassa. Meskipun kita tidak akan membuktikan persamaan ini,memiliki fitur yang wajar. Sebagai contoh, semakin besar nilai ,semakin jauh pusat massa dari pusat Matahari. Pada Gambar 8.
=
= ,
A S T R O F I S I K A 54
sesuai untuk planet yang jauh lebih besar daripada planetlainnya di tata surya.
Gambar 8 . sebuah planet mengelilingi matahari dalam orbitnya(a) bergerak relatif terhadap pusat massa. (b) gerak planetrelatif terhadap matahari.
Dimana pusat massa jika massa planet dapat diabaikandibandingkan Massa matahari?Dia berada di tengah-tengah matahari. Jupiter, planet palingbesar, memiliki massa 0,0955% dari massa Matahari. Jupiterberada dalam orbit melingkar dengan sumbu semi-mayor 7,78 ×108 km,kita dapat menghitung bahwa pusat massa dari sistemJupiter – matahari adalah 740.000 km dari pusat Matahari. Jadi,jika Jupiter adalah satu-satunya planet di pusat tata suryaMatahari akan bergerak pada orbit yang hampir melingkardengan jari-jari 740,000 mil - tidak lebih dari jari-jari matahari.Efek dari planet lain yang membuat gerakan Matahari menjadisulit, penyimpangan pusat Matahari terbatas dalam radiussekitar1,5×106km.A S T R O F I S I K A 54
sesuai untuk planet yang jauh lebih besar daripada planetlainnya di tata surya.
Gambar 8 . sebuah planet mengelilingi matahari dalam orbitnya(a) bergerak relatif terhadap pusat massa. (b) gerak planetrelatif terhadap matahari.
Dimana pusat massa jika massa planet dapat diabaikandibandingkan Massa matahari?Dia berada di tengah-tengah matahari. Jupiter, planet palingbesar, memiliki massa 0,0955% dari massa Matahari. Jupiterberada dalam orbit melingkar dengan sumbu semi-mayor 7,78 ×108 km,kita dapat menghitung bahwa pusat massa dari sistemJupiter – matahari adalah 740.000 km dari pusat Matahari. Jadi,jika Jupiter adalah satu-satunya planet di pusat tata suryaMatahari akan bergerak pada orbit yang hampir melingkardengan jari-jari 740,000 mil - tidak lebih dari jari-jari matahari.Efek dari planet lain yang membuat gerakan Matahari menjadisulit, penyimpangan pusat Matahari terbatas dalam radiussekitar1,5×106km.A S T R O F I S I K A 54
sesuai untuk planet yang jauh lebih besar daripada planetlainnya di tata surya.
Gambar 8 . sebuah planet mengelilingi matahari dalam orbitnya(a) bergerak relatif terhadap pusat massa. (b) gerak planetrelatif terhadap matahari.
Dimana pusat massa jika massa planet dapat diabaikandibandingkan Massa matahari?Dia berada di tengah-tengah matahari. Jupiter, planet palingbesar, memiliki massa 0,0955% dari massa Matahari. Jupiterberada dalam orbit melingkar dengan sumbu semi-mayor 7,78 ×108 km,kita dapat menghitung bahwa pusat massa dari sistemJupiter – matahari adalah 740.000 km dari pusat Matahari. Jadi,jika Jupiter adalah satu-satunya planet di pusat tata suryaMatahari akan bergerak pada orbit yang hampir melingkardengan jari-jari 740,000 mil - tidak lebih dari jari-jari matahari.Efek dari planet lain yang membuat gerakan Matahari menjadisulit, penyimpangan pusat Matahari terbatas dalam radiussekitar1,5×106km.
A S T R O F I S I K A 55
Matahari dan planet tidak simetris bolaMeskipun matahari dan planet-planet bentuknya mendekatisimetri bola, tetapi mereka tidak sesempurna demikian. Salah satupenyebab adalah rotasi benda. Tidak ada benda yang kaku danmenyebabkan rotasi menonjol ke khatulistiwa seperti padaGambar 9 (a) untuk memberikan bentuk seperti jeruk. Distorsirotasi Saturnus jelas dalam piring 16. Penyebab lain dari simetribola adalah gaya gravitasi yang bervariasi dalam amplitudo dan /atau arah penyilangan benda. Berdasarkan Hukum gravitasiNewton, kita dapat melihat bahwa bagian-bagian planet yanglebih dekat dengan Matahari mengalami gaya gravitasi sedikitlebih besar daripada planet yang lebih jauh dari matahari, danbegitu juga planet yang terjangkau. Sebuah distorsi tambahanyang dihasilkan dari perubahan arah Matahari dalam bendategak lurus terhadap garis matahari. Pada Gambar 9.(b) - bentukseperti bola rugby, atau sepak bola Amerika. Gaya diferensial(meregangkan dan menekan) disebut gaya pasang surut, dandistorsi disebut pasang. Matahari menghasilkan pasang di tubuhbumi, dan lebih besar pasang di lautan. Bulan juga menghasilkangelombang pasang Bumi dan sebenarnya menimbulkan pasangsurut lebih besar daripada yang matahari lakukan, meskipunbulan memiliki massa yang jauh lebih kecil. Ini terjadi karenajarak kita jauh lebih dekat dengan bulan dibandingkan denganmatahari yang mana gaya diferensial yang diberikannya ke Bumilebih besar dari gaya diferensial yang diberikan oleh matahari :gaya gravitasi Matahari hampir seragam di seluruh bumi,sedangkan bulan tidak demikian.Pentingnya jalan dari simetribola, disebabkan, karena memungkinkan benda untukmengerahkan torsi pada benda lain. Sebagai contoh, pada Gambar9. planet (b) dalam arah P sedikit lebih dekat ke ujung kiridaripada planet yang menyimpang dari ujung kanan. Oleh karenaitu gaya gravitasi secara keseluruhan lebih besar dari kiri kekanan, dan terdapat sebuah torsi. Hal ini dapat menunjukkanbahwa perubahan orbital yang dihasilkan berasal dari pasangantorsi .
A S T R O F I S I K A 56
Gambar 9 . penyebab dari kesimetrian bola sebuah planet (a)rotasi dan (b) gaya pasang surut dari matahari.Ada gaya tambahan pada benda dalam gaya gravitasi Matahari
Daftar gaya gravitasi pada planet lain selain gaya gravitasiMatahari.Ini adalah gaya gravitasi yang diberikan oleh planet-planetlain. Planet memiliki massa jauh lebih kecil dari Matahari , dan relatifmudah dipisahkan. Oleh karena itu, dari hukum gravitasi Newton,jelas bahwa tarikan gravitasi gabungan dari planet lain adalah kecil ,hanya memberikan sedikit efek pada orbit planet . Sebaliknya, kometbisa mendekati planet sampai cukup dekat , dalam hal ini , orbitkomet akan sangat berubah . Satelit planet juga memiliki efek(dengan pusat massa dari sistem planet ) satelit yang mengikuti orbitelips mengelilingi matahari sesuai dengan hukum Kepler . Planet dansetiap satelit akan mengikuti jalan sedikit bergelombang.Dan gaya gravitasi lain yaitu gaya non - gravitasi . Sebagaicontoh, ketika komet mendekati Matahari , materi beku menguapA S T R O F I S I K A 56
Gambar 9 . penyebab dari kesimetrian bola sebuah planet (a)rotasi dan (b) gaya pasang surut dari matahari.Ada gaya tambahan pada benda dalam gaya gravitasi Matahari
Daftar gaya gravitasi pada planet lain selain gaya gravitasiMatahari.Ini adalah gaya gravitasi yang diberikan oleh planet-planetlain. Planet memiliki massa jauh lebih kecil dari Matahari , dan relatifmudah dipisahkan. Oleh karena itu, dari hukum gravitasi Newton,jelas bahwa tarikan gravitasi gabungan dari planet lain adalah kecil ,hanya memberikan sedikit efek pada orbit planet . Sebaliknya, kometbisa mendekati planet sampai cukup dekat , dalam hal ini , orbitkomet akan sangat berubah . Satelit planet juga memiliki efek(dengan pusat massa dari sistem planet ) satelit yang mengikuti orbitelips mengelilingi matahari sesuai dengan hukum Kepler . Planet dansetiap satelit akan mengikuti jalan sedikit bergelombang.Dan gaya gravitasi lain yaitu gaya non - gravitasi . Sebagaicontoh, ketika komet mendekati Matahari , materi beku menguapA S T R O F I S I K A 56
Gambar 9 . penyebab dari kesimetrian bola sebuah planet (a)rotasi dan (b) gaya pasang surut dari matahari.Ada gaya tambahan pada benda dalam gaya gravitasi Matahari
Daftar gaya gravitasi pada planet lain selain gaya gravitasiMatahari.Ini adalah gaya gravitasi yang diberikan oleh planet-planetlain. Planet memiliki massa jauh lebih kecil dari Matahari , dan relatifmudah dipisahkan. Oleh karena itu, dari hukum gravitasi Newton,jelas bahwa tarikan gravitasi gabungan dari planet lain adalah kecil ,hanya memberikan sedikit efek pada orbit planet . Sebaliknya, kometbisa mendekati planet sampai cukup dekat , dalam hal ini , orbitkomet akan sangat berubah . Satelit planet juga memiliki efek(dengan pusat massa dari sistem planet ) satelit yang mengikuti orbitelips mengelilingi matahari sesuai dengan hukum Kepler . Planet dansetiap satelit akan mengikuti jalan sedikit bergelombang.Dan gaya gravitasi lain yaitu gaya non - gravitasi . Sebagaicontoh, ketika komet mendekati Matahari , materi beku menguap
A S T R O F I S I K A 57
(benda-benda yang menimbulkan kepala dan ekor) . Tapi merekajuga mengerahkan gaya pada komet , bukan dengan cara dari mesinroket , dan perubahan besar bisa terjadi akibat orbit .Karenatambahan gaya dan orbit planet yang kurang simetri sehingga tidaksepenuhnya sesuai dengan yang dijelaskan oleh tiga hukum Kepler .Namun, berangkat dari hukum tersebut umumnya cukup kecil kitadapat mempertimbangkan orbit berbentuk elips di mana elemenorbit berubah, biasanya perlahan-lahan , dan sering kacau , yaitutanpa rumus , meskipun sumbu semi- utama, eksentrisitas daninklinasi biasanya terbatas untuk rentang nilai yang kecil. Nilai-nilaiyang ditunjukkan pada Tabel 1.1 berlaku pada tahun 2006 , tetapinilai-nilai tersebut hampir akurat, akan tidak tergantikan selamabeberapa dekade. Nilai-nilai untuk a, e dan i khususnya akanmenyimpang jauh dari nilai yang diberikan ,selama ribuan tahun,dengan pengecualian mungkin dari yang paling besar planet Pluto.Pada bagian resonansi orbital, kita mempertimbangkan pengecualianyang timbul dari interaksi gravitasi antara dua benda yang mengorbitmatahari.6. Resonansi orbitalInteraksi gravitasi antara dua benda yang mengorbit Mataharimenimbulkan apa yang disebut resonansi. Ini dapat sangatmempengaruhi stabilitas orbit. Ada dua jenis resonansi, resonansigerak rata-rata dan resonansi sekuler. Sebuah resonansi gerak rata-rata (MMR) terjadi ketika rasio antara periode orbit PJ dan PA bendaJ dan A diberikan oleh :
dimana p dan q adalah bilangan bulat. Gambar 10. mengilustrasikankasus Jupiter J dan asteroid A ketika PJ / PA = 2, yaitu untuk setiaporbit Jupiter asteroid melengkapI dua orbit. Ini disebut 2:1 MMR.Pada Gambar 10 (a) perihelion dari asteroid terjadi dalam garisantara Matahari dan Jupiter (eksentrisitas orbit Jupiter kecil). Oleh
= +
A S T R O F I S I K A 58
karena itu, asteroid tidak pernah sangat dekat dengan Jupiter danorbitnya cenderung stabil.
Gambar 11. A 2:1 mean motion resonance (mmr) antara jupiterdan asteroid (a) perihelion dari asteroid terjadi ketika asteroidterletak antara garis matahari dan jupiter (peluang stabil). (b)aphelion dari asteroid terjadi ketika asteroid terletak antaragaris matahari dan jupiter (peluang tak stabil).Pada Gambar 11 (b) aphelion asteroid terjadi bila dia dalamgaris antara Matahari dan Jupiter. Oleh karena itu ketika Jupiterlebih dekat akan merasakan tarikan gravitasi yang kuat. Padadasarnya, ini diulang di setiap orbit Jupiter, sehingga efek tarikanmenumpuk, mungkin menyebabkan perubahan dari orbit asteroid.Banyak efek MMR dilihat dalam tata surya. Jenis lain dari resonansiadalah resonansi sekuler. "Sekuler" dalam konteks ini berartiinteraksi jangka panjang. Jadi daripada mencoba untuk interaksisesaat antara dua benda di orbit sekitar bintang seperti pada Gambar11, kita mempertimbangkan interaksi rata-rata dalam jangkapanjang, pada kenyataannya, setiap benda seolah-olah telah diolesisepanjang orbitnya dan interaksi gravitasi antara cincin ini.Ada berbagai macam resonansi sekuler. Gambar 12.menunjukkan hanya satu jenis resonansi untuk kasus dua bendayang mengorbit pada bidang yang sama. Untuk memperjelas orbitdari setiap benda digantikan oleh sumbu semi-mayor. Perhatikanbahwa interval antara setiap konfigurasi sesuai dengan banyaknya
A S T R O F I S I K A 58
karena itu, asteroid tidak pernah sangat dekat dengan Jupiter danorbitnya cenderung stabil.
Gambar 11. A 2:1 mean motion resonance (mmr) antara jupiterdan asteroid (a) perihelion dari asteroid terjadi ketika asteroidterletak antara garis matahari dan jupiter (peluang stabil). (b)aphelion dari asteroid terjadi ketika asteroid terletak antaragaris matahari dan jupiter (peluang tak stabil).Pada Gambar 11 (b) aphelion asteroid terjadi bila dia dalamgaris antara Matahari dan Jupiter. Oleh karena itu ketika Jupiterlebih dekat akan merasakan tarikan gravitasi yang kuat. Padadasarnya, ini diulang di setiap orbit Jupiter, sehingga efek tarikanmenumpuk, mungkin menyebabkan perubahan dari orbit asteroid.Banyak efek MMR dilihat dalam tata surya. Jenis lain dari resonansiadalah resonansi sekuler. "Sekuler" dalam konteks ini berartiinteraksi jangka panjang. Jadi daripada mencoba untuk interaksisesaat antara dua benda di orbit sekitar bintang seperti pada Gambar11, kita mempertimbangkan interaksi rata-rata dalam jangkapanjang, pada kenyataannya, setiap benda seolah-olah telah diolesisepanjang orbitnya dan interaksi gravitasi antara cincin ini.Ada berbagai macam resonansi sekuler. Gambar 12.menunjukkan hanya satu jenis resonansi untuk kasus dua bendayang mengorbit pada bidang yang sama. Untuk memperjelas orbitdari setiap benda digantikan oleh sumbu semi-mayor. Perhatikanbahwa interval antara setiap konfigurasi sesuai dengan banyaknya
A S T R O F I S I K A 58
karena itu, asteroid tidak pernah sangat dekat dengan Jupiter danorbitnya cenderung stabil.
Gambar 11. A 2:1 mean motion resonance (mmr) antara jupiterdan asteroid (a) perihelion dari asteroid terjadi ketika asteroidterletak antara garis matahari dan jupiter (peluang stabil). (b)aphelion dari asteroid terjadi ketika asteroid terletak antaragaris matahari dan jupiter (peluang tak stabil).Pada Gambar 11 (b) aphelion asteroid terjadi bila dia dalamgaris antara Matahari dan Jupiter. Oleh karena itu ketika Jupiterlebih dekat akan merasakan tarikan gravitasi yang kuat. Padadasarnya, ini diulang di setiap orbit Jupiter, sehingga efek tarikanmenumpuk, mungkin menyebabkan perubahan dari orbit asteroid.Banyak efek MMR dilihat dalam tata surya. Jenis lain dari resonansiadalah resonansi sekuler. "Sekuler" dalam konteks ini berartiinteraksi jangka panjang. Jadi daripada mencoba untuk interaksisesaat antara dua benda di orbit sekitar bintang seperti pada Gambar11, kita mempertimbangkan interaksi rata-rata dalam jangkapanjang, pada kenyataannya, setiap benda seolah-olah telah diolesisepanjang orbitnya dan interaksi gravitasi antara cincin ini.Ada berbagai macam resonansi sekuler. Gambar 12.menunjukkan hanya satu jenis resonansi untuk kasus dua bendayang mengorbit pada bidang yang sama. Untuk memperjelas orbitdari setiap benda digantikan oleh sumbu semi-mayor. Perhatikanbahwa interval antara setiap konfigurasi sesuai dengan banyaknya
A S T R O F I S I K A 59
periode orbit. Interaksi gravitasi antara dua benda menyebabkansumbu semi-mayor masing-masing bergerak dalam bidang orbit. Iniberarti bahwa perihelion dari masing-masing benda juga bergerak disekitarnya - ini disebut ketelitian perihelion. Ini adalah fenomenaumum ketika ada lebih dari dua benda yang mengorbit di sekitarbintang. Tapi dalam kasus ini, Anda dapat melihat bahwa sudutantara sumbu semi-mayor berosilasi di sekitar nol, dan itu tidakpernah lebih besar. Perbedaan terbatas ini adalah contoh resonansisekuler. Dalam hal ini, meningkatkan stabilitas orbit. Resonansisekuler lainnya menyebabkan ketidakstabilan. Bagian berikutmenjelaskan contoh resonansi sekuler di tata surya. Ketelitianperihelion tidak selalu sesuai dengan resonansi sekuler, seperti yangAnda akan lihat di bagian berikutnya.
Gambar . resonansi sekuler antara sumbu semimayor yang taklebih besar
7. Orbit merkuriusSeperti halnya semua orbit planet, orbit Merkurius tidaksungguh tepat elips di ruang angkasa. Berdasarkan ketelitianperihelium yang Anda temui dalam bagian resonansi orbital.Untuk merkurius orbitnya terlihat pada Gambar 13.
A S T R O F I S I K A 59
periode orbit. Interaksi gravitasi antara dua benda menyebabkansumbu semi-mayor masing-masing bergerak dalam bidang orbit. Iniberarti bahwa perihelion dari masing-masing benda juga bergerak disekitarnya - ini disebut ketelitian perihelion. Ini adalah fenomenaumum ketika ada lebih dari dua benda yang mengorbit di sekitarbintang. Tapi dalam kasus ini, Anda dapat melihat bahwa sudutantara sumbu semi-mayor berosilasi di sekitar nol, dan itu tidakpernah lebih besar. Perbedaan terbatas ini adalah contoh resonansisekuler. Dalam hal ini, meningkatkan stabilitas orbit. Resonansisekuler lainnya menyebabkan ketidakstabilan. Bagian berikutmenjelaskan contoh resonansi sekuler di tata surya. Ketelitianperihelion tidak selalu sesuai dengan resonansi sekuler, seperti yangAnda akan lihat di bagian berikutnya.
Gambar . resonansi sekuler antara sumbu semimayor yang taklebih besar
7. Orbit merkuriusSeperti halnya semua orbit planet, orbit Merkurius tidaksungguh tepat elips di ruang angkasa. Berdasarkan ketelitianperihelium yang Anda temui dalam bagian resonansi orbital.Untuk merkurius orbitnya terlihat pada Gambar 13.
A S T R O F I S I K A 59
periode orbit. Interaksi gravitasi antara dua benda menyebabkansumbu semi-mayor masing-masing bergerak dalam bidang orbit. Iniberarti bahwa perihelion dari masing-masing benda juga bergerak disekitarnya - ini disebut ketelitian perihelion. Ini adalah fenomenaumum ketika ada lebih dari dua benda yang mengorbit di sekitarbintang. Tapi dalam kasus ini, Anda dapat melihat bahwa sudutantara sumbu semi-mayor berosilasi di sekitar nol, dan itu tidakpernah lebih besar. Perbedaan terbatas ini adalah contoh resonansisekuler. Dalam hal ini, meningkatkan stabilitas orbit. Resonansisekuler lainnya menyebabkan ketidakstabilan. Bagian berikutmenjelaskan contoh resonansi sekuler di tata surya. Ketelitianperihelion tidak selalu sesuai dengan resonansi sekuler, seperti yangAnda akan lihat di bagian berikutnya.
Gambar . resonansi sekuler antara sumbu semimayor yang taklebih besar
7. Orbit merkuriusSeperti halnya semua orbit planet, orbit Merkurius tidaksungguh tepat elips di ruang angkasa. Berdasarkan ketelitianperihelium yang Anda temui dalam bagian resonansi orbital.Untuk merkurius orbitnya terlihat pada Gambar 13.
A S T R O F I S I K A 60
Gambar 13. Perihelium dari orbit merkurius. Dua orbitterpisahkan setiap 2000 tahun.Orbit Merkurius memiliki eksentrisitas yang sangat tinggi.Gabungan eksentrisitas orbit yang besar dengan periode rotasinyamenyebabkan matahari tampak terbit dua kali di langit merkurius.Menurut Hukum kedua Kepler, planet bergerak semakin cepat saatmendekati matahari dan bergerak semakin lambat saat menjauhimatahari. Waktu merkurius mendekati matahari kecepatan orbitbertambah dan akhirnya sama dengan kecepatan rotasi akibatnyamatahari yang telah terbit di timur tampak berhenti. Kemudian dititik terdekat kecepatan orbit lebih besar dari kecepatan rotasiakibatnya matahari tampak terbalik dan bergerak ke arah timur lagi.Setelah melalui titik terdekat kecepatan orbit berkurang, danmatahari bergerak lagi kearah barat sampai akhirnya kecepatan orbitsama lagi dengan kecepatan rotasi dan matahari tampak berhenti.Selanjutnya matahari terus bergerak kearah barat karena kecepatanorbitnya semakin mengecil.Ketika bergerak mengelilingi matahari, planet ini diamatimengalami presesi (posisi perihelion mengalami perubahan) dan halini tidak bisa dijelaskan menggunakan mekanika Newton.Presesi merkurius menghasilkan efek dilasi massa (pertambahanmassa akibat pergerakan sebuah benda) sehingga massa merkuriuslebih besar diperihelion dibandingkan di aphelion. Efek ini membuatperihelion mengalami presesi dengan laju 43 detik busur / abad.
A S T R O F I S I K A 60
Gambar 13. Perihelium dari orbit merkurius. Dua orbitterpisahkan setiap 2000 tahun.Orbit Merkurius memiliki eksentrisitas yang sangat tinggi.Gabungan eksentrisitas orbit yang besar dengan periode rotasinyamenyebabkan matahari tampak terbit dua kali di langit merkurius.Menurut Hukum kedua Kepler, planet bergerak semakin cepat saatmendekati matahari dan bergerak semakin lambat saat menjauhimatahari. Waktu merkurius mendekati matahari kecepatan orbitbertambah dan akhirnya sama dengan kecepatan rotasi akibatnyamatahari yang telah terbit di timur tampak berhenti. Kemudian dititik terdekat kecepatan orbit lebih besar dari kecepatan rotasiakibatnya matahari tampak terbalik dan bergerak ke arah timur lagi.Setelah melalui titik terdekat kecepatan orbit berkurang, danmatahari bergerak lagi kearah barat sampai akhirnya kecepatan orbitsama lagi dengan kecepatan rotasi dan matahari tampak berhenti.Selanjutnya matahari terus bergerak kearah barat karena kecepatanorbitnya semakin mengecil.Ketika bergerak mengelilingi matahari, planet ini diamatimengalami presesi (posisi perihelion mengalami perubahan) dan halini tidak bisa dijelaskan menggunakan mekanika Newton.Presesi merkurius menghasilkan efek dilasi massa (pertambahanmassa akibat pergerakan sebuah benda) sehingga massa merkuriuslebih besar diperihelion dibandingkan di aphelion. Efek ini membuatperihelion mengalami presesi dengan laju 43 detik busur / abad.
A S T R O F I S I K A 60
Gambar 13. Perihelium dari orbit merkurius. Dua orbitterpisahkan setiap 2000 tahun.Orbit Merkurius memiliki eksentrisitas yang sangat tinggi.Gabungan eksentrisitas orbit yang besar dengan periode rotasinyamenyebabkan matahari tampak terbit dua kali di langit merkurius.Menurut Hukum kedua Kepler, planet bergerak semakin cepat saatmendekati matahari dan bergerak semakin lambat saat menjauhimatahari. Waktu merkurius mendekati matahari kecepatan orbitbertambah dan akhirnya sama dengan kecepatan rotasi akibatnyamatahari yang telah terbit di timur tampak berhenti. Kemudian dititik terdekat kecepatan orbit lebih besar dari kecepatan rotasiakibatnya matahari tampak terbalik dan bergerak ke arah timur lagi.Setelah melalui titik terdekat kecepatan orbit berkurang, danmatahari bergerak lagi kearah barat sampai akhirnya kecepatan orbitsama lagi dengan kecepatan rotasi dan matahari tampak berhenti.Selanjutnya matahari terus bergerak kearah barat karena kecepatanorbitnya semakin mengecil.Ketika bergerak mengelilingi matahari, planet ini diamatimengalami presesi (posisi perihelion mengalami perubahan) dan halini tidak bisa dijelaskan menggunakan mekanika Newton.Presesi merkurius menghasilkan efek dilasi massa (pertambahanmassa akibat pergerakan sebuah benda) sehingga massa merkuriuslebih besar diperihelion dibandingkan di aphelion. Efek ini membuatperihelion mengalami presesi dengan laju 43 detik busur / abad.
A S T R O F I S I K A 61
Peristiwa ini juga berlangsung pada planet-planet lain meskipun jauhlebih kecil: harga di venus 8,6 detik busur/ abad, dibumi 3,8 detikbusur/ abad dan di mars 1,3 detik bsur/ abad.Ketelitian yang sebenarnya (relatif tetap terhadap sistemkoordinat dengan bintang-bintang yang jauh) melalui sudut 574 arcsekon (dari arcsec) per abad (3600 arcsec = 1). Pengaruh dariseluruh planet lain, dan sedikit dari simetri bola Matahari,menyebabkan perbedaan 43 arcsec per abad. Perbedaan ini adalahteka-teki besar ketika diidentifikasi pada abad kesembilan belas, danitu tidak diakui sampai 1915 ketika fisikawan Jerman-Swiss AlbertEinstein ( 1879-1955) menerapkan pengembangan teori barunyarelativitas umum terhadap masalah tersebut. Relativitas umumbukanlah modifikasi hukum Newton, tetapi jenis teori yang sangatberbeda. Untungnya, untuk sebagian besar penjelasan tentang tatasurya, teori Newton jauh lebih sederhana. Teori Einstein bergunauntuk mengamati tingkat ketelitian perihelion dari Merkuriusdalam ketidakpastian pengukuran.
A S T R O F I S I K A 62
BAB III
( PLANETARY ROTATION AND
THE VIEW FROM THE EARTH )
A S T R O F I S I K A 63
3.1. Rotasi PlanetSetiap planet berputar pada sumbu yang melewati pusat massanya.Untuk planet Bumi sumbu rotasinya ditunjukkan pada Gambar 1.17.Sumbu rotasi ini membagi permukaan bumi di Kutub Utara dan Selatan,dan khatulistiwa adalah garis tengah antar kutub. Sumbu rotasi tidaktegak lurus terhadap bidang orbit bumi (bidang ekliptika), tetapimemiliki kecenderungan aksial (sudut inklinasi) 23.4o dari tegak lurus.
Ketika Bumi berotasi pada porosnya, bumi tetap berinteraksidengan bintang-bintang jauh. Hal ini ditunjukkan (dari sudut pandangmiring) pada Gambar 1.18. Sumbu tidak tetap sejajar dengan Matahari,sehingga arah orbit menjadi bervariasi. Di posisi A, kemiringan KutubUtara maksimal dekat terhadap Matahari. Ini disebut titik balikmatahari pada bulan Juni, dan itu terjadi sekitar tanggal 21 Juni setiaptahunnya. Enam bulan kemudian, di C, kemiringan Kutub Utaramaksimal jauh dari Matahari. Ini adalah titik balik matahari pada bulanDesember, yang terjadi sekitar tanggal 21 Desember. Pada B dan Dhanya terjadi dua momen dalam setahun ketika sumbu rotasi bumitegak lurus terhadap garis dari Bumi ke Matahari. Atas seluruh bumi,
A S T R O F I S I K A 64
siang dan malam memiliki panjang yang sama, yang memberi kaminama untuk dua konfigurasi ini - ekuinoks. Arah dari Bumi Matahari divernal (Maret) equinox digunakan sebagai arah acuan dalam bidangekliptik.
Pada Gambar 1.19 gerak bumi mengelilingi orbitnya antara posisi1, 2, dan 3 telah dibesarkan untuk kejelasan. Karena ada lebih dari 365hari dalam setahun, Bumi hanya bergerak 1o di sekitar orbitnya dalamwaktu yang dibutuhkan Bumi untuk memutar sekali.Periode rotasi rata-rata tidak bervariasi secara signifikansepanjang tahun, tapi hari matahari tidak. Ini merupakan konsekuensidari eksentrisitas orbit bumi dan kemiringan sumbu rotasi. Sebaliknya,
A S T R O F I S I K A 65
hari matahari rata-rata didefinisikan untuk diperbaiki dalam durasi,dan telah lama rata-rata hari-hari matahari rata-rata lebih dari setahun.Jika waktu matahari bertepatan pada beberapa kejadian, mereka akanbertepatan lagi setahun kemudian, tetapi di antara keduanya,perbedaan berkembang, kadang-kadang waktu matahari di depan rata-rata waktu matahari dan kadang-kadang di belakang. Perbedaanmaksimum sekitar 15 menit di depan atau di belakang. Hari yang kitagunakan dalam kehidupan kita sehari-hari, seperti yang ditandai olehjam kita, adalah rata-rata hari matahari. Bahkan ini bervariasipanjangnya, sangat sedikit, sehingga untuk tujuan ilmiah hari standardidefinisikan, sangat hampir sama dengan panjang rata-rata harimatahari. Ini adalah hari standar yang muncul dalam Tabel 1,1-1,4 dandi tempat lain. Hal ini persis 24 × 60 × 60 detik panjangnya, dan dengandemikian terdiri dari tepat 24 jam 60 menit, dengan masing-masingmenit terdiri dari 60 detik.Periode rotasi rata-rata adalah 23 jam 56 min 4 s, yaitu 3 min 56 slebih pendek dari rata-rata hari matahari. Lebih dari satu tahunsidereal, perbedaan ini harus menambahkan hingga satu putaran ekstraBumi sehubungan dengan bintang-bintang jauh. Anda dapatmeyakinkan diri dengan mempertimbangkan planet yang berputarseperti pada Gambar 1.20. Dalam hal ini ada tiga rotasi per orbitsehubungan dengan Matahari dan empat sehubungan dengan bintang-bintang. Untuk bumi, selama tahun sidereal ada 365,26 hari mataharidan 366,26 periode rotasi rata-rata.Tabel 1.1 memberikan kecenderungan dan sidereal periode rotasiaksial dari setiap planet dan juga dari Matahari. Kecenderungan darisetiap planet adalah sehubungan dengan bidang orbitnya, sedangkandalam kasus Matahari itu sehubungan dengan bidang ekliptika.
A S T R O F I S I K A 66
Perhatikan bahwa, dengan tiga pengecualian, kecenderungan cukupkecil. Ini berarti bahwa pusaran prograde gerak orbit, dalam satu sitasi,dapat dilihat dari rotasi planet terhadap matahari. Pengecualian adalahVenus, Uranus, dan Pluto. Sudut inklinasi dari Venus tidak lebih besardari 180o.Apa perbedaan antara kemiringan aksial dari 180o dan 0o ?Perbedaannya adalah bahwa 0o adalah rotasi searah jarum jamsedangkan 180o adalah rotasi mundur atau berlawanan arah jarumjam, dalam setiap kasus dengan sumbu rotasi tegak lurus terhadapbidang orbit. Sudut inklinasi lebih besar dari 90o adalah berlawananarah jarum jam, sehingga Pluto dan Uranus juga dalam rotasimundur, meskipun kemiringan Uranus 97,8o berarti bahwa sumburotasi hampir di bidang orbitnya.
Seperti dalam kasus elemen orbit, kemiringan aksial dan perioderotasi yang mengalami perubahan, dan untuk alasan dasar yang sama -kekuatan yang diterapkan oleh anggota lain di tata surya. Misalnya,periode rotasi sidereal Bumi saat ini meningkat, agak tidak teratur,dengan 1,4 × 10-3 detik per abad, terutama karena torsi yang diberikanoleh Bulan pada distorsi pasang surut bumi. Bumi memiliki efek yangsama di Bulan, dan telah melambat sehingga sekarang terkunci ke
A S T R O F I S I K A 67
dalam periode rotasi yang membuat itu menghadap Bumi. Ketika satubagian berputar sehingga membuat satu wajah ke tubuh mengorbit,dikatakan berada dalam rotasi sinkron.MusimGambar 1.21 adalah pandangan tepi orbit bumi dengan posisi A danC yang ditandai pada Gambar 1.18, dan ukuran bumi dibesarkan untukdapat dilihat lebih jelas. Ketika Kutub Utara Bumi mengalamikemiringan maksimal terhadap Matahari, pada A, ada musim panas dibelahan bumi utara karena permukaan menerima radiasi matahari yangterbesar. Ini bukan hanya karena Matahari mencapai tinggi di langit,tetapi juga karena durasi panjang siang hari. Sebaliknya, belahan bumiselatan mengalami kemiringan jauh dari Matahari.
Musim apakah yang dialami setiap bagian bumi?Ini adalah musim dingin di belahan bumi ini, karena radiasisurya tipis tersebar di permukaan dan siang hari pendek. Enambulan kemudian, di C, titik balik matahari Desember, musimterbalik. Dengan demikian kemiringan aksial berpengaruhterhadap perubahan musim. Eksentrisitas orbit bumi hanyamemiliki efek sekunder. Bumi berada pada perihelion pada awalJanuari, dengan belahan bumi utara pada keadaaan musim dingin,dan sebagai akibat dari eksentrisitas orbit, kontras musimanberkurang di belahan bumi utara dan peningkatan di belahan bumiselatan.
A S T R O F I S I K A 68
El-Nino Dan La-Nina
El-NinoEl Nino adalah peristiwa memanasnya suhu airpermukaan laut di pantai barat Peru – Ekuador (AmerikaSelatan yang mengakibatkan gangguan iklim secara global).Biasanya suhu air permukaan laut di daerah tersebut dinginkarena adanya up-welling (arus dari dasar laut menujupermukaan). Menurut bahasa setempat El Nino berarti bayilaki-laki karena munculnya di sekitar hari Natal (akhirDesember). Di Indonesia, angin monsun (muson) yang datangdari Asia dan membawa banyak uap air, sebagian besar jugaberbelok menuju daerah tekanan rendah di pantai barat Peru –Ekuador. Akibatnya, angin yang menuju Indonesia hanyamembawa sedikit uap air sehingga terjadilah musim kemarauyang panjang.Gilbart Walker yang mengemukaan tentang El Nino dansekarang dikenal dengan Sirkulasi Walker yaitu sirkulasi anginTimur-Barat di atas Perairan Pasifik Tropis. Sirkulasi ini timbulkarena perbedaan temperatur di atas perairan yang luas padadaerah tersebut.a) Perairan sepanjang pantai China dan Jepang, atau CarolinaUtara dan Virginia, lebih hangat dibandingkan denganperairan sepanjang pantai Portugal dan California.Sedangkan perairan disekitar wilayah Indonesia lebihbanyak dari pada perairan disekitar Peru, Chile danEkuador.
A S T R O F I S I K A 69
b)Perbedaan temperatur lautan di arah Timur – Barat inimenyebabkan perbedaan tekanan udara permukaan diantara tempat – tempat tersebut.c) Udara bergerak naik di wilayah lautan yang lebih hangatdan bergerak turun di wilayah lautan yang lebih dingin.Dan itu menyebabkan aliran udara di lapisan permukaanbergerak dari Timurk-Barat. Dampak El Nino Terhadap Kondisi Cuaca Globala. Angin pasat timuran melemahb. Sirkulasi Monsoon melemahc. Akumulasi curah hujan berkurang di wilayah Indonesia,Amerika Tengah dan amerika Selatan bagian Utara. Cuaca didaerah ini cenderung lebih dingin dan kering.d. Potensi hujan terdapat di sepanjang Pasifik EkuatorialTengah dan Barat serta wilayah Argentina. Cuacacenderung hangat dan lembab. Dampak El Nino terhadap kondisi cuaca IndonesiaFenomena El Nino menyebabkan curah hujan di sebagianbesar wilayah Indonesia berkurang, tingkat berkurangnyacurah hujan ini sangat tergantung dari intensitas El Ninotersebut. Namun karena posisi geografis Indonesia yangdikenal sebagai benua maritim, maka tidak seluruh wilayahIndonesia dipengaruhi oleh fenomena El Nino.El Nino pernah menimbulkan kekeringan panjang diIndonesia. Curah hujan berkurang dan keadaan bertambah
A S T R O F I S I K A 70
menjadi lebih buruk dengan meluasnya kebakaran hutan danasap yang ditimbulkannya.Disektor irigasi, hasil kajian menyebutkan bahwa kondisibeberapa DAS di Indonesia cukup kritis dan jumlahnyasemakin banyak, khususnya di Jawa. Berdasrkan analisisterhadap data debit minimum dan maksimum dari 52 sungaiyang tersebar di Indonesia mulai dari Sabang sampai Merauketerlihat bahwa jumlah sungai yang debit minimumnyaberpotensi untuk menimbulkan masalah kekeringanmeningkat. Kondisi ini mengindikasikan bahwa daerah aliransungai di wilayah Indonesia setelah tahun 1990- banyak yangsudah mengalami degradasi sehingga adanya penyimpanganiklim dalam bentuk penurunan atau peningkatan hujan jauhdari normal akan langsung menimbulkan penurunan ataupeningkatan yang tajam dari debit minimum atau debitmaksimum (kekeringan hidrologis).Disektor perikanan dan kelautan, hasil tangkapan ikanpada tahun-tahun el nino juga dilaporkan menurun. Hal inidikarenakan pada kondisi tersebut ketersediaan pakan bagiikan (plankton) juga berkurang. Selain itu banyak terumbukarang yang mengalami keputihan (coral bleaching) akibatterbatasnya alga yang merupakan sumber makanan dariterumbu karang karena tidak mampu beradaptasi denganpeningkatan suhu air laut. Memanasnya air laut juga akanmenggangu kehidupan jenis ikan tertentu yang sensitifterhadap naiknya suhu laut. Kondisi ini menyebabkanterjadinya migrasi ikan ke perairan lain yang lebih dingin.
A S T R O F I S I K A 71
Kepala Badan Meteorologi, Klimatologi, dan Geofisika(BMKG) Sri Woro Budiati Harijono, mengemukakan, dampak ElNino akan dirasakan signifikan di Indonesia hanya dengan satusyarat, yakni jika suhu permukaan laut Indonesia yangmendingin. Sesuai dengan teori hukum fisika dasar, anginberembus dari daerah yang bertekanan udara tinggi (lebihdingin) ke daerah bertekanan udara rendah (lebih panas).Karena suhu permukaan laut di Pasifik menghangat ataunaik yang berarti bertekanan rendah, maka jika daerah-daerahdi sekitar Pasifik (termasuk Indonesia) memiliki suhu mukalaut yang dingin, maka angin termasuk uap air dari Indonesiaakan ditarik ke Pasifik. Akibatnya tentu saja bisa diketahui,yakni terjadinya musim kemarau yang sangat kering.Namun, dampak ini tidak akan berlaku, jika suhupermukaan laut Indonesia juga menghangat. “Jadi kalau dua-duanya menghangat, berarti tidak terjadi perbedaan tekananudara. Jadi, meskipun El Nino kuat, tidak akan berpengaruhsignifikan untuk Indonesia,” katanya.BMKG memprediksi periodidasi kekuatan El Nino. Untukbulan Juli hingga Agustus 2009, El Nino masuk kategori lemah,bulan September, Oktober, dan November 2009 kategorimoderate (sedang), dan Desember 2009 sampai Januari 2010,kekuatan El Nino akan mencapai puncaknya dengan kategorikuat. La-NinaLa Nina merupakan kebalikan dari El Nino. La Ninamenurut bahasa penduduk lokal berarti bayi perempuan.
A S T R O F I S I K A 72
Peristiwa itu dimulai ketika El Nino mulai melemah, dan airlaut yang panas di pantai Peru – ekuador kembali bergerak kearah barat, air laut di tempat itu suhunya kembali sepertisemula (dingin), dan upwelling muncul kembali, atau kondisicuaca menjadi normal kembali. Dengan kata lain, La Ninaadalah kondisi cuaca yang normal kembali setelah terjadinyagejala El Nino.Perjalanan air laut yang panas ke arah barat tersebutakhirnya akan sampai ke wilayah Indonesia. Akibatnya,wilayah Indonesia akan berubah menjadi daerah bertekananrendah (minimum) dan semua angin di sekitar Pasifik Selatandan Samudra Hindia akan bergerak menuju Indonesia. Angintersebut banyak membawa uap air sehingga sering terjadihujan lebat. Penduduk Indonesia diminta untuk waspada jikaterjadi La Nina karena mungkin bisa terjadi banjir. Sejakkemerdekaan di Indonesia, telah terjadi 8 kali La Nina, yaitutahun 1950, 1955, 1970, 1973, 1975, 1988, 1995 dan 1999.Ketika La Nina kolam panas (bagian laut yang suhunyatinggi) bergerak masuk ke arah Indonesia bagian timur dandemikian juga anginya berhembus lebih kuat ke arah Indonesiasehingga laut di Indonesia timur meningkat suhunya, hal inidiikuti dengan penguapan yang lebih banyak dan terjadikonveksi kuat yang membentuk awan hujan (kumulus),sehingga daerah Indonesia khususnya bagian timur akan curahhujanya di atas normal.Sebaliknya ketika El Nino kolampanasnya bergerak menjauhi Indonesia sehingga yang banyakhujan ialah di laut Pasifik, sedangkan daerah Indonesia,khususnya bagian timur curah hujanya berkurang. Indonesia
A S T R O F I S I K A 73
mengalami kekeringan. Proses El Nino dan La Nina ini dapatdiperlihatkan ada hubunganya dengan aktivitas matahari dansinar kosmik.Fenomena La Nina ditandai dengan menurunnya SPL(suhu permukaan laut) di zona Nino 3.4 (anomali negatif)sehingga sering juga disebut sebagai fase dingin. Karenasifatnya yang dingin ini, kedatangannya juga dapatmenimbulkan petaka di berbagai kawasan khatulistiwa,termasuk Indonesia. Curah hujan berlebihan yang menyertaikedatangan La Nina dapat menimbulkan banjir dan tanahlongsor di berbagai wilayah di Indonesia. Jadi, dua “lakon” dipanggung Samudera Pasifik ini sama-sama menakutkan. Yangsatu menyebar petaka kekeringan, sementara yang lainmemberi ancaman banjir. Inilah Perbedaan Kondisi Saat La Nina Dan Saat Kondisi
Normal
1. Kondisi La NinaPada tahun La Nina jumlah air laut bertemperatur rendahyang mengalir di sepanjang Pantai Selatan Amerika danPasifik Timur meningkat. Wilayah Pasifik Timur dan Tengahmenjadi lebih dingin dari Pasifik Barat. Ketika terjadi La Nina: Angin passat Timuran menguat, sehingga massa udaradingin meluas hingga Samudera Pasifik bagian tengahdan Timur. Ini menyebabkan perubahan pola cuaca. Daerah potensihujan meliputi wilayah Perairan Barat.
A S T R O F I S I K A 74
2. Kondisi Normal Kondisi Suhu Muka Laut Pada Kondisi
NormalPada tahun-tahun normal, Suhu Muka Laut (SST) di sebelahUtara dan Timur Laut Australia ≥28°C sedangkan SST diSamudra Pasifik sekitar Amerika Selatan ±20°C (SST diPasifik Barat 8° – 10°C lebih hangat dibandingkan denganPasifik Timur). Angin di wilayah Samudra Pasifik Ekuatorial (Anginpassat Timuran) dan air laut di bawahnya mengalir dariTimur ke Barat. Arah aliran timuran air ini sedikitberbelok ke Utara pada Bumi Belahan Utara dan keSelatan pada Bumi Belahan Selatan. Daerah yang berpotensi tumbuh awan-awan hujan adalahdi Samudra Pasifik Barat, wilayah Indonesia dan AustraliaUtara.Tidak hanya dampak negatif saja yang ada di La Ninaterhadap Indonesia, tetapi juga ada dampak positifnya.Sementara itu, Kepala Ekspedisi Mirai, Dr KeisukeMizuno,mengatakan, terjadi menyimpangan cuaca dapatmemberi dampakyang positif bagi sektor perikanan. Karenapada masa itu terjadimigrasi ikan tuna ke wilayahIndonesia.Saat La Nina suhu muka laut di barat Samudera PasifikhinggaIndonesia menghangat. Kondisi ini mendorong ikantuna dari Pasifiktimur yang dingin bergerak masuk kekawasan timur Indonesia.Seperti dikemukakan DwiSusanto, pakar cuaca BPPT, belum lamaini, perairan barat Pasifik selama ini diketahui merupakan
A S T R O F I S I K A 75
kawasanyang memiliki kelimpahan ikan tuna tertinggi,mencapai 70 persenstok ikan tuna dunia.Sebaliknya, ketika terjadi El Nino, ikan tuna di Pasifikbergerak ketimur. Namun, ikan yang berada di SamuderaHindia bergerak masukke selatan Indonesia. Hal itu karenaperairan di timur samudera inimendingin, sedangkan yangberada di barat Sumatera dan selatanJawa menghangat.Akibat Rotasi Bumi
o Adanya Pergantian Siang Dan MalamBagian permukaan yang kebetulan mendapatkan sinar mataharidikatakan dalam keadaan siang hari, sedang bagian permukaan bumiyang kebetulan tidak mendapat sinar matahari disebut malam hari.Jadi, rotasi bumi menyebabkan separuh bola bumi mengalami sianghari selama 12 jam, dan separuhnya lagi mengalami malam hariselama 12 jam.o Gerak Semu Matahari Dan BintangGerakan matahari dan bintang yang terbit di arah timur dantenggelam di arah batar merupakan gerak semu dari matahari danbintang-bintang. Karena bumi berotasi dari arah barat ke timur,maka benda-benda langit seperti matahari dan bintang kelihatanbergerak dari timur ke barat.
A S T R O F I S I K A 76
o Perubahan Arah AnginRotasi bumi mengakibatkan angin pasat yang arahnya dari utara(dari 300 LU) akan berbelok ke arah kanan, sedangkan yang semuladari selatan (dari 300 LS) akan berbelok ke kiri.o Perbedaan Waktu Untuk Daerah Bujur Yang BerbedaBumi berputar pada sumbunya selama 24 jam. Hal itu berarti setiap 1jam = 150 bujur atau setiap 1 bujur sebesar 4 menit. Jadi daerah yanglintang bujurnya tidak sama, waktunya juga berbeda.o Pemanfaatan Bumi Pada Kedua KutubnyaPada waktu bumi dalam proses mendidngin dan mengeras, saat itubumi telah berputar pada porosnya sehingga bumi mengalamipemanfaatan pada kedua kutubnya.
Percobaan Yang Membuktikan Bahwa Bumi Berotasi
o Percobaan Benzenberg Dan Reich (Percobaan Dengan Benda
Jatuh)Benzeinberg (tahun 1802) mengadakan percobaan denganmenjatuhkan sebuah peluru logam dari puncak menara. Ternyatapeluru itu tidak jatuh persis dibawahnya, namun agak melenceng kearah timur. Hal itu membuktikan bahwa bumi berotasi dari barat ketimur.Reich (tahun 1831) juga melakukan percobaan yang serupa padasebuah lubang pertambangan, dan ternyata hal yang serupa didapatkan.o Ayunan FoucaultPada tahun 1851, Foucault mengadakan percobaan pendulum(bandul) yang diikatkan atau digantungkan pada puncak bangunantinggi. Agar bandul yang di ayunkan arahnya tetap, maka dipakai
A S T R O F I S I K A 77
patokan bintang spica (bintang tetap). Ternyata stelah diamati, setiap6 jam bandul mempunyai gerak yang berbeda.3.1.1. Presesi dari Rotasi AxisSejauh ini, arah sumbu rotasi bumi telah dianggap tetapberinteraksi dengan bintang-bintang jauh. Kasus ini tidak cukup.Bahkan, conesdi sekitar dengan cara seperti Gambar 1.22, sebuah gerakyang disebut presesi sumbu rotasi. Ini adalah hasil dari torsi yangdiberikan oleh badan-badan lain di Tata Surya pada bentuk yang sedikitnon-bulat dari Bumi. Bulan dan Matahari account untuk hampir seluruhefek. Semua planet sedikit non-bulat, sehingga mereka semua tundukpada presesi. Untuk Bumi, satu coning lengkap membutuhkan waktu 25800 tahun, interval ini disebut periode presesi Bumi.
Salah satu konsekuensi dari presesi adalah bahwa posisi ekuinoks dansolstices bergerak di sekitar orbit, sehingga menimbulkan presesijangka waktu ekuinoks. Dalam kasus Bumi gerakan ini adalah dalamarah mundur (memerlukan 25 800 tahun untuk bergerak sekali).Gambar 1.23 membandingkan konfigurasi sekarang (garis putus-putus)
A S T R O F I S I K A 78
dengan konfigurasi 12 900 tahun dari sekarang (garis solid) - masing-masing equinox dan solstice telah bergerak setengah jalan di seluruhorbit. Ingat bahwa arah referensi dalam bidang ekliptika adalah garisdari Bumi ke Matahari saat Bumi berada pada vernal equinox. Olehkarena itu, sehubungan dengan bintang-bintang jauh, arah referensi initelah bergerak melalui 1800 pada Gambar 1.23. Saat ini, ketika Bumiberada pada vernal equinox, arahnya adalah ke titik di konstelasiPisces,tetapi sekitar 2000 tahun yang lalu, ketika presesi menjadi diakuisecara luas, itu di konstelasi Aries, ketika lokasi itu disebut titik pertamaAries. Nama tongkat, meskipun titik lama pindah ke konstelasi Pisces,dan sekarang tidak jauh dari perbatasan dengan konstelasi Aquarius.Gerak retrograde (gerak mundur) lambat dari vernal ekuinox disekitar orbit bumi berarti bahwa waktu yang dibutuhkan bagi Bumiuntuk melintasi orbitnya dari satu vernal ekuinox ke yang berikutnyasangat sedikit kurang dari tahun sidereal. Interval waktu antaraekuinoks vernal disebut tahun tropis, dan tahun ini adalah tahun dimana kalender kita didasarkan. Durasinya adalah 365,242 190 hari,sedangkan tahun sidereal adalah 365,256 363 hari. Mulai sekarang,istilah ‘tahun’ akan berarti tahun tropis. Ini adalah tahun ini yangmerupakan unit pengukuran waktu dalam Tabel 1.1, 1.3, dan 1.4, dan ditempat lain. Hal ini dilambangkan dengan simbol 'a', dari kata Latinuntuk tahun, annus.3.2. PEMANDANGAN DARI BUMI TERHADAP BENDA-BENDA ANGKASA
3.2.1. Planet Lain Yang Tampak Dari BumiPlanet terlihat di langit yang kita lihat tergantung apakah orbitplanet tersebut lebih besar atau lebih kecil dari orbit Bumi. Gambar
A S T R O F I S I K A 79
1.24 menunjukkan planet Venus mewakili dua planet (Venus danMerkurius) dengan orbit yang lebih kecil, dan Mars mewakili Planetlain dengan orbit yang lebih besar. Planet-planet akan ditampilkanpada tiga peristiwa. Dalam posisi pertama ketiga planet yang segarisdengan Matahari, sangat jarang terjadi tetapi berguna untukmenggambarkan pemandangan dari Bumi. Planet-planet bergerakpada tingkat yang berbeda di sekitar orbitnya, sehingga keselarasanini hanya berlangsung sesaat.Dalam posisi pertama, Venus berada di antara Bumi dan Matahari.Posisi ini kemudian disebut konjungsi inferior/konjungsi bawah.Posisi penjajaran ini jarang tepat, karena kecenderungan orbit Venus.Tepat atau tidak, pandangan kita tentang Venus tenggelam olehcahaya yang luar biasa dari Matahari. Semakin besar kecepatan sudutdari Venus dalam orbitnya menyebabkan untuk menarik di depanBumi dan kita mulai melihat bagian dari belahan bumi diterangi olehMatahari seperti fase bulan sabit yang terus menebal. Pada posisikedua, Venus telah mencapai sudut yang terbesar dari Matahari danberada pada apa yang disebut elongasi barat maksimum ( 480).Sekarang relatif mudah untuk melihat (sebelum matahari terbit) dansetengah dari belahan bumi yang diterangi dapat melihat. KetikaVenus bergerak lebih dari belahan bumi diterangi matahari dapatmelihatnya, tetapi semakin jauh dari bumi, dan lebih dekat ke arahMatahari, sampai konjungsi superior /konjungsi atas Venus lebihdekat ke arah Matahari lagi, tetapi sekarang sisi yang jauh dariMatahari. Selanjutnya, bergerak ke arah timur perpanjanganmaksimum (elongasi timur), kemudian berada pada posisi konjungsiinferior/ konjungsi bawah lagi dan seluruh siklus diulang.
A S T R O F I S I K A 80
Untuk planet yang orbitnya di luar Bumi, seperti Mars padaGambar 1.24, urutan kejadian berbeda. posisi Mars dan Bumi padasisi yang sama dari Matahari tidak mengakibatkan konjungsi inferior,tetapi dalam apa yang disebut oposisi, Mars terlihat di langit daribumi dengan arah yang berlawanan dari Matahari.
Bila jarak pertentangan oposisi antara Mars dan Bumi akanmenjadi minimum? Ini akan menjadi minimum ketika oposisi terjadidengan Bumi dekat aphelion, dan Mars dekat perihelion. Setelahoposisi kecepatan orbital sudut yang lebih besar dari Bumimenyebabkan ia menyalip Mars 'di dalam track' perpindahansusunan kerah konjungsi superior, dengan Mars di sisi yang jauh dariMatahari seperti yang terlihat dari Bumi.Interval waktu antara susunan yang sama dari Bumi dan planetlain disebut periode synodic planet ini. Oposisi dan konjungsi inferioradalah jenis penting dari konfigurasi/ susunan. Untuk setiap jenissusunan/konfigurasi periode synodic sedikit bervariasi, terutamakarena variasi dalam tingkat di mana Bumi dan planet bergerak disekitar orbit mereka masing-masing, seperti yang dijelaskan oleh
A S T R O F I S I K A 81
hukum kedua Kepler. Dengan demikian nilai rata-rata dari periodesynodic yang biasanya dikutip, seperti pada Tabel 1.1. Untuk planettertentu periode synodic rata-rata adalah sama untuk semua jeniskonfigurasi. Periode rata-rata ini bukan kelipatan sederhana ataufraksi sederhana dari tahun sidereal, dan bumi memiliki susunansecara berturut-turut di berbagai titik dalam orbitnya.
Gambar 1.25.konfigurasi planetKonfigurasi beberapa planet dilihat dari bumi :V1 : venus sedang konjugasi bawahMe1 : merkurius sedang konjugasi atasV2 : venus sedang elongasi barat 480 yang merupakan elongasiterbesar venusMe2 : merkurius sedang elongasi timur 280 yang merupakanelongasi terbesar merkuriusMa1 : Mars sedang elongasi barat 600Ma2 : Mars sedang oposisi ( elongasi 1800)(Sumber : IPBA)
A. Pengamatan MerkuriusMerkurius adalah benda langit yang cukup terang.Kecerlangannya hanya di kalahkan oleh matahari bulan,venus,mars,yupiter dan bintang sirius. sayangnya, planet ini aga sulit
A S T R O F I S I K A 82
di amati karna kedudukan nya yang sangat dekat dengan mataharisehingga cahayanya tenggelam oleh pancaran cahaya matahariPlanet ini hanya bisa di amati saat menjelang matahari terbitatau setelah matahari terbenam. Dalam kedudukan elongasi timur,merkurius kelihatan di atas horison barat beberapa saat setelahmatahari terbenam. Saat sedang berelongasi barat,planet ini akantampak di atas ufuk timor beberapa saat sebelum matahari terbit.Merkurius kelihatan di langit paling lama 2 jam sebelum matahariterbit atau 2 jam setelah matahari terbenam sehingga hanya tampakpada saat langit belum sepenuhnya gelap atau sudah mulai terangkarna sudut elongasi maksimumnya hanya 28 .Jika di amati dari bumi, merkurius tampak memiliki fase-faseseperti bulan. Saat konjuksi dalam fasenya adalah merkurius “baru” ,dan fase saat konjungsi adalah merkurius “purnama”. Meskipundemikian pengamatan pada fase ini tidak mengkin di lakukan karnasaat terbit dan terbenamnya merkurius berjalan seiring dengan satterbit dan terbenamnya matahari. Tahap setengah penuh terjadi padaelongasi barat maksimum ketika merkurius terbit paling awalsebelum matahari terbit dan pada elongasi timur maksimum ketikamerkurius tenggelam terjadi paling lambat setelah matahariterbenam. jarak merkurius dari matahari berkisar dari 18,5 ketikaelongasi maksimum di capai saat merkurius beada di perihelionsampai 28,3 ketika elongasi maksimum terjadi ketika merkuriusberada di apehelion . rata-rata merkurius mencapai konjungsi dalamsetiap 116 hari, dan rentang ini berfariasi antara 111-121 hariyang disebabkan oleh orbit planet ini yang lonjong.Pengamatan merkurius menggunakan teleskop pertama kali dilakukan oleh galileo pada abat ke 17 meskipun demikian, teleskopnya
A S T R O F I S I K A 83
tidak begitu kuat untk mengamati adanya fase-fase pada planet ini.pada tahun 1631, Pierre Gassendi untuk pertama kalinya melakukanpengamatan transit planet pada matahari ketika iya mengamatitransit merkurius, sebagaimana di ramalkan johanes kepller.Fase-fase merkurius pertama kali di amati oleh geovanni zupipada tahun 1639 ketika iya mengamati merkurius dengan teleskopperistiwa yang sangat jarang terjadi adalah peristiwa okultasi ketikadua buah planet tampak segaris pandang saat di lihat dari bumi. Padatanggal 28 mei 1737, terjadi okultasi merkurius dan venus yang diamati oleh john bevis dari observatorium greenwich, dan inimerupakan satu satunya catatan petistiwa okultasi merkurius olehvenus. petistiwa okultasi merkurius dan venus selanjutnya terjadipada tahun 2123.Merkurius lebih mudah diamati di di belahan bumi selatan daripada belahan bumi utara karna berlangsungnya elongasi baratmaksimum terjadi ketika musim gugur mulai berjalan, sedangkanelongasi timur maksimum terjadi ketika belahan bumi selatansedang mencapai penghujung musim dinginnya.pada kedua keadaanini, sudut yang di bentuk merkurius dengan ekliptika mencapaimaksimum sehingga merkurius terbit beberapa jam sebelummatahari terbit dalam kasas pertama, atau tidak tenggelam beberapajam setelah matahari terbenam dalam kasus kedua, dan merkuriusterlihat di daerah-daerah, seperti selandia baru atau argentina.Didaerah belahan bumi utara keadaan ini tidak berlangsung. Merkuriustidak pernah berada di atas horison saat langit gelap.Merkurius merupakan salah satu planet yang paling susah diamati karna kedudukannya yang sangat dekat dengan matahari. Olehsebab itu merkurius menjadi sebuah planet yang paling sedikit di
A S T R O F I S I K A 84
pelajari. Pada tahun 1800, johann schroter melakukan pengamatanpada permukaan planet ini dan menyimpulkan bahwa periode orbitplanet ini adalah 24 hari ( yang ternyata salah). Selanjutnya, padatahun 1880-an giovanni schiaparelli melakukan pengamatanpermukaan merkurius dengan lebih akurat dan kemudian disimpulkan bahwa merkurius memiliki periode orbit sebesar 88 hariyang sama dengan periode rotasinya.B. Pengamatan VenusVenus merupakan planet interior, itulah sebabnya suatu saatplanet ini dapat terlihat di pagi hari, kira-kira sepuluh bulankemudian terlihat disore hari, tetapi tidak pernah terlihat di malamhari. Rata-rata jarak orbit venus mengelilingi matahari adalah 106juta km, dan satu kali revolusi ditempuhnya selama 224,7 hari. Venusmengitari matahari dengan lintasan hampir lingkaran sempurna,ekstrensitas orbit planet ini hanyalah 0,007, paling kecil dari semuaplanet. Ketika Venus terletak paling dekat dengan Bumi yaitu ketikadalam keadaan konjungsi dalam, yang dicapai setiap 584 hari, venusakan berada dalam jarak 40 juta km dari bumi.Periode rotasi Venus adalah 243 hari dan merupakan planetyang rotasinya paling lambat. Jika seorang pengamat berada dipermukaan venus, matahari akan tampak terbit disebelah barat danberada diatas horison selama 121,5 hari sebelum tenggelam di timur(dibumi; masa ini hanya berlangsung selama 12 jam). Karenaorbitnya terletak diantara bumi dan matahari, jika dilihat dari bumi,venus tampakmenampilkan fase-fase seperti bulan. Galilleo adalahorang pertama yang mengamati gejala ini pada bulan desember 1610.Ia juga mengamati adanya perubahan diameter Venus dalam
A S T R O F I S I K A 85
berbagai fasenya. Ini berarti bahwa Venus cukup jauh dari bumiketika sedang purnama, dan lebih dekat ketika sedang dalam keadaansabit. Setelah galilleo seorang pengamat lain bernama FranciscusFontana (1585-1656) pada tahun 1643 mengamati bahwa Venustidak terang seluruhnya tetapi ada bagian-bagian yang gelap.Venus berada pada keadaan yang paling terang ketika sekitar25% dari seluruh piringannya mendapatkan cahaya matahari, dan initerjadi 37 hari sebelum ( dilangit senja) dan sesudah (dilangit fajar)konjungsi dalamnya. Dalam orbitnya venus mendahului bumi setiap584 hari, dan pada keadaan ini, Venus akan berubah dari bintangfajar menjadi bintang senja atau sebaliknya. Elongasi maksimumnyadicapai sekitar 70 hari sebelum dan sesudah konjungsi dalamnya,dan pada saat itu fase venus adalah setengah purnama. Kadang-kadang (meskipun jarang terjadi) Venus kelihatan pada saat fajar dansenja pada hari yang sama. Keadaan ini terjadi ketika jarak Venusterhadap ekliptika mencapai maksimunya dan sedang mengalamikonjungsi dalam. Pada saat ini, satu belahan bumi akan melihatnya dipagi hari dan sore hari. Peristiwa ini terakhir berlangsung bagipenduduk belahan bumi utara pada hari-hari sekitar tanggal 20maret 2001 dan hari-hari sekitar tanggal 19 agustus 1999 untukpenduduk belahan bumi selatan. Peristiwa ini akan berulang setiapdelapan tahun.Orbit Venus agak miring relatif terhadap bumi sehingga ketikaplanet ini berada di antara Bumi dan matahari, biasanya tidakmelewati piringan matahari. Akan tetapi kadang-kadang Venusmelewati piringan matahari di siang hari (mengalami transit) ketikakonjungsi dalam terjadi saat Venus melewati bidang orbit bumi, danakan tampak sebagai suatu noktah hitam yang bergerak di piringan
A S T R O F I S I K A 86
matahari. Peristiwa transit ini terjadi setiap 120 tahun sekali, danberpasangan dengan jarak antar transit sebesar 8 tahun, transitterakhir terjadi pada tahun 2004 dan pada tanggal 5 dan 6 juni tahun2012 yang berikutnya akan terjadi pada 11 desember 2117. transitVenus ini cukup penting karena dapat dipakai untuk menentukanbesar nilai satuan astronomi.
gambar fase-fase venus
C. Pengamatan MarsJika dilihat menggunakan mata telanjang mars tampakberwarna merah, orange atau kekuningan. Kecerlangan planet iniberubah-ubah dengan tingkat perubahan yang lebih besar daripadayang dialami planet-planet lain. Jika diamati menggunakan teleskop,Mars ini tampak berwarna merah karena adanya oksida besi yangterdapat di permukaannya. Mars mengorbit matahari dengan periode687 hari pada jarak rata-rata 227 juta km. Orbit Mars ini agak lonjong(eksentrisitasnya adalah 0,093) sehingga jarak perihellion danaphellionnya berbeda sebesar 42 juta km (18,4%); bandingkandengan perbedaan jarak perihellion dan aphehellion Bumi yanghanya sebesar 5 juta km (3,3%). Jika dilihat dari Bumi, jarakterjauhnya tujuh kali lebih besar dari jarak terdekatnya. Dalammengorbit matahari, planet ini berotasi pada sumbunya denganperiode 24 jam 36 menit 23 detik. Sumbu rotasi Mars tidak tegak
A S T R O F I S I K A 87
lurus pada bidang orbitnya, tetapi membentuk sudut sebesar 250terhadap garis yang tegak lurus bidang ini, dan kemiringan sumburotasi ini mengakibatkan adanya perubahan musim seperti yangterjadi di bumi.Mars adalah planet superior dengan periode sideris 687 haridan periode sinodis 780 hari. Ini mengakibatkan setiap 26 bulan,Mars mengalami oposisi dan berada diatas horizon sepanjang malamdan sangat mudah diamati. Saat terdekat dengan bumi, resolusiterbaik yang bisa diperoleh adalah 25 detik busur atau setara denganjarak linear 100 km. Pada jarak ini bisa siamati adanya tudung kutubyang cukup terang dan adanya perubahan di permukaan yangmenunjukkan adanya atmosfer yang cukup dinamis. Saat seperti iniberlangsung dua kali setiap 32 tahun, bergantian setiap 15 tahun dan17 tahun, dan selalu antara akhir juli dan akhir september.Pada tanggal 27 Agustus 2003 pada pukul 9:51:13 UT, Marsmencapai jarak terdekat dengan bumi dalam kurun waktu 60.000tahun terakhir. Saat itu jarak bumi-mars adalah 55.758.006 km, danini terjadi ketika mars berada dalam kedudukan oposisi dan tiga haridari perihellionnya.Pada tahun 1877, Giovanni Schiapareli (1835-1919) , seorangastronom italia, melakukan pengamatan pada Mars saat planet ituberada pada kedudukannya yang tedekat dengan Bumi. Ia mendatkangaris-garis panjang saling menyilang dipermukaan Mars yangkemudian ia beri nama ‘canali’, yang berarti ‘alur atau lekukan’. Kataini kemudian diterjemahkan kedalam bahasa ingris menjadi ‘channel’yang berarti ‘saluran’. Hal ini memunculkan penafsiran bahwa diMars terdapat bentuk-bentuk permukaan hasil buatan makhluk
A S T R O F I S I K A 88
cerdas. Akibatnya, semakin kuatlah keyakinan akan adanya makhlukhidup di Mars ini.Waktu itu adalah seorang astronom yang bersemangat sekaliuntuk membuktikan adanya kehidupan di Mars, yaitu Percival Lowell(1855-1916), seorang warga Amerika Serikat. Ia mencurahkan segaladaya dan dana yang ia miliki untuk mewujudkan tujuannya, yaitumencari kehidupan di Mars. Pada tahun 1894, ia membangun sebuahobservatorium dan kemudian obsevatorium itu diberi nama Lowell di
Flagstaff, Arizona. Melalui teleskopnya ia melihat ratusan saluranyang saling menyilang dipermukaan Mars ini. Adanya saluran-saluranini semakin meyakinkan bahwa di Mars terdapat kehidupan ,menurutnya saluran-saluran itu dibuat makhluk-makhluk Marsuntuk mengalirkan air dari kutub-kutubnya ke daerah ekuator yangkering.Meskipun ada banyak yang mempercayai Lowell, ada juga yangtidak mempercayai bahwa di Mars ada kehidupan. Keraguan merekaterbukti dengan menggunakan teleskop yang lebih kuat dari padayang dimiliki Lowell, yaitu teleskop yang terdapat di gunung Wilson,California, untuk mengamati Mars. Teleskop ini ternyata tidakmengamati adanya saluran-saluran di permukaan Mars. Tidak adaobjek-objek buatan makhluk cerdas di Mars karena saluran yangseolah-olah tampak di Mars hanyalah ilusi optik yang berasal darikualitas teleskop yang kurang bagus digabungkan dengan ilmajinasimanusia yang membayangkan adanya kehidupan di Mars.Pengamatan Mars tidak hanya dilakukan di Bumi saja,tetapijuga dilakukan menggunakan pesawat-pesawat angkasa yang terbangmengorbit planet ini, bahkan ada juga yang berhasil mendarat diplanet di permukaannya seperti pesawat-pesawat angkasa Mariner
A S T R O F I S I K A 89
dan Viking. Dari data yang dikirimkan pesawat-pesawat itu, paraastronom semakin banyak memperoleh gambaran mengenai keadaanfisik dan gejala-gejala yang berlangsung di permukaan planet ini.Pengamatan Mars dengan menggunakan pesawat angkasapertama kali dilakukan oleh pesawat Mariner 4. Pada tanggal 22 juni1965, wahana ini mendekati Mars dan berhasil mengirimkansejumlah gambar permukaan Mars ke Bumi. Penerbangan pesawatini disusul oleh pesawat Mariner 6 dan 7, yang memberikangambaran tentang Mars sebagai planet yang berkawah-kawah.Kegiatan penelitian Mars menjadi semakin semarak dengan berhasildiluncurkannya Mariner 9 pada tahun 1972. Pesawat ini adalahpesawat angkasa pertama yang mengorbit planet ini. Mariner 9berhasil memetahkan seluruh permukaa Mars dengan resolusi 1 km.Mariner 9 mendapatkan bahwa pada Mars ada banyak gunungberapi, ngarai-ngarai yang besar dan dalam, tudung-tudung kutubdan alur-alur permukaan yang pernah dialiri air.Peluncuran Mariner menjadi ancang-ancang untuk melakukanusaha pendaratan pesawat angkasa di Mars. Pada tahun 1976Amerika Serikat meluncurkan 2 pesawat angkasa bernama Viking 1dan Viking 2 dengan tujuan melakukan pendaratan di Mars ini.Peluncuran berhasil dan pada tanggal 19 juli 1976, Viking 1 berhasilmendarat di permukaan Mars, disuatu tempat yang di beri namaChrise Plaitna (lembah emas). Dua bulan kemudian Viking 2 jugaberhasil mendarat di suatu daratan yang diberi nama Utopia.Pesawat-pesawat Viking ini membawah alat untuk melakukanpengamatan permukaan Mars, menganalisis cuaca dan iklim di Mars,serta mencoba mencari adanya organisme di permukaan Mars.Pengamatan-pangamatan Viking ini membuat semakin banyak
A S T R O F I S I K A 90
informasi yang berhasil diperoleh para ahli tentang Mars, darigambaran mereka tentang planet ini menjadi semakin jelas.
3.2.2 Pengertian dan Macam-Macam Gerhana Matahari
Gerhana Matahari
Bayang-bayang Bulan yang besar menutup bahagian kecil Bumimenjadikan sekitarnya menjadi gelap-gelita – seperti malam, danberlaku pada masa yang singkat sahaja.
A S T R O F I S I K A 91
antara bumi dan matahari, yaitu pada waktu bulan mati, danbayang-bayang bulanyang berbentuk kerucut menutupi permukaan bumi. sehinggasebagian menutupi Matahari. Sebaiknya kita berada dalam situasigerhana Matahari, kita tidak boleh melihat Matahari secara langsung.Ini kerana cahaya Matahari yang sangat tajam dapat merusakkan titikfokus dalam mata yang menyebabkan kebutaan.Jadi, gunakanlah alat bantu yang sesuai, seperti negatif filemhitam yang ditindih kira-kira 3 keping, atau melalui besen berisi air.Gerhana matahari terjadi pada waktu bulan berada di Peristiwagerhana matahari setiap tahunnyaberkisar antara dua sampai limaperistiwa. Gerhana matahari yang terjadi sebanyak dua kali dalam
A S T R O F I S I K A 92
setahun adalah sekitar 75%. Sedangkan untuk terjadinya lima kaligerhana matahari dalam satu tahun, peristiwa ini jarang terjadi,peristiwa terakhir terjadi pada tahun 1935. Kali berikutnya Peristiwayang saama, lima gerhana matahari dalam satu tahun diperhitungkanakan terjadi pada tahun 2206.Bayang-bayang bulan ada dua bagian, yaitu umbra dan penumbra.Umbra adalah bagian yang gelap dan berbentuk kerucut yangpuncaknya menuju ke bumi. Penumbra adalah bagian yang agakterang dan bentuknya makin jauh dari bulan semakin lebar. Daerahyang berada dalam liputan umbra akan mengalami gerhana mataharitotal, sedangkan yang berada dalam liputan penumbra mengalamigerhana matahari sebagian.Pada gerhana matahari total akan tampak cahaya koronamatahari yang bentuknya seperti mahkota dan semburan gas daripermukaan matahari yang berwarna lebih merah. Gerhana mataharitotal merupakan peristiwa langka dan hanya bisa dilihat dari lokasitertentu di bumi karena totalitas hanya terjadi di sepanjang lintasansempit yang merupakan bagian paling gelap dari bayangan bulan(umbra). Maksimal dalam satu tahun hanya dapat terjadi dua gerhanamatahari total.Bagaimana proses terjadinya gerhana matahari??? ApabilaGerhana posisi Bulan terletak berada pada satu garis lurus , di antaraBumi dan Matahari maka akan tertutup sebagian atau seluruh cahayaMatahari. Walaupun Bulan lebih kecil, bayangan Bulan mampumelindungi cahaya matahari sepenuhnya karena Bulan yang berjarakrata-rata 384.400 kilometer dari Bumi. Penyebab lain adalah letakBulan yang lebih dekat dibandingkan Matahari yang mempunyaijarak rata-rata 149.680.000 kilometer.
A S T R O F I S I K A 93
Gerhana matahari dapat dibagi menjadi tiga jenis yaitu: Gerhana Total
Sebuah gerhana matahari dikatakan sebagai gerhana total apabilasaat puncak gerhana, piringan Matahari ditutup sepenuhnya olehpiringan Bulan. Saat itu, piringan Bulan sama besar atau lebih besardari piringan Matahari. Ukuran piringan Matahari dan piringan Bulansendiri berubah-ubah tergantung pada masing-masing jarak Bumi-Bulan dan Bumi-Matahari. Gerhana Matahari Sebagian
Gerhana sebagian terjadi apabila piringan Bulan (saat puncakgerhana) hanya menutup sebagian dari piringan Matahari. Pada
A S T R O F I S I K A 94
gerhana ini, selalu ada bagian dari piringan Matahari yang tidaktertutup oleh piringan Bulan. Gerhana Cincin
Gerhana cincin terjadi apabila piringan Bulan (saat puncakgerhana) hanya menutup sebagian dari piringan Matahari. Gerhanajenis ini terjadi bila ukuran piringan Bulan lebih kecil dari piringanMatahari. Sehingga ketika piringan Bulan berada di depan piringanMatahari, tidak seluruh piringan Matahari akan tertutup olehpiringan Bulan. Bagian piringan Matahari yang tidak tertutup olehpiringan Bulan, berada di sekeliling piringan Bulan dan terlihatseperti cincin yang bercahaya.
A S T R O F I S I K A 95
Gerhana Bulan
Gerhana bulan merupakan sebuah peristiwa alam yang umumterjadi. Walaupun terdapat banyak cerita mitos di masyarakattentang gerhana bulan, namun peristiwa gerhana bulan bisadijelaskan secara ilmiah sesuai dengan ilmu pengetahuan dan tidakberdasarkan mitos belaka. Berikut ini adalah penjelasan mengenaibagaimana terjadinya gerhana bulan:Gerhana bulan adalah sebuah peristiwa alam dimana cahayamatahari yang jatuh ke bulan terhalang oleh bumi. Ini terjadi saatkedudukan bumi berada satu garis lurus dengan matahari dan bulan.Gerhana bulan hanya bisa terjadi saat bulan purnama. Mengapademikian? Karena bumi akan menutupi bulan yang berukuran jauhlebih besar dan memiliki jarak yang relatif dekat.Gerhana bulan bisa terjadi dalam waktu yang lumayan lama, yaitusekitar 5 - 6 jam. Untuk memudahkan penjelasan mengenaibagaimana terjadinya gerhana bulan, maka kita bisa melihat gambarberikut ini:
A S T R O F I S I K A 96
Ukuran bumi jauh lebih kecil bila dibandingkan dengan ukuranmatahari. Jadi pada saat matahari, bumi, dan bulan sejajar posisinya,maka bayangan inti bumi akan berbentuk kerucut. Wilayah yangdilalui oleh bayangan bumi ini akan menjadi sangat gelap, bayanganini disebut umbra. sedangkan bayangan yang agak terang yangmerupakan bayangan tambahan disebut dengan penumbra. Pada saatbulan berada dalam bayangan tambahan (penumbra), maka bulanakan kelihatan samar - samar. Ini disebut sebagai gerhana bulansebagian. Dan pada saat bulan berada di dalam umbra, maka bulanakan sama sekali tidak kelihatan. Ini disebut peristiwa gerhana bulantotal. Proses bulan berada dalam bayangan tambahan (penumbra)bisa mencapai 6 jam. Sedangkan proses bulan berada dalam umbrahanya sekitar 40 menit. Gerhana bulan sebagian akan terjadi sebelumdan sesudah terjadinya gerhana bulan total.
A S T R O F I S I K A 97
BAB IVASTEROID
A S T R O F I S I K A 97
BAB IVASTEROID
A S T R O F I S I K A 97
BAB IVASTEROID
A S T R O F I S I K A 98
A. ASTEROID
Hingga 1 Januari 1801 ruang antar planet antara Mars dan Jupiter
masih tampak kosong. Pada tahun 1766 Titius dan Bode yang mencoba
membuat rumus jarak planet dari Matahari secara empiris menyatakan
bahwa di antara Mars dan Yupiter pada jarak 2,8 AU (Astronomi Unit /
Satuan Astronomi (SA)) seharusnya terdapat sebuah planet. Oleh karena
itu, pada tahun 1800 mulai diadakan pencarian ”planet yang hilang”
secara sistematis oleh 12 astronom Jerman. Namun pada 1 Januari 1801
”planet yang hilang” tersebut mulai ditemukan, bukan oleh ke-12
astronom Jerman tersebut, melainkan oleh Giuseppe Piazzi (1746–1826)
seorang astronom Italia yang sedang rutin melakukan pengamatan di
Palermo. Objekbaru tersebut dinamakan Ceres (nama dewi pelindung
Sisilia), Ceres berada sekitar 2,766 AU (mendekati 2,8 AU) dengan ukuran
yang sangat kecil. Jari-jari Ceres ialah 479 km, sekitar seperempat kali dari
jari-jari Bulan. Pencarian Astronom jerman terus berlanjut, dan pada tahun
1807 mereka telah berhasil menemukan 3 asteroid yaitu : Pallas (pada
2,772 AU), Juno (pada 2,688 AU), dan Vesta (pada 2,361 AU). Pallas dan
Vesta ditemukan oleh W.M.Olberd pada tahun 1802 dan 1807. Masing-
masing objek ini berukuran jauh lebih kecil daripada Ceres yang
merupakan asteroid terbesar.
Bahkan semakin besar asteroid akan terlihat sangat kecil bagaikan titik
jika dilihat menggunakan teleskop abad ke-19, seperti bintang- asteroid
dalam bahasa Yunani berarti “menyerupai sebuah/ mirip bintang”. Istilah
asteroid diusulkan oleh Sir Willian Herschel seorang astronom Inggris.
Nama lainnya “planet kecil” atau “planetoid”. Kini kita dapat melihat
asteroid terbesar sebagai objek yang diperbesar, dan pesawat ruang
angkasa telah mengunjungi beberapa di antara mereka. Kita juga bisa
mendeteksi asteroid yang sangat kecil, hingga kurang dari 1 km.
Katalog Asteroid yang dimiliki pada saat ini kurang lebih 2000
asteroid yang memiliki orbit yang telah teridentifikasi secara akurat. Jumlah
A S T R O F I S I K A 99
ini akan cenderung bertambah. Lebih dari 100.000 asteroid yang telah
terlihat, akan tetapi orbitnya belum teridentifikasi secara akurat. Secara
keseluruhan, semua asteroid dengan diameter lebih dari 100 km telah
terlihat, tetapi sebagiannya lebih kecil dari pada itu- diperkirakan bahwa
ada sekitar 109 dengan ukuran lebih dari 1 km. Semakin kecil ukurannya,
maka semakin banyak jumlahnya, namun massa total semua asteroid
didominasi oleh beberapa terbesar. Jika perkiraan 1022 kg untuk massa
total asteroid di antara Mars dan Jupiter, maka Ceres menyumbang 10%
dari total massa ini. Diperkirakan bahwa begitu banyak massa yang telah
hilang sejak kelahiran tata surya, pada awalnya diperkirakan massa
asteroid antara Mars dan Jupiter ialah 1025kg. Massa bumi adalah 6 x 1024
kg, sehingga jika ada kerugian/ pengurangan substansial massal maka
Mars akan menjadi lebih besar dan akan ada satu atau dua planet terestrial
di luar Mars.
Pada Bab ini kita akan melihat bahwa asteroid diperkirakan berasal
planetsimal dan embrio yang ada di ruang antara Mars dan Jupiter. Jupiter
menghalangi terbentuknya planet besar di wilayah ini, dan
menghamburkan sebagian material ke wilayah lain. Interaksi akan terus
terjadi baik antara asteroid dan Jupiter, maupun antar asteroid sendiri. Hal
ini telah menghasilkan fragmentasi yang cukup besar dan pengurangan
massa asteroid dalam 4600 Ma sejarah tata surya.
Benturan asteroid berlanjut dan bagian-bagian lebih kecil akan
mengalami efek Yarkovsky. Ini mengakibatkan pengikisan objek dengan
ukuran kira-kira 0.1–100 m. Efek yang timbul pada sisi yang terkena sinar
matahari menyebabkan objek menjadi panas. Oleh karena itu pancaran
foton lebih banyak dibandingkan di tempat lain pada permukaan objek.
Foton memiliki momentum, lalu foton (inframerah) ini bertindak seperti
roket lemah. Jika objek mengorbit dalam arah yang sama dengan gerakan
rotasi , yaitu searah jarum jam atau berlawanan arah jarum jam, lalu
kemudian objek didorong ke arah gerak orbit, maka akan membentuk
A S T R O F I S I K A 100
spiral. Sebaliknya, jika jika arah berlawanan satu sama lain, objek secara
bertahap membentuk spiral ke dalam. Di beberapa AU dari matahari, di
daerah asteroid, tingkat migrasi adalah berkisar 0.1 AU di 10–50 Ma. Pada
waktu tertentu, gerakan objek akan beresonansi dengan Jupiter yang
biasanya menghasilkan ejeksi (pelemparan). Pada objek di atas 0.1–100 m;
tidak berlaku efek Yarkovsky
4.1. Orbit Asteroid pada Sabuk Asteroid
Gambar 3.1 menunjukkan distribusi dari sumbu semi mayor asteroid.
Kita bisa melihat bahwa sebagian besar nilai terletak pada kisaran 1.7–4.0
AU, dengan konsentrasi tertentu dalam berbagai 2.2–3.3 AU. Asteroid
dengan sumbu semimayor berada dalam rentangan sabuk asteroid dan
sabuk utama. Sudut inklinasi orbital di sabuk ini cukup kecil, dengan
beberapa nilainya di atas 20o, sehingga asteroid adalah bagian dari
pusaran prograde gerak di Tata Surya, meskipun secara keseluruhan
kecenderungan lebih besar daripada orbit planet utama. Eksentrisitas
orbital juga agak lebih besar, dengan nilai-nilai dari 0,1-0,2. Dari Gambar
1.7 (Bagian 1.4.1), jarak perihelion adalah (a-ae), yaitu 2.10 AU, dan jarak
aphelion adalah (a+ae), yaitu 3,90 AU. Hal ini menunjukkan bahwa sabuk
asteroid utama bahkan dengan eksentrisitas orbit atypically besar tidak
menyimpang dari ruang antara Mars dan Jupiter.
Gambar 3.1 menunjukkan bahwa asteroid pada sumbu semimajor
tidak terdistribusi secara merata. Fitur yang menonjol adalah Kirkwood
gaps (celah), dinamai astronom Amerika Daniel Kirkwood (1814 - 1895)
yang pertama kali mendeteksi hal tersebut. Nilai ini adalah nilai-nilai
sumbu semimajor sekitar. Ini sesuai dengan resonansi gerak (MMRS)
antara asteroid dan Jupiter.
A S T R O F I S I K A 101
Gambar 3.1Distribusi sumbu semimajor dari orbit asteroid
pada bulan Oktober 2006. (Diadaptasi dari data yang tersedia
di Minor Planet Center)
Gambar 3.2 03:01 mmr dari sebuah asteroid dengan Jupiter.
Gambar 1.14 menggambarkan 02:01 resonansi.
Gambar 3.2 mengilustrasikan 3:1 mmr, di mana sebuah asteroid
akan mengorbit Matahari tiga kali sementara Jupiter mengorbit
Matahari sekali, yaitu periode orbital berada dalam rasio 3:1. Ini berarti
bahwa jika Jupiter dan asteroid sejajar, kemudian tiga orbit kemudian
line-up yang tepat diulang. Keberpihakan diulang secara berkala
membuat banyak orbit resonansi stabil, yang menyebabkan
peningkatan eksentrisitas yang mungkin tiba-tiba dan besar,
karakteristik perilaku kacau. Hal ini menyebabkan asteroid yang
melintasi lebih dari satu orbit Mars, Bumi, dan Jupiter. Ada
A S T R O F I S I K A 101
Gambar 3.1Distribusi sumbu semimajor dari orbit asteroid
pada bulan Oktober 2006. (Diadaptasi dari data yang tersedia
di Minor Planet Center)
Gambar 3.2 03:01 mmr dari sebuah asteroid dengan Jupiter.
Gambar 1.14 menggambarkan 02:01 resonansi.
Gambar 3.2 mengilustrasikan 3:1 mmr, di mana sebuah asteroid
akan mengorbit Matahari tiga kali sementara Jupiter mengorbit
Matahari sekali, yaitu periode orbital berada dalam rasio 3:1. Ini berarti
bahwa jika Jupiter dan asteroid sejajar, kemudian tiga orbit kemudian
line-up yang tepat diulang. Keberpihakan diulang secara berkala
membuat banyak orbit resonansi stabil, yang menyebabkan
peningkatan eksentrisitas yang mungkin tiba-tiba dan besar,
karakteristik perilaku kacau. Hal ini menyebabkan asteroid yang
melintasi lebih dari satu orbit Mars, Bumi, dan Jupiter. Ada
A S T R O F I S I K A 101
Gambar 3.1Distribusi sumbu semimajor dari orbit asteroid
pada bulan Oktober 2006. (Diadaptasi dari data yang tersedia
di Minor Planet Center)
Gambar 3.2 03:01 mmr dari sebuah asteroid dengan Jupiter.
Gambar 1.14 menggambarkan 02:01 resonansi.
Gambar 3.2 mengilustrasikan 3:1 mmr, di mana sebuah asteroid
akan mengorbit Matahari tiga kali sementara Jupiter mengorbit
Matahari sekali, yaitu periode orbital berada dalam rasio 3:1. Ini berarti
bahwa jika Jupiter dan asteroid sejajar, kemudian tiga orbit kemudian
line-up yang tepat diulang. Keberpihakan diulang secara berkala
membuat banyak orbit resonansi stabil, yang menyebabkan
peningkatan eksentrisitas yang mungkin tiba-tiba dan besar,
karakteristik perilaku kacau. Hal ini menyebabkan asteroid yang
melintasi lebih dari satu orbit Mars, Bumi, dan Jupiter. Ada
A S T R O F I S I K A 102
kemungkinan terjadi ejeksi yang tinggi dalam waktu urutan hanya 0,1
Ma.
Pada Gambar 3.1 kesenjangan Kirkwood sangat terlihat di MMRS
4:1, 3:1, 5:2, 7:3, dan 2:1. Simulasi menunjukkan bahwa pada 2:1 mmr
proses pengikisan tidak efisien, sehingga menipisnya asteroid mungkin
menerima materi yang didistribusikan di sabuk asteroid. Kekosongan
asteroid melampaui 3,3 AU, yang menempati tepi sabuk luar , dapat
dijelaskan dengan resonansi, ditambah perpindahan Jupiter beberapa
persepuluh AU pada awal sejarah pembentukan tata surya (Bagian
2.2.5), yang akan menyapu MMRS melalui wilayah ini. Dekat dengan
Jupiter asteroid telah dihapus oleh proses one-shot, menangkap, atau
hamburan, seperti yang dapat dilakukan oleh planet manapun. Lokasi
tepi bagian dalam dari sabuk utama dekat 2,2 AU tampaknya juga
merupakan hasil dari gravitasi Jupiter, meskipun dalam kasus ini
resonansi orbital tidak terlibat.
Dalam beberapa kasus, orbit resonansi memiliki asteroid berlebih.
Pada Gambar 3.1 03:02 resonansi Jupiter hanya menunjukkan efek ini,
asteroid yang sesuai merupakan kelompok Hilda. Faktor yang bisa
menjelaskan mengapa mereka belum dihapus oleh Jupiter adalah
bahwa ketika kelompok Hilda memiliki posisi perihelion yang dekat
degan Jupiter, dan pendekatan begitu dekat dihindari ( lihat Gambar
1.14 ).
Fitur lain dari orbit asteroid adalah pengelompokan ke dalam
keluarga. Para anggota keluarga memiliki kesamaan sumbu semimajor,
kemiringan orbital, dan eksentrik. Pada tahun-tahun awal abad kedua
puluh astronom Jepang Kiyotsugu Hirayama (1874-1943) menemukan
beberapa keluarga tersebut, sekarang disebut keluarga Hirayama. Setiap
keluarga biasanya memiliki beberapa ratus anggota dikenal. Kesamaan
orbital dalam setiap keluarga menunjukkan bahwa anggota adalah
fragmen dari tumbukan asteroid besar. Pandangan ini didukung oleh
A S T R O F I S I K A 103
spektrum reflektansi yang sama ( Bagian 3.1.6 ) diamati di sebagian
besar anggota keluarga, spektrum yang berbeda berasal dari keluarga
lain. Diperkirakan bahwa lebih dari 90 % dari asteroid di sabuk asteroid
dalam keluarga.
Tabrakan besar, termasuk cara singkat menghasilkan keluarga,
diperkirakan akan terjadi rata-rata sekali setiap beberapa puluh juta
tahun. Salah satu hasil adalah bahwa setidaknya salah satu dari dua
badan yang terlibat dalam tabrakan berkumpul sebagai puing-puing
tiang gravitasi yang terikat, dengan kepadatan rendah. Hasil lain adalah
bahwa fragmen kecil memberikan beberapa asteroid satelit kecil,
misalnya Ida memiliki Dactyl kecil.
4.2. Orbit asteroid di luar sabuk Asteroid
Beberapa ribu asteroid diketahui memiliki orbit dengan sumbu
semimajor luar pada rentangan 1,7-4,0 AU. Dengan demikian mereka
berada di luar sabuk asteroid, dan beberapa kelompoknya telah
diidentifikasi.
1. Asteroid dekat Bumi
Seperti namanya, asteroid dekat Bumi (Neas) adalah asteroid yang
mendekati bumi. Asteroid dekat burni (NEAs) dibagi dalarn beberapa
kelompok diantaranya Arnor, Apollo, AtendanAtira. Beberapa bahkan
berbagi orbit bumi, masing-masing dengan jarak dari Bumi sepanjang
orbit berosilasi pada rentangan yang besar. Tabrakan antara Neas dan
bumi tidak dapat diabaikan.Lebih dari 600 Neas diketahui, dan
berbagai perkiraan berdasarkan populasi tersebut memberikan jumlah
keseluruhan mencapai beberapa ribu kali lebih besar dari 1 km. Dari
beberapa yang ditemukan, 1950DA memiliki peluang terbesar
menabrak bumi. Asteroid (29075) 1950 DA rnerupakan asteroid
kelompok Apollo yang diperkirakan akan rnenubruk bumi pada
16Maret 2880 dengan peluang 0,33 %.Tingkat resiko turnbukan
dalam skala Palermo mencapai +0,17. Lokasi terjadinya turnbukan
A S T R O F I S I K A 104
diperkirakan di35° LUdan 70° BB tepatnya dilautan Atlantik sebelah
timur Amerika Serikat. Dampak tumbukan akan menghasilkan lubang
berdiameter 19km dan kedalaman 7 km yang berpotensi
mengakibatkan tsunami. Asteroid ini pada mulanya teramati selama
17 hari yang kemudian "menghilang" dari pengamatan selama 50
tahun. Namun pada tanggal 31 Desember 2000, asteroid 1950DA
teramati kembali. Pengamatan radar dari Goldstone dan Arecibo pada
tanggal 3-7 Maret 2001 memperlihatkan pada saat asteroid 1950DA
berada dalam jarak sekitar 7, 79 106 (0,052 ), asteroid tersebut
teramati berotasi sekali dalam setiap 2,1 . Oleh karena itu
obyek tersebut digolongkan sebagai asteroid yang berotasi cepat.
Asteroid 1950DA memiliki ukuran sekitar 1,1 km dengan massa sekitar1,55 10 dengan kerapatan sekitar 2,2 / . Arah rotasi NEA
tidak diketahui, tetapi jika arahnya berlawanan dengan orbit, maka efek
Yarkovsky akan berkurang.
Dalam beberapa dekade terakhir asteroid berada paling dekat
dengan bumi pada tanggal 10 Agustus 1972. Sebuah bola api diamati,
dan difilmkan, menghampiri atmosfer bumi di atas Amerika Utara.
Asteroid ini diperkirakan berukuruan 3-6 m. Sejak saat itu, jarak
terdekat asteroid dengan bumi pada tanggal 18 Maret 2004.
Pengamatan dari Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR)
menunjukkan bahwa obyek sekitar 30 m melewati bumi pada jarak 42
700 km. Pada tahun 1908 terjadi tabrakan substansial terbaru dengan
bumi, di wilayah Tunguska Siberia, yang menyebabkan kerusakan di
daerah sekitar 80 km, untungnya daerah tersebut tidak berpenghuni.
Objek tersebut diperkirakan berukuran 50-75 m dan hancur di
atmosfer dalam sebuah ledakan besar. Rata-rata waktu antara tabrakan
tersebut diperkirakan sekitar 1000 tahun. Untuk mencapai bumi
sebuah asteroid terlihat jauh lebih besar, tergantung pada
komposisinya. Asteroid yang berukuran 200 m rata-rata terjadi pada 1-
100 000 tahun, tapi akan menyebabkan bencana iklim global yang
A S T R O F I S I K A 105
mengancam peradaban manusia.Tabrakan besar terjadi pada 65 Ma
lalu, ketika sebuah asteroid berukuran 10-14 km jatuh di Yucatan,
yang mengakibatkan kepunahan untuk banyak spesies, termasuk semua
dinosaurus.
NEA merupakan salah satu dari tiga kelompok yang terkenal,
masing-masing namanya diambil dari anggota kelompok utama. Amors
memiliki sumbu semimajor lebih besar dari 1 AU, namun jarak antara
perihelion 1,017 AU dan 1,3 AU.
Ë Apa arti penting dari 1,017 AU untuk orbit bumi?
Ini adalah jarak aphelion Bumi. Apolos memiliki perihelia
kurang dari 1,017 AU, jadi jika kecenderungan orbit mereka nol,
orbit dengan aphelion lebih besar dari jarak perihelion bumi
sebesar 0.983 maka akan memotong orbit bumi. Bahkan dengan
kecenderungan tidak sama dengan nol, persimpangan terjadi jika
simpul naik atau turun memotong orbit Bumi (Bagian 1.4.2).
Atens memiliki sumbu semimajor kurang dari 1 AU.
Persimpangan dengan orbit bumi dapat terjadi dengan
eksentrisitas tidak sama dengan nol.
Unsur-unsur orbital Neas yang bervariasi disebabkan oleh
pengaruh planet terestrial, karena sebagian besar dari mereka
cepat atau lambat akan bertabrakan dengan matahari, dan yang
lain akan bertabrakan dengan Bumi atau planet terestrial yang
lain. Diperkirakan bahwa rata-rata usia orbital hanya beberapa
juta tahun. Hal ini sangat singkat dibandingkan dengan 4600 Ma
usia Tata Surya, sehingga akan terbentuk kembali. Tidak
diragukan sabuk asteroid merupakan sumber utama asteroid.
2. Asteroid Trojan
Asteroid Trojan merupakan asteroid yang berbagi orbit
dengan Jupiter - mereka berada dalam 1:1 mmr dengan Jupiter.
Gambar 3.3 menunjukkan di mana asteroid Trojan
terkonsentrasi. Lebih dari 1000 asteroid Trojan diketahui, yang
A S T R O F I S I K A 106
paling besar adalah Hektor, berukuran 330 km dengan 150 km.
Kurang lebih 1000 asteroid kecil belum ditemukan. Massa
totalnya diperkirakan sebesar 1021 kg, sekitar 0,01% dari massa
bumi. Sekelompok asteroid Trojan berada pada dua titik
Lagrangian dari Jupiter dan Matahari. Gambar 3.3 menunjukkan
lima titik Langrangian yang diberi label L1-L5. Mereka dinamai
matematikawan Franco-Italia Joseph Louis Lagrange (1736-
1813), yang memprediksi keberadaan mereka. Titik-titik tersebut
berasal dari sistem antara dua objek pada orbit dengan
eksentrisitas rendah sekitar pusat mereka ditambah objek ketiga
dengan massa yang jauh lebih kecil. Kelima titik tersebut adalah
lokasi ketiga objek dapat ditemukan dan tetap dekat dengan posisi
relatif dua objek lainnya. Dengan demikian, konfigurasinya dapat
dianggap seperti benda padat yang berputar pada pusat massa.
Terlepas dari perbandingan massa antara dua objek utama, titik
L4 dan L5 terletak seperti yang ditunjukkan pada Gambar 3.3.
Sebaliknya, lokasi L1 dan L2 tidak tergantung pada perbandingan
massa, dan terletak lebih dekat ke objek yang lebih kecil. Untuk
titik yang lainnya, jika, seperti dalam kasus Matahari dan Jupiter,
massa salah satu dari dua objek jauh lebih besar daripada yang
lain, maka L3 terletak sangat dekat dengan orbit orbit objek yang
lebih kecil. Stabilitas posisi massa yang kecil ditempatkan di L1
L2, atau L3-nya lebih sedikit, tetapi pada L4 dan L5 itu jauh lebih
baik. Obyek di L4 dan L5 tidak perlu tetap persis pada titik, tetapi
dapat mengikuti orbit di sekitarnya. L4 dan L5 merupakan titik
dimana kelompok trojan berada.
A S T R O F I S I K A 107
Gambar 3.3 Lima titik Lagrangian ysng berhubungan dengan Jupiter
dan Matahari, dan asteroid Trojan.
Dalam kasus Matahari dan Jupiter, stabilitas L4 dan L5 terganggu
oleh keberadaan planet lain. Asal usul Trojan tidak diketahui. Setiap
planet memiliki titik Lagrangian terhadap Matahari. Pada tahun 2006,
empat Trojan Neptunus telah terdeteksi, tapi ada planet lain yang yang
belum dikonfirmasi trojannya. (Neas yang berbagi orbit dengan Bumi
berada sangat jauh dari L4 dan L5.)
3. Centaurus
Ini merupakan sekelompok objek kecil yang orbitnya terletak di
antara planet-planet raksasa. Yang pertama ditemukan adalah Hidalgo
pada tahun 1920, objek yang ukurannya kurang lebih 15 km, dengan
sudut inklinasi 42 5, dan sangat unik karena tersebar dari 2,01 hingga
9,68 AU dari Matahari.
Ë Berapa sumbu semimajor Hidalgo itu?
Sumbu semimajornya adalah (9 68 AU + 2 01 AU / 2) = 5,85
AU (Gambar 1.7). dia sangat unik, orbit yang sangat miring
menunjukkan bahwa terdapat sisa-sisa dari inti komet (Bagian
3.2.4). Objek kecil yang memiliki perihelia lebih besar daripada
sumbu semimajor Jupiter (5.2 AU) dan sumbu semimajornya lebih
kecil dari Neptunus (30,1 AU) disebut centaurus. Chiron
merupakan centaur yang ditemukan pada tahun 1977. Ukurannya
kurang lebih 180 km, dan rentangan dari 8.46 ke 18.82 AU dari
A S T R O F I S I K A 107
Gambar 3.3 Lima titik Lagrangian ysng berhubungan dengan Jupiter
dan Matahari, dan asteroid Trojan.
Dalam kasus Matahari dan Jupiter, stabilitas L4 dan L5 terganggu
oleh keberadaan planet lain. Asal usul Trojan tidak diketahui. Setiap
planet memiliki titik Lagrangian terhadap Matahari. Pada tahun 2006,
empat Trojan Neptunus telah terdeteksi, tapi ada planet lain yang yang
belum dikonfirmasi trojannya. (Neas yang berbagi orbit dengan Bumi
berada sangat jauh dari L4 dan L5.)
3. Centaurus
Ini merupakan sekelompok objek kecil yang orbitnya terletak di
antara planet-planet raksasa. Yang pertama ditemukan adalah Hidalgo
pada tahun 1920, objek yang ukurannya kurang lebih 15 km, dengan
sudut inklinasi 42 5, dan sangat unik karena tersebar dari 2,01 hingga
9,68 AU dari Matahari.
Ë Berapa sumbu semimajor Hidalgo itu?
Sumbu semimajornya adalah (9 68 AU + 2 01 AU / 2) = 5,85
AU (Gambar 1.7). dia sangat unik, orbit yang sangat miring
menunjukkan bahwa terdapat sisa-sisa dari inti komet (Bagian
3.2.4). Objek kecil yang memiliki perihelia lebih besar daripada
sumbu semimajor Jupiter (5.2 AU) dan sumbu semimajornya lebih
kecil dari Neptunus (30,1 AU) disebut centaurus. Chiron
merupakan centaur yang ditemukan pada tahun 1977. Ukurannya
kurang lebih 180 km, dan rentangan dari 8.46 ke 18.82 AU dari
A S T R O F I S I K A 107
Gambar 3.3 Lima titik Lagrangian ysng berhubungan dengan Jupiter
dan Matahari, dan asteroid Trojan.
Dalam kasus Matahari dan Jupiter, stabilitas L4 dan L5 terganggu
oleh keberadaan planet lain. Asal usul Trojan tidak diketahui. Setiap
planet memiliki titik Lagrangian terhadap Matahari. Pada tahun 2006,
empat Trojan Neptunus telah terdeteksi, tapi ada planet lain yang yang
belum dikonfirmasi trojannya. (Neas yang berbagi orbit dengan Bumi
berada sangat jauh dari L4 dan L5.)
3. Centaurus
Ini merupakan sekelompok objek kecil yang orbitnya terletak di
antara planet-planet raksasa. Yang pertama ditemukan adalah Hidalgo
pada tahun 1920, objek yang ukurannya kurang lebih 15 km, dengan
sudut inklinasi 42 5, dan sangat unik karena tersebar dari 2,01 hingga
9,68 AU dari Matahari.
Ë Berapa sumbu semimajor Hidalgo itu?
Sumbu semimajornya adalah (9 68 AU + 2 01 AU / 2) = 5,85
AU (Gambar 1.7). dia sangat unik, orbit yang sangat miring
menunjukkan bahwa terdapat sisa-sisa dari inti komet (Bagian
3.2.4). Objek kecil yang memiliki perihelia lebih besar daripada
sumbu semimajor Jupiter (5.2 AU) dan sumbu semimajornya lebih
kecil dari Neptunus (30,1 AU) disebut centaurus. Chiron
merupakan centaur yang ditemukan pada tahun 1977. Ukurannya
kurang lebih 180 km, dan rentangan dari 8.46 ke 18.82 AU dari
A S T R O F I S I K A 108
Matahari. Namun, Chiron memiliki aktivitas permukaan yang
lemah seperti komet, sehingga diklasifikasikan sebagai asteroid dan
komet. Pada tahun 1991 Pholus menjadi asteroid ketiga yang
ditemukan di luar Jupiter, berada pada orbit dari 9 AU hingga 32
Audan berukuran kurang lebih 180 km. Sudah banyak yang telah
ditambahkan ke dalam daftar, mulai dari yang ukuran kecil sampai
beberapa puluh kilometer. Pada jarak yang lebih jauh, objek kecil
ini sulit untuk ditemukan telah dan diperkirakan ada beberapa ribu
Centaurs yang ukurannya lebih besar dari 75 km. Beberapa
Centaurs diketahui memiliki aktivitas permukaan yang lemah.
Hasil perhitungan menunjukkan bahwa usia Centaurus
adalah sekitar 1-10 Ma (mungkin 100 Ma dalam beberapa kasus)
sebelum mereka mengalami perubahan orbital. Simulasi komputer
menunjukkan bahwa mereka bersumber dari sabuk E-K, dimana
mereka ditarik oleh pengaruhi gravitasi Neptunus. Pada kasus ini,
komposisinya terdiri atas es dan batu. Sekitar 1-10 Ma (mungkin
100 Ma) Centaur akan mengalami perubahan orbital yang besar,
sehingga melenceng dari Tata Surya atau terjadi pengurangan
perihelion ke titik di mana permukaannya menguap menjadi es dan
menjadi komet berperiode pendek.Ternyata, centaurus tidak bisa
dianggap sebagai asteroid ataupun komet. Mereka mungkin lebih
baik dianggap sebagai objek transisi antara sabuk E-K dan komet
yang berperiode pendek.
4.3. Ukuran Asteroid
Dengan beberapa pengecualian, asteroid yangterlalu kecil dan
terlalu jauh dari Bumi dapatdilihat sebagaisesuatu selain titik cahaya
di langit. Pengecualian tersebut meliputi beberapa asteroid yang sangat
besar, sekelompok Neas, dan beberapa telah dicitrakandalam jarak
dekat oleh pesawat ruang angkasa. Ukuran mereka dapat diketahui
dari observasi langsung. Tim astronom dari Perancis dan Italia
A S T R O F I S I K A 109
membangun suatu metode baru untuk mengetahui ukuran dan bentuk
asteroid yang sangat kecil dengan diameter 15 km di sabuk asteroid
yang jauhnya 100 juta km. Metode ini menggunakan kemampuan
very large telescope interferometer (VLTI) milik NASA. Pengukuran
dengan teknik interferometrik mengkombinasi cahaya dari dua
teleskop 8,2 meter VLTI atau lebih.Sebagai tambahan, banyak waktu
yang telah berlalu antara kita dan bintang, ukurannya kemudian
diperoleh dari ketepatan perhitungan pergerakan asteroid melewati
langit, dan lamanya waktu dimana cahaya bintang terhalangi. Untuk
sebagian besar asteroid, ukuran dapat diperoleh daripengamatan tidak
langsung. Dari data pengamatan, Bowell dan Lumme tahun 1979
membuat sebuah persamaan empiris untuk menghubungkan diameter
asteroid dengan albedo dan magnitudo mutlak asteroid.
Persamaan tersebut dapat dituliskan sebagai berikut:= 1,322 − 0,5 log −0,2Rentang untuk diameter asteroid berkisar antara ratusan hingga
ribuan kilometer.
Metode tidak langsung dipengaruhioleh pengukuran kerapatan
fluks radiasi matahari yang dipantulkan yang kita terima dari objek.
Kerapatan fluks F adalah istilah umum yang didefinisikan sebagai
kekuatan radiasi elektromagnetik pada luas permukaan penerima.
Permukaan penerima kita akan tegak lurus terhadap arah asteroid,
dan F mencakup rentang panjang gelombang spektrum matahari
secara keseluruhan. Kita dapat berasumsi bahwa asteroid berada
dalam oposisi, sehingga Matahari, Bumi, dan asteroid beradadalam
satu garis lurus. Dalam kasus ini asteroid yang terlihat dari Bumi dapat
disebut fase nol sudut, seperti pada Gambar 3.4 (a), dan kerapatan
fluks yang dipantulkandiberi simbol 0. Hal ini dapat ditunjukkan
pada persamaan di bawah ini:
A S T R O F I S I K A 110
0 =di mana k adalah kombinasi faktor yang diketahui yang melibatkan
Matahari dan jarak ke asteroid, A adalah luas proyeksi asteroid arah
kita (Gambar 3.4 (a)), dan p adalah suatu besaran yang disebut Albedo
geometris. Albedo geometris merupakan perbandingan antara 0/0, dimana 0 adalah kerapatan fluks yang kita terima dari
permukaan datar Lambertian tegak lurus terhadap arah Matahari dan
Bumi, dan dengan luas sama dengan luas proyeksi asteroid (Gambar 3.4
(b)). Permukaan Lambertian adalahdifusisempurna dan memantulkan
100% ketika terjadi insiden radiasi.
Apakah bentuk persamaan (3.1) masuk akal?
Persamaan tersebut masuk akal dimana jikanilai dan meningkat,
maka 0 juga meningkat. Jika nilai p diketahui, dan kita telah
mengukur 0, maka dapat dihitung dengan menggunakan
persamaan (3.1), dan jari-jari rata-rata dapat diperkirakan. Nilai
tergantung pada komposisi dan kekasaran permukaan. Permukaan
asteroid memiliki nilai p mulai dari sekitar 2% sampai sekitar
A S T R O F I S I K A 110
0 =di mana k adalah kombinasi faktor yang diketahui yang melibatkan
Matahari dan jarak ke asteroid, A adalah luas proyeksi asteroid arah
kita (Gambar 3.4 (a)), dan p adalah suatu besaran yang disebut Albedo
geometris. Albedo geometris merupakan perbandingan antara 0/0, dimana 0 adalah kerapatan fluks yang kita terima dari
permukaan datar Lambertian tegak lurus terhadap arah Matahari dan
Bumi, dan dengan luas sama dengan luas proyeksi asteroid (Gambar 3.4
(b)). Permukaan Lambertian adalahdifusisempurna dan memantulkan
100% ketika terjadi insiden radiasi.
Apakah bentuk persamaan (3.1) masuk akal?
Persamaan tersebut masuk akal dimana jikanilai dan meningkat,
maka 0 juga meningkat. Jika nilai p diketahui, dan kita telah
mengukur 0, maka dapat dihitung dengan menggunakan
persamaan (3.1), dan jari-jari rata-rata dapat diperkirakan. Nilai
tergantung pada komposisi dan kekasaran permukaan. Permukaan
asteroid memiliki nilai p mulai dari sekitar 2% sampai sekitar
A S T R O F I S I K A 110
0 =di mana k adalah kombinasi faktor yang diketahui yang melibatkan
Matahari dan jarak ke asteroid, A adalah luas proyeksi asteroid arah
kita (Gambar 3.4 (a)), dan p adalah suatu besaran yang disebut Albedo
geometris. Albedo geometris merupakan perbandingan antara 0/0, dimana 0 adalah kerapatan fluks yang kita terima dari
permukaan datar Lambertian tegak lurus terhadap arah Matahari dan
Bumi, dan dengan luas sama dengan luas proyeksi asteroid (Gambar 3.4
(b)). Permukaan Lambertian adalahdifusisempurna dan memantulkan
100% ketika terjadi insiden radiasi.
Apakah bentuk persamaan (3.1) masuk akal?
Persamaan tersebut masuk akal dimana jikanilai dan meningkat,
maka 0 juga meningkat. Jika nilai p diketahui, dan kita telah
mengukur 0, maka dapat dihitung dengan menggunakan
persamaan (3.1), dan jari-jari rata-rata dapat diperkirakan. Nilai
tergantung pada komposisi dan kekasaran permukaan. Permukaan
asteroid memiliki nilai p mulai dari sekitar 2% sampai sekitar
A S T R O F I S I K A 111
Gambar 3.4 (a) sebuah asteroid dalam oposisi. (b) permukaan datar
Lambertian dengan daerah proyeksi asteroid yang sama.
Gambar 3.5 Jumlah asteroid dengan rata-rata jari-jari per km
interval radius.
Garis putus-putus menunjukkan ketidakpastian.40%, dan
sebagainya, kecuali kita dapat mengurangi kisaran ini, kemudian
ukuran tubuh dapat diperoleh dengan urutan besarnya.
Perbandingan 0 dengan kerapatan fluks dari radiasi
inframerah yang dipancarkan oleh asteroid berdasarkan suhunya
memberikan perkiraan nilai , sebagai studi tentang polarisasi dari
radiasi matahari yang dipantulkan. Rinciannya tidak akan menjadi
perhatian kita.
Teknik tidak langsung telah memberikan hampir semua ukuran
data pada Gambar 3.5. Data tersebuttidak dapat diperluas untuk
ukuran jauh di bawah radius 10 km karena pada ukuran yang lebih
kecil harus ada proporsi yang signifikan dari asteroid yang belum
ditemukan, proporsi meningkat dengan penurunan ukuran. Kita
telah mengetahui teoriselama pembentukan Tata Surya, terdapat
beberapa embrio diantara Mars dan Jupiter, ditambah
sejumlahobjek yang lebih kecil lainnya.Pertumbuhan embrio
tersebut dihalangi oleh pembentukan Jupiter, dimana pengaruh
gravitasi jupiter 'mengaduk 'orbit asteroid. Hal itu dapat
meningkatkan kecepatan tumbukan sehingga pertumbuhan
A S T R O F I S I K A 111
Gambar 3.4 (a) sebuah asteroid dalam oposisi. (b) permukaan datar
Lambertian dengan daerah proyeksi asteroid yang sama.
Gambar 3.5 Jumlah asteroid dengan rata-rata jari-jari per km
interval radius.
Garis putus-putus menunjukkan ketidakpastian.40%, dan
sebagainya, kecuali kita dapat mengurangi kisaran ini, kemudian
ukuran tubuh dapat diperoleh dengan urutan besarnya.
Perbandingan 0 dengan kerapatan fluks dari radiasi
inframerah yang dipancarkan oleh asteroid berdasarkan suhunya
memberikan perkiraan nilai , sebagai studi tentang polarisasi dari
radiasi matahari yang dipantulkan. Rinciannya tidak akan menjadi
perhatian kita.
Teknik tidak langsung telah memberikan hampir semua ukuran
data pada Gambar 3.5. Data tersebuttidak dapat diperluas untuk
ukuran jauh di bawah radius 10 km karena pada ukuran yang lebih
kecil harus ada proporsi yang signifikan dari asteroid yang belum
ditemukan, proporsi meningkat dengan penurunan ukuran. Kita
telah mengetahui teoriselama pembentukan Tata Surya, terdapat
beberapa embrio diantara Mars dan Jupiter, ditambah
sejumlahobjek yang lebih kecil lainnya.Pertumbuhan embrio
tersebut dihalangi oleh pembentukan Jupiter, dimana pengaruh
gravitasi jupiter 'mengaduk 'orbit asteroid. Hal itu dapat
meningkatkan kecepatan tumbukan sehingga pertumbuhan
A S T R O F I S I K A 111
Gambar 3.4 (a) sebuah asteroid dalam oposisi. (b) permukaan datar
Lambertian dengan daerah proyeksi asteroid yang sama.
Gambar 3.5 Jumlah asteroid dengan rata-rata jari-jari per km
interval radius.
Garis putus-putus menunjukkan ketidakpastian.40%, dan
sebagainya, kecuali kita dapat mengurangi kisaran ini, kemudian
ukuran tubuh dapat diperoleh dengan urutan besarnya.
Perbandingan 0 dengan kerapatan fluks dari radiasi
inframerah yang dipancarkan oleh asteroid berdasarkan suhunya
memberikan perkiraan nilai , sebagai studi tentang polarisasi dari
radiasi matahari yang dipantulkan. Rinciannya tidak akan menjadi
perhatian kita.
Teknik tidak langsung telah memberikan hampir semua ukuran
data pada Gambar 3.5. Data tersebuttidak dapat diperluas untuk
ukuran jauh di bawah radius 10 km karena pada ukuran yang lebih
kecil harus ada proporsi yang signifikan dari asteroid yang belum
ditemukan, proporsi meningkat dengan penurunan ukuran. Kita
telah mengetahui teoriselama pembentukan Tata Surya, terdapat
beberapa embrio diantara Mars dan Jupiter, ditambah
sejumlahobjek yang lebih kecil lainnya.Pertumbuhan embrio
tersebut dihalangi oleh pembentukan Jupiter, dimana pengaruh
gravitasi jupiter 'mengaduk 'orbit asteroid. Hal itu dapat
meningkatkan kecepatan tumbukan sehingga pertumbuhan
A S T R O F I S I K A 112
embrionya terhenti dan akan terfragmentasi. Hasil dari fragmentasi
tersebut merupakan puing-puingyang berkumpul dan membentuk
suatu objek baru.
4.4. Bentuk Asteroid dan Ciri Permukaan
Gaya gravitasi pada sebuah asteroid mengakibatkan peningkatan
tekanan pada asteroid tersebut. Jika tekanan melebihi kekuatan dari
interior material padat asteroid, maka bahan penyusun asteroid akan
mencapai titik jenuh ketahanan bahan penyusun asteroid tersebut,
dan objek yang dihasilkan akan berbentuk bulat kasar, lalu akan
diratakan oleh rotasi pada tingkat tinggi. Untuk sebuah asteroid
yang terbuat dari silikat dan besi, jari-jari kritisnya sekitar 300 km.
Oleh karena itu, 'jari-jari' di bawah ukuran ini berarti jarak rata-rata
dari permukaan ke pusat asteroid - objek tidak selalu berbentuk
bulat.
Apakah ada asteroid tertentu yang bentuknya (sangat) bulat?
Dari Tabel 1.3 dapat dilihat bahwa hanya Ceres yang secara
signifikan jari-jarinya lebih besar dari jari-jari kritis. Oleh karena
itu, diyakini bentuknya mendekati bulat, dan ditemukan begitu.
Dalam beberapa kasus dua atau tiga dimensi penggambaran objek
cukup baik.Beberapa asteroid memiliki bentuk yang ditentukan
secara langsung, baik dari gambar atau dari cara menganalisis
cahaya yang diterima olehkita ketika cahaya dipantulan oleh
asteroid. Hubble Space Telescope (HST) menggambarkan Ceres,
bentuknya hampir bulat, dengan radius equator sebesar 487 km dan
radius kutub sebesar 455 km, perbedaannya hanya sekitar 30 km.
Secara signifikan bentuk bulat biasanya terdapat pada ukuran yang
lebih kecil. Permukaan Ceres merupakan campuran antara es air
dan berbagai mineral terhidrasi seperti karbonat dan lempung.
Planet katai ini tampaknya terdiferensiasi dengan inti yang berbatu
dan mantel yang ber-es. Mantel setebal 100 km ini (23%–28% massa
A S T R O F I S I K A 113
Ceres; 50% volume Ceres) mengandung 200 juta kilometer kubik
air, yang melebihi kandungan air tawar di Bumi, dan mungkin
mengandung samudra di bawah permukaannya. Dari Bumi,
magnitudo Ceres tampak bervariasi antara 6.7 hingga 9.3, sehingga
terlalu redup untuk dilihat dengan mata telanjang kecuali jika langit
sangat gelap. Luas permukaan Ceres diperkirakan sama dengan luas
India atau Argentina. Hanya beberapa fitur permukaan Ceres yang
berhasil dilacak secara pasti. Citra yang diabadikan oleh Teleskop
Angkasa Hubble pada tahun 1995 menunjukkan bintik gelap di
permukaan yang dijuluki "Piazzi" untuk menghormati penemu
Ceres. Fitur ini diduga sebagai sebuah kawah. Citra inframerah
dekat berikutnya dengan resolusi yang lebih tinggi menemukan
beberapa fitur terang dan gelap. Dua fitur gelap berbentuk bulat dan
diduga merupakan kawah; salah satunya memiliki wilayah tengah
yang terang, sementara yang lainnya merupakan fitur "Piazzi". Citra
Hubble yang lebih baru pada tahun 2003 dan 2004 menunjukkan
keberadaan 11 fitur permukaan, dan sifat fitur tersebut masih belum
pasti. Salah satu fitur tersebut mirip dengan fitur
"Piazzi".Pengamatan terakhir juga menemukan bahwa kutub utara
Ceres menunjuk ke arah asensio rekta 19 jam 24 menit (291°),
deklinasi +59°, di rasi bintangDraco. Artinya, kemiringan sumbu
Ceres sangat kecil, yaitu hanya sekitar 3°.Gambar 3.6 dan Plat 10
menunjukkan gambar asteroid yang bentuknya tidak-bulat.
Beberapa sabuk utama asteroid lainnya telah digambarkan, termasuk
Vesta, Gaspra, dan Ida.
Gambar Vesta pada Gambar 3.6 (a) diperoleh dari orbit Bumi
oleh HST (sebuah model yang berdasarkan pada gambar). Asteroid
kecil Gaspra (plat 10) digambarkan pada Oktober 1991 oleh
pesawat ruang angkasa Galileo selama perjalanan ke Jupiter, dan
pada Agustus 1993 pesawat ruang angkasa yang sama
menggambarkan asteroid yang lebih besar Ida (Gambar 3.6 (b)) dan
A S T R O F I S I K A 114
satelit kecil yang sebelumnya tidak diketahui, bernama Dactyl (di
luar tepi frame). Di luar sabuk utama, tetapi dalam sabuk asteroid,
Mathilde (Gambar 3.6 (c)) digambarkan pada tahun 1997 oleh
pesawat ruang angkasa NEAR. Toutatis adalah salah satu dari
beberapa Neas yang telah digambarkan oleh Radar berbasis Bumi.
Gambar Toutatis pada Gambar 3.6 (d) diperoleh pada bulan
Desember 1992 ketika pesawat tersebut melewati Bumi pada jarak
hanya 4 × 106 km. Eros, NEA lain, yang diorbiti oleh NEAR pada
tahun 2001, yang membuat pendaratan pada 12 Februari 2001.
Gambar 3.6 (e) adalah gambar Eros dari NEAR ketika berada di
orbit. Gambar 3.6 (f) adalah gambar Viking Orbiter Phobos, Deimos
secara luas serupa.
Gambar 3.6 Gambar permukaan asteroid. (A) Model berbasis
gambar dari Vesta, 256 km. (AURA / STScI, NASA, PRC97-27, P
Thomas dan B Zellner) (b) Ida, 53 km. (NASA / NSSDC P42964)
(c) Mathilde 59 km. (The Johns Hopkins University, Laboratorium
Fisika Terapan) (d) Toutatis, 4,6 km. (NASA / JPL P46256, SJ
Ostro dan S Hudson) (e) Eros, 33 km. (NASA / JPL-Caltech,
PIA03141) (f) Phobos, 26 km. (NASA / NSSDC 357A64).
A S T R O F I S I K A 114
satelit kecil yang sebelumnya tidak diketahui, bernama Dactyl (di
luar tepi frame). Di luar sabuk utama, tetapi dalam sabuk asteroid,
Mathilde (Gambar 3.6 (c)) digambarkan pada tahun 1997 oleh
pesawat ruang angkasa NEAR. Toutatis adalah salah satu dari
beberapa Neas yang telah digambarkan oleh Radar berbasis Bumi.
Gambar Toutatis pada Gambar 3.6 (d) diperoleh pada bulan
Desember 1992 ketika pesawat tersebut melewati Bumi pada jarak
hanya 4 × 106 km. Eros, NEA lain, yang diorbiti oleh NEAR pada
tahun 2001, yang membuat pendaratan pada 12 Februari 2001.
Gambar 3.6 (e) adalah gambar Eros dari NEAR ketika berada di
orbit. Gambar 3.6 (f) adalah gambar Viking Orbiter Phobos, Deimos
secara luas serupa.
Gambar 3.6 Gambar permukaan asteroid. (A) Model berbasis
gambar dari Vesta, 256 km. (AURA / STScI, NASA, PRC97-27, P
Thomas dan B Zellner) (b) Ida, 53 km. (NASA / NSSDC P42964)
(c) Mathilde 59 km. (The Johns Hopkins University, Laboratorium
Fisika Terapan) (d) Toutatis, 4,6 km. (NASA / JPL P46256, SJ
Ostro dan S Hudson) (e) Eros, 33 km. (NASA / JPL-Caltech,
PIA03141) (f) Phobos, 26 km. (NASA / NSSDC 357A64).
A S T R O F I S I K A 114
satelit kecil yang sebelumnya tidak diketahui, bernama Dactyl (di
luar tepi frame). Di luar sabuk utama, tetapi dalam sabuk asteroid,
Mathilde (Gambar 3.6 (c)) digambarkan pada tahun 1997 oleh
pesawat ruang angkasa NEAR. Toutatis adalah salah satu dari
beberapa Neas yang telah digambarkan oleh Radar berbasis Bumi.
Gambar Toutatis pada Gambar 3.6 (d) diperoleh pada bulan
Desember 1992 ketika pesawat tersebut melewati Bumi pada jarak
hanya 4 × 106 km. Eros, NEA lain, yang diorbiti oleh NEAR pada
tahun 2001, yang membuat pendaratan pada 12 Februari 2001.
Gambar 3.6 (e) adalah gambar Eros dari NEAR ketika berada di
orbit. Gambar 3.6 (f) adalah gambar Viking Orbiter Phobos, Deimos
secara luas serupa.
Gambar 3.6 Gambar permukaan asteroid. (A) Model berbasis
gambar dari Vesta, 256 km. (AURA / STScI, NASA, PRC97-27, P
Thomas dan B Zellner) (b) Ida, 53 km. (NASA / NSSDC P42964)
(c) Mathilde 59 km. (The Johns Hopkins University, Laboratorium
Fisika Terapan) (d) Toutatis, 4,6 km. (NASA / JPL P46256, SJ
Ostro dan S Hudson) (e) Eros, 33 km. (NASA / JPL-Caltech,
PIA03141) (f) Phobos, 26 km. (NASA / NSSDC 357A64).
A S T R O F I S I K A 115
Banyak asteroid memiliki bentuk yang ditentukan secara tidak
langsung. Semua asteroid berotasi, hampir semua dengan periode
dalam kisaran 4-16 jam, dan ketika mereka berotasi, kepadatan
fluks Fe dan Fr 0 yang diamati bervariasi dengan waktu. Ada dua
kemungkinan faktor penyebab: ciri permukaan, dan perubahan di
daerah proyeksi yang dihasilkan dari bentuk tidak-bulat. Dari
variasi Fe dan Fr 0 dua faktor ini dapat dipisahkan. Hasilnya, seperti
yang diharapkan, bahwa biasanya bentuk bola adalah umum di
antara asteroid. Ketika pengambaran asteroid mungkin berulang,
periode rotasi dapat diperoleh secara langsung. Sebagai contoh, HST
telah menemukan bagian-bagian gelap di Ceres, dan pengamatan
berulang telah menghasilkan periode rotasi sekitar 9,1 jam.
Data rotasi juga menunjukkan berbagai kecenderungan aksial.
Ini dan rentangan periode rotasi, modelnya konsisten di mana objek
kecil sering bertumbukan. Bentuk yang tidak beraturan diperoleh
dari fragmentasi karena tumbukan, meskipun dalam beberapa kasus
pada dasarnya asteroid kecil memilki bentuk yang tidak teratur.
Permukaan asteroid (Gambar 3.6) juga menjadi contoh tumbukan,
dalam hal ini dengan objek yang lebih kecil. Bentuk tidak teratur
juga dapat timbul dari sublimasi komponen volatil. Sebaliknya, objek
kecil bisa menjadi lebih bulat melalui dampak erosi oleh debu.
Permukaan terkena dampak lapisan tipis debu, dan pengamatan
cahaya yang dipantulkan dan radiasi IR yang dipancarkan
menunjukkan bahwa debu tipis memang ciri umum.
4.5. Massa Asteroid, Massa Jenis, dan keseluruhan Komposisi
Beberapa asteroid memiliki massa diukur dengan presisi yang
tepat.
A S T R O F I S I K A 116
a. Asteroid Ceres
Orbital period: 1,680 days
Mass: 895.8E18 kg
Gravity: 0.27 m/s²
Discovered: January 1, 1801
Orbits: Sun
Ceres adalah sebuah planet kerdil yang terletak
di Sabuk Asteroid yang berdiameter sekitar 900 − 1000 . Massa
Ceres ditentukan berdasarkan analisis pengaruh planet tersebut
terhadap asteroid-asteroid yang lebih kecil. Beberapa peneliti
memperkirakan hasil yang sedikit berbeda.Rata-rata perkiraan nilai
yang paling tepat pada tahun 2008 adalah 9,4 × 1020 . Massa ini
merupakan sepertiga dari jumlah massa di sabuk asteroid (3,0 ±0,2 × 1021 ), yang merupakan 4%massa Bulan. Massa Ceres
mencapai bentuk bulat dalam keseimbangan hidrostatik. Berdasarkan
perhitungan yang tepat pada asteroid kecil, ceres memilki massa jenis
rata-rata sebesar2.100 . Komposisi permukaan Ceres mirip
dengan asteroid tipe C. Terdapat beberapa perbedaan.
Spektrainframerah Ceres menunjukkan keberadaan materi terhidrasi,
yang menunjukkan keberadaan air di lapisan dalam. Unsur lain yang
mungkin ada di permukaan adalah lempung yang kaya akan besi
(kronstedtit) dan mineral karbonat (dolomit dan siderit), yang
merupakan mineral yang umum ditemui dalam kondrit C. Spektra
karbonat dan lempung biasanya tidak tampak dalam spektra asteroid
tipe C lainnya Kadang-kadang Ceres diklasifikasikan sebagai asteroid
tipe G. Permukaan Ceres relatif hangat. Suhu maksimal dengan
Matahari di hadapan diperkirakan sebesar 235 K (sekitar −38 °C,−36 °F) pada tanggal 5 Mei 1991.
A S T R O F I S I K A 116
a. Asteroid Ceres
Orbital period: 1,680 days
Mass: 895.8E18 kg
Gravity: 0.27 m/s²
Discovered: January 1, 1801
Orbits: Sun
Ceres adalah sebuah planet kerdil yang terletak
di Sabuk Asteroid yang berdiameter sekitar 900 − 1000 . Massa
Ceres ditentukan berdasarkan analisis pengaruh planet tersebut
terhadap asteroid-asteroid yang lebih kecil. Beberapa peneliti
memperkirakan hasil yang sedikit berbeda.Rata-rata perkiraan nilai
yang paling tepat pada tahun 2008 adalah 9,4 × 1020 . Massa ini
merupakan sepertiga dari jumlah massa di sabuk asteroid (3,0 ±0,2 × 1021 ), yang merupakan 4%massa Bulan. Massa Ceres
mencapai bentuk bulat dalam keseimbangan hidrostatik. Berdasarkan
perhitungan yang tepat pada asteroid kecil, ceres memilki massa jenis
rata-rata sebesar2.100 . Komposisi permukaan Ceres mirip
dengan asteroid tipe C. Terdapat beberapa perbedaan.
Spektrainframerah Ceres menunjukkan keberadaan materi terhidrasi,
yang menunjukkan keberadaan air di lapisan dalam. Unsur lain yang
mungkin ada di permukaan adalah lempung yang kaya akan besi
(kronstedtit) dan mineral karbonat (dolomit dan siderit), yang
merupakan mineral yang umum ditemui dalam kondrit C. Spektra
karbonat dan lempung biasanya tidak tampak dalam spektra asteroid
tipe C lainnya Kadang-kadang Ceres diklasifikasikan sebagai asteroid
tipe G. Permukaan Ceres relatif hangat. Suhu maksimal dengan
Matahari di hadapan diperkirakan sebesar 235 K (sekitar −38 °C,−36 °F) pada tanggal 5 Mei 1991.
A S T R O F I S I K A 116
a. Asteroid Ceres
Orbital period: 1,680 days
Mass: 895.8E18 kg
Gravity: 0.27 m/s²
Discovered: January 1, 1801
Orbits: Sun
Ceres adalah sebuah planet kerdil yang terletak
di Sabuk Asteroid yang berdiameter sekitar 900 − 1000 . Massa
Ceres ditentukan berdasarkan analisis pengaruh planet tersebut
terhadap asteroid-asteroid yang lebih kecil. Beberapa peneliti
memperkirakan hasil yang sedikit berbeda.Rata-rata perkiraan nilai
yang paling tepat pada tahun 2008 adalah 9,4 × 1020 . Massa ini
merupakan sepertiga dari jumlah massa di sabuk asteroid (3,0 ±0,2 × 1021 ), yang merupakan 4%massa Bulan. Massa Ceres
mencapai bentuk bulat dalam keseimbangan hidrostatik. Berdasarkan
perhitungan yang tepat pada asteroid kecil, ceres memilki massa jenis
rata-rata sebesar2.100 . Komposisi permukaan Ceres mirip
dengan asteroid tipe C. Terdapat beberapa perbedaan.
Spektrainframerah Ceres menunjukkan keberadaan materi terhidrasi,
yang menunjukkan keberadaan air di lapisan dalam. Unsur lain yang
mungkin ada di permukaan adalah lempung yang kaya akan besi
(kronstedtit) dan mineral karbonat (dolomit dan siderit), yang
merupakan mineral yang umum ditemui dalam kondrit C. Spektra
karbonat dan lempung biasanya tidak tampak dalam spektra asteroid
tipe C lainnya Kadang-kadang Ceres diklasifikasikan sebagai asteroid
tipe G. Permukaan Ceres relatif hangat. Suhu maksimal dengan
Matahari di hadapan diperkirakan sebesar 235 K (sekitar −38 °C,−36 °F) pada tanggal 5 Mei 1991.
A S T R O F I S I K A 117
b. Asteroid Pallas
Orbital period: 1,686 days
Mass: 210.8E18 kg
Discovered: March 28, 1802
Orbits: Sun
Asteroid group: Asteroid belt
Asteroid family: Pallas family
Pada tahun 1802, Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers seorang
astronom, fisikawan , dan dokter asal jerman menemukan dan
menamakan asteroid Pallas. Pallas merupakan asteroid besar yang
terletak di sabuk asteroid sistem tata surya dan merupakan asteroid ke-
2 yang ditemukan dan memiliki diameter 500 km. Massa jenis rata-
ratanya sebesar 2.710 .
c. Asteroid Vesta
Mass: 258.9E18 kg
Orbital period: 1,325 days
Gravity: 0.22 m/s²
Orbits: Sun
Asteroid family: Vesta family
Asteroid group: Asteroid belt
Vesta merupakan obyek terbesar kedua di sabuk asteroid yang
ditemukan oleh Olbers pada tahun 1807, dengan diameter sebesar 530
kilometer (sekitar 330 mil) dan diperkirakan memiliki massa 9% dari
massa seluruh sabuk asteroid. Vesta kehilangan sekitar 1% dari
massanya dalam sebuah tabrakan yang terjadi kurang dari satu miliar
tahun lalu. Vesta memiliki massa jenis rata-rata sebesar 3440 3.
d. Orbit Ida(Satelit Dactyl).
A S T R O F I S I K A 117
b. Asteroid Pallas
Orbital period: 1,686 days
Mass: 210.8E18 kg
Discovered: March 28, 1802
Orbits: Sun
Asteroid group: Asteroid belt
Asteroid family: Pallas family
Pada tahun 1802, Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers seorang
astronom, fisikawan , dan dokter asal jerman menemukan dan
menamakan asteroid Pallas. Pallas merupakan asteroid besar yang
terletak di sabuk asteroid sistem tata surya dan merupakan asteroid ke-
2 yang ditemukan dan memiliki diameter 500 km. Massa jenis rata-
ratanya sebesar 2.710 .
c. Asteroid Vesta
Mass: 258.9E18 kg
Orbital period: 1,325 days
Gravity: 0.22 m/s²
Orbits: Sun
Asteroid family: Vesta family
Asteroid group: Asteroid belt
Vesta merupakan obyek terbesar kedua di sabuk asteroid yang
ditemukan oleh Olbers pada tahun 1807, dengan diameter sebesar 530
kilometer (sekitar 330 mil) dan diperkirakan memiliki massa 9% dari
massa seluruh sabuk asteroid. Vesta kehilangan sekitar 1% dari
massanya dalam sebuah tabrakan yang terjadi kurang dari satu miliar
tahun lalu. Vesta memiliki massa jenis rata-rata sebesar 3440 3.
d. Orbit Ida(Satelit Dactyl).
A S T R O F I S I K A 117
b. Asteroid Pallas
Orbital period: 1,686 days
Mass: 210.8E18 kg
Discovered: March 28, 1802
Orbits: Sun
Asteroid group: Asteroid belt
Asteroid family: Pallas family
Pada tahun 1802, Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers seorang
astronom, fisikawan , dan dokter asal jerman menemukan dan
menamakan asteroid Pallas. Pallas merupakan asteroid besar yang
terletak di sabuk asteroid sistem tata surya dan merupakan asteroid ke-
2 yang ditemukan dan memiliki diameter 500 km. Massa jenis rata-
ratanya sebesar 2.710 .
c. Asteroid Vesta
Mass: 258.9E18 kg
Orbital period: 1,325 days
Gravity: 0.22 m/s²
Orbits: Sun
Asteroid family: Vesta family
Asteroid group: Asteroid belt
Vesta merupakan obyek terbesar kedua di sabuk asteroid yang
ditemukan oleh Olbers pada tahun 1807, dengan diameter sebesar 530
kilometer (sekitar 330 mil) dan diperkirakan memiliki massa 9% dari
massa seluruh sabuk asteroid. Vesta kehilangan sekitar 1% dari
massanya dalam sebuah tabrakan yang terjadi kurang dari satu miliar
tahun lalu. Vesta memiliki massa jenis rata-rata sebesar 3440 3.
d. Orbit Ida(Satelit Dactyl).
A S T R O F I S I K A 118
Orbit Ida (satelit Dactyl) kecil
memiliki massa jenis sebesar
2600 ± 500 3. Ditemukan pada
1995 oleh pesawat ruang angkasa
Galileo, dengan diameter sekitar 1
km, dari asteroid Ida yang berbentuk
seperti kentang.
Misi NEAR ke Eros pada tahun 2001 diperoleh massa jenis
sekitar2500 ± 800 3. Itokawa, NEA lain, telah diorbit oleh pesawat
ruang angkasa Jepang Hayabusa sejak September 2005, dan memiliki
massa jenis sekitar 2500 3. Massa jenistersebut memilkibahan berbatu
dengan proporsi tinggi, kecuali untuk Vesta, proporsi rendah dari besi
metalik jauh lebih padat. Sebaliknya, efek Mathilde berada pada garis
edarNEAR sesuai dengan massa jenis hanya sekitar1.300 ± 200 3.
Massa jenis rendah bisa disebabkan oleh zat yang terhidrasi, tetapi
analisis cahaya menunjukkan hal yang sebaliknya. Oleh karena itu,
massa jenis rendah mungkin menunjukkan porositas tinggi, seperti bisa
muncul dari gangguan dan (sebagian) berkumpul lagi seperti
tumpukan puing. Porositas tinggi membantu menjelaskan bagaimana
Mathilde bisa selamat dari tubrukan besar yang menghasilkan
permukaan kawah -porositastubrukan, sehingga mencegah gangguan.
Sylviayang memiliki dua satelit kecil jugabermassa jenis rendah.
Nilainya sekitar 1200 yang berarti bahwa Sylvia juga tumpukan
puing, satelitnya berupa fragmen dari tumbukan.
Bahan berbatu tampaknya mendominasi beberapa Neas dan
asteroid di sabuk asteroid yang massa jenisnya diukur dengan presisi
yang tepat. Dari sampel yang sedemikian kecil tentu kita tidak dapat
menyimpulkan bahwa semua asteroid berbatu, bahkan tidak Neas dan
anggota sabuk asteroid, jauh lebih sedikit Trojans dan centaurus.
Memang, komposisi permukaan asteroid sangat bervariasi, dan
A S T R O F I S I K A 118
Orbit Ida (satelit Dactyl) kecil
memiliki massa jenis sebesar
2600 ± 500 3. Ditemukan pada
1995 oleh pesawat ruang angkasa
Galileo, dengan diameter sekitar 1
km, dari asteroid Ida yang berbentuk
seperti kentang.
Misi NEAR ke Eros pada tahun 2001 diperoleh massa jenis
sekitar2500 ± 800 3. Itokawa, NEA lain, telah diorbit oleh pesawat
ruang angkasa Jepang Hayabusa sejak September 2005, dan memiliki
massa jenis sekitar 2500 3. Massa jenistersebut memilkibahan berbatu
dengan proporsi tinggi, kecuali untuk Vesta, proporsi rendah dari besi
metalik jauh lebih padat. Sebaliknya, efek Mathilde berada pada garis
edarNEAR sesuai dengan massa jenis hanya sekitar1.300 ± 200 3.
Massa jenis rendah bisa disebabkan oleh zat yang terhidrasi, tetapi
analisis cahaya menunjukkan hal yang sebaliknya. Oleh karena itu,
massa jenis rendah mungkin menunjukkan porositas tinggi, seperti bisa
muncul dari gangguan dan (sebagian) berkumpul lagi seperti
tumpukan puing. Porositas tinggi membantu menjelaskan bagaimana
Mathilde bisa selamat dari tubrukan besar yang menghasilkan
permukaan kawah -porositastubrukan, sehingga mencegah gangguan.
Sylviayang memiliki dua satelit kecil jugabermassa jenis rendah.
Nilainya sekitar 1200 yang berarti bahwa Sylvia juga tumpukan
puing, satelitnya berupa fragmen dari tumbukan.
Bahan berbatu tampaknya mendominasi beberapa Neas dan
asteroid di sabuk asteroid yang massa jenisnya diukur dengan presisi
yang tepat. Dari sampel yang sedemikian kecil tentu kita tidak dapat
menyimpulkan bahwa semua asteroid berbatu, bahkan tidak Neas dan
anggota sabuk asteroid, jauh lebih sedikit Trojans dan centaurus.
Memang, komposisi permukaan asteroid sangat bervariasi, dan
A S T R O F I S I K A 118
Orbit Ida (satelit Dactyl) kecil
memiliki massa jenis sebesar
2600 ± 500 3. Ditemukan pada
1995 oleh pesawat ruang angkasa
Galileo, dengan diameter sekitar 1
km, dari asteroid Ida yang berbentuk
seperti kentang.
Misi NEAR ke Eros pada tahun 2001 diperoleh massa jenis
sekitar2500 ± 800 3. Itokawa, NEA lain, telah diorbit oleh pesawat
ruang angkasa Jepang Hayabusa sejak September 2005, dan memiliki
massa jenis sekitar 2500 3. Massa jenistersebut memilkibahan berbatu
dengan proporsi tinggi, kecuali untuk Vesta, proporsi rendah dari besi
metalik jauh lebih padat. Sebaliknya, efek Mathilde berada pada garis
edarNEAR sesuai dengan massa jenis hanya sekitar1.300 ± 200 3.
Massa jenis rendah bisa disebabkan oleh zat yang terhidrasi, tetapi
analisis cahaya menunjukkan hal yang sebaliknya. Oleh karena itu,
massa jenis rendah mungkin menunjukkan porositas tinggi, seperti bisa
muncul dari gangguan dan (sebagian) berkumpul lagi seperti
tumpukan puing. Porositas tinggi membantu menjelaskan bagaimana
Mathilde bisa selamat dari tubrukan besar yang menghasilkan
permukaan kawah -porositastubrukan, sehingga mencegah gangguan.
Sylviayang memiliki dua satelit kecil jugabermassa jenis rendah.
Nilainya sekitar 1200 yang berarti bahwa Sylvia juga tumpukan
puing, satelitnya berupa fragmen dari tumbukan.
Bahan berbatu tampaknya mendominasi beberapa Neas dan
asteroid di sabuk asteroid yang massa jenisnya diukur dengan presisi
yang tepat. Dari sampel yang sedemikian kecil tentu kita tidak dapat
menyimpulkan bahwa semua asteroid berbatu, bahkan tidak Neas dan
anggota sabuk asteroid, jauh lebih sedikit Trojans dan centaurus.
Memang, komposisi permukaan asteroid sangat bervariasi, dan
A S T R O F I S I K A 119
mendorong kita untuk menyimpulkan tentang bagian dalamnya, yang
akan dibahaspada bagian berikutnya.
4.6. Kelas Asteroid dan Komposisi Permukaan
Komposisi permukaan asteroid dapat dilihat dari kombinasi berbagai
jenis data. Ini termasuk perbandinganreflektansipada daerah yang
berbeda panjang gelombang, diperoleh dari pengukuran kerapatan
fluks. Jika daerah sangat sempit, banyak, dan berdekatan
pengukurannya disebut spektrometri, pengukuran lainnya disebut
fotometri. Data selanjutnyameliputi Albedo geometris, dan polarisasi
terinduksi dalam radiasi matahari yang dipantulkan
Langkah pertama untukmenentukan komposisi adalah dengan
menggunakan data observasi untuk membagi asteroid ke dalam kelas
yang berbeda. Hal ini membuat masalah lebih mudah dikelola - jika kita
dapat memperoleh (permukaan) komposisi salah satu anggota kelas,
maka ini mungkin mirip dengan anggota kelas lain. Berbagai skema
klasifikasi telah diusulkan. Satu yang dapatdijelaskan merupakan
rancanganseorang astronom Amerika David J Tholen pada tahun 1983,
dan digunakan secara luas. Hal ini didasarkan pada reflektansi daerah
sempit di delapan panjang gelombang dalam kisaran 0,3-1,1m,
ditambah Albedo geometris. Empat belas kelas diakui, dan Gambar 3.7
menunjukkan rata-rata reflektansi spektrum masing-masing kelas,
ditambah indikasi albedo (tinggi, sedang, atau rendah). Perhatikan
bahwa kelas E, M, dan P dibedakan hanya oleh Albedo. Beberapa kelas
diwakili oleh anggota yang sangat sedikit. Sebagai contoh, sampai saat
ini kelas V hanya diwakili oleh Vestadan bahkan sekarang hanya
beberapa yang ditambahkan, semua dari mereka sangat kecil, dan
dalam orbit yang menyarankan mereka adalah fragmen tumbukan dari
Vesta. Kelas R dan Q juga memiliki beberapa anggota.
A S T R O F I S I K A 120
Gambar 3.7 reflektansi spektra dan
albedo geometris dari 14 Tholen
kelas asteroid. Reflektansi
menunjukkan bentuk spektral pada
skala logaritmik, nilai-nilai tidak
mutlak, dan spektrum disajikan
secara vertikal dengan jumlah yang
banyak.
Sekitar 80% asteroid berada pada kelas S, dan sekitar 15% pada
kelas C. Anggota kelas C memiliki albedo geometris dalam kisaran 2-
7%, sehingga mereka sangat gelap. Ceres, asteroid terbesar adalah
anggota kelas C, dengan albedo sebesar 7,3%.
Dari Gambar 3.7, bagaimana Anda akan mencirikan warna asteroid
kelas S dan kelas C?
Pada panjang gelombang terlihat reflektansi asteroid kelas C tidak
berbeda jauh dengan panjang gelombang, sehingga warnanya agak
abu-abu. Reflektansi sedikit lebih besar pada panjang gelombang
memberi warna sedikit merah. Asteroid kelas S jelas berwarna merah,
dan memiliki albedo tinggi, sekitar 7-20%. Pada Gambar 3.6, Ida adalah
anggota kelas S (seperti Gaspra, pelat 10), sedangkan Mathilde adalah
anggota kelas C. Eros juga anggota kelas S, seperti sebagian besar Neas,
termasuk Itokawa. Komposisi permukaan Itokawa diperoleh dari
spektrometer IR pada Hayabusa. Komposis yang ditemukan
mengandung silikat olivin dan piroksen (Tabel 2.3), ditambah mungkin
beberapa plagioklas (silikat lain) dan besi.
Perbandingan reflektansi spektra dengan laboratorium spektra
terdapat pada variasi subtansinya dan albedo serta data observasi lainya
pada asteroid, termasuk reflektansi radar yang memungkinkan material
permukaan dapat diidentifikasi. Hasilnya adalah asteroid kelas M,
pasangan campuran besi dengan beberapa persen nikel, bercampur
dengan sedikit silikat. Kelas S, pasangan campuran besi yang serupa –
A S T R O F I S I K A 120
Gambar 3.7 reflektansi spektra dan
albedo geometris dari 14 Tholen
kelas asteroid. Reflektansi
menunjukkan bentuk spektral pada
skala logaritmik, nilai-nilai tidak
mutlak, dan spektrum disajikan
secara vertikal dengan jumlah yang
banyak.
Sekitar 80% asteroid berada pada kelas S, dan sekitar 15% pada
kelas C. Anggota kelas C memiliki albedo geometris dalam kisaran 2-
7%, sehingga mereka sangat gelap. Ceres, asteroid terbesar adalah
anggota kelas C, dengan albedo sebesar 7,3%.
Dari Gambar 3.7, bagaimana Anda akan mencirikan warna asteroid
kelas S dan kelas C?
Pada panjang gelombang terlihat reflektansi asteroid kelas C tidak
berbeda jauh dengan panjang gelombang, sehingga warnanya agak
abu-abu. Reflektansi sedikit lebih besar pada panjang gelombang
memberi warna sedikit merah. Asteroid kelas S jelas berwarna merah,
dan memiliki albedo tinggi, sekitar 7-20%. Pada Gambar 3.6, Ida adalah
anggota kelas S (seperti Gaspra, pelat 10), sedangkan Mathilde adalah
anggota kelas C. Eros juga anggota kelas S, seperti sebagian besar Neas,
termasuk Itokawa. Komposisi permukaan Itokawa diperoleh dari
spektrometer IR pada Hayabusa. Komposis yang ditemukan
mengandung silikat olivin dan piroksen (Tabel 2.3), ditambah mungkin
beberapa plagioklas (silikat lain) dan besi.
Perbandingan reflektansi spektra dengan laboratorium spektra
terdapat pada variasi subtansinya dan albedo serta data observasi lainya
pada asteroid, termasuk reflektansi radar yang memungkinkan material
permukaan dapat diidentifikasi. Hasilnya adalah asteroid kelas M,
pasangan campuran besi dengan beberapa persen nikel, bercampur
dengan sedikit silikat. Kelas S, pasangan campuran besi yang serupa –
A S T R O F I S I K A 120
Gambar 3.7 reflektansi spektra dan
albedo geometris dari 14 Tholen
kelas asteroid. Reflektansi
menunjukkan bentuk spektral pada
skala logaritmik, nilai-nilai tidak
mutlak, dan spektrum disajikan
secara vertikal dengan jumlah yang
banyak.
Sekitar 80% asteroid berada pada kelas S, dan sekitar 15% pada
kelas C. Anggota kelas C memiliki albedo geometris dalam kisaran 2-
7%, sehingga mereka sangat gelap. Ceres, asteroid terbesar adalah
anggota kelas C, dengan albedo sebesar 7,3%.
Dari Gambar 3.7, bagaimana Anda akan mencirikan warna asteroid
kelas S dan kelas C?
Pada panjang gelombang terlihat reflektansi asteroid kelas C tidak
berbeda jauh dengan panjang gelombang, sehingga warnanya agak
abu-abu. Reflektansi sedikit lebih besar pada panjang gelombang
memberi warna sedikit merah. Asteroid kelas S jelas berwarna merah,
dan memiliki albedo tinggi, sekitar 7-20%. Pada Gambar 3.6, Ida adalah
anggota kelas S (seperti Gaspra, pelat 10), sedangkan Mathilde adalah
anggota kelas C. Eros juga anggota kelas S, seperti sebagian besar Neas,
termasuk Itokawa. Komposisi permukaan Itokawa diperoleh dari
spektrometer IR pada Hayabusa. Komposis yang ditemukan
mengandung silikat olivin dan piroksen (Tabel 2.3), ditambah mungkin
beberapa plagioklas (silikat lain) dan besi.
Perbandingan reflektansi spektra dengan laboratorium spektra
terdapat pada variasi subtansinya dan albedo serta data observasi lainya
pada asteroid, termasuk reflektansi radar yang memungkinkan material
permukaan dapat diidentifikasi. Hasilnya adalah asteroid kelas M,
pasangan campuran besi dengan beberapa persen nikel, bercampur
dengan sedikit silikat. Kelas S, pasangan campuran besi yang serupa –
A S T R O F I S I K A 121
campuran nikel dengan proporsi silikat yang cuku besar. kelas C,
pasangan campuran tipe meteorit yang disebut carbonaceous
chondrite,tetapi terdiri dari campuran silikat dengan mineral hidrat ,
ditambah sedikit campuran besi-nikel, karbon, dan senyawa organik.
Senyawa organik merupakan senyawa karbon dan hidrogen, sering
juga dengan unsur lain. Karbon dan senyawa organik secara bersama
disebut bahan yang mengandung zat arang, dan sebagian besarnya
untuk albedo rendah kelas C. Kelas P dan D secara luas seperti kelas C,
tapi sesuai dengan materi yang lebih kaya bahan karbonnya. Kelas V
terdiri dari beberapa sub kelas tipe batu bintang yang disebut achonrite,
meteorit silikat.
Perhatikan bahwa mineral ini cocok unntuk permukaan asteroid, itu
bisa sangat berbeda dengan bagian dalamnya. Perhatikan juga bahwa,
komposisi permukaan asteroid cukup berbeda dari jenis meteroit yang
sesuai.
4.7. Kelas Asteroid di sabuk asteroid, dan diferensiasi asteroid
Gambar 3.8 menunjukkan distribusi dengan jarak heliosentris dari
lima kelas yang anggotanya paling banyak. Sebagian kecilnya
ditunjukan, sehingga jarak setiapfraksi semua asteroid (bukan hanya
mereka ditampilkan) jumlahnya satu. Beberapa ide dari angka yang
sebenarnya dapat diperoleh dengan membandingkan Gambar 3.8
dengan Gambar 3.1, meskipun harus dicatat bahwa Gambar 3.1
menunjukkan pengamatan asteroid, sedangkan pada Gambar 3.8 upaya
telah dilakukan untuk mengoreksi berbagai pengamatan yang
menyimpang: misalnya, proporsi yang lebih besar dari asteroid yang
albedonya tinggi harus ditemukan lebih dulu daripada asteroid yang
albedonya rendah.
Hal ini jelas bahwa distribusinya berbeda dari satu kelas ke kelas
lainnya. Jika interpretasi ahli mineralogi yang diuraikan di atas sudah
benar, maka kecenderungan paling luas adalah campuran silikat dan
besi-nikel yang mendominasi sabuk bagian dalam (kelas S), dan bahan-
A S T R O F I S I K A 122
bahan yang mengandung karbon dan mineral hidrat menjadi semakin
dominan dengan meningkatnya jarak heliosentris (kelas C, P, D).
Kecenderungan ini menjelaskan bahwa bahan-bahan sekarang
terbentuk di luar sabuk, di mana kondisi dingin memungkinkan
kondensasi dari zat yang lebih mudah menguap, seperti bahan yang
mengandung karbon dan mineral hidrat. Di sabuk bagian dalam lebih
panas sehingga tidak mungkin terjadi kondensasi, sehingga kita hanya
terdapat silikat dan campuran besi-nikel.
Gambar 3.8 Distribusi di sabuk asteroid dari lima kelas yang paling
padat penduduknya dari asteroid.
Perbedaan ini bisa saja ditingkatkan selama fase T Tauri dari proto-
Sun, ketika angin matahari akan memanaskan asteroid dengan induksi
magnet, yaitu dengan pemanasan dari arus induksi listrik dalam
asteroid dengan aksi medan magnet dalam angin. Pemanasan menurun
dengan jarak heliosentris, sehingga asteroid di dalam sabuk akan lebih
panas daripadaasteroid di sabuk luar. Penjelasan ini mensyaratkan
bahwa migrasi terbatas hanya dari kelas yang berbeda di sabuk
asteroid, dan perbedaan pada sabuk menjadi jelas oleh migrasi ke
sabuk planetesimal yang terbentuk di tempat lain di Tata Surya. Sebuah
penjelasan alternatif mengenai beberapa tempat yang lebih berat
A S T R O F I S I K A 122
bahan yang mengandung karbon dan mineral hidrat menjadi semakin
dominan dengan meningkatnya jarak heliosentris (kelas C, P, D).
Kecenderungan ini menjelaskan bahwa bahan-bahan sekarang
terbentuk di luar sabuk, di mana kondisi dingin memungkinkan
kondensasi dari zat yang lebih mudah menguap, seperti bahan yang
mengandung karbon dan mineral hidrat. Di sabuk bagian dalam lebih
panas sehingga tidak mungkin terjadi kondensasi, sehingga kita hanya
terdapat silikat dan campuran besi-nikel.
Gambar 3.8 Distribusi di sabuk asteroid dari lima kelas yang paling
padat penduduknya dari asteroid.
Perbedaan ini bisa saja ditingkatkan selama fase T Tauri dari proto-
Sun, ketika angin matahari akan memanaskan asteroid dengan induksi
magnet, yaitu dengan pemanasan dari arus induksi listrik dalam
asteroid dengan aksi medan magnet dalam angin. Pemanasan menurun
dengan jarak heliosentris, sehingga asteroid di dalam sabuk akan lebih
panas daripadaasteroid di sabuk luar. Penjelasan ini mensyaratkan
bahwa migrasi terbatas hanya dari kelas yang berbeda di sabuk
asteroid, dan perbedaan pada sabuk menjadi jelas oleh migrasi ke
sabuk planetesimal yang terbentuk di tempat lain di Tata Surya. Sebuah
penjelasan alternatif mengenai beberapa tempat yang lebih berat
A S T R O F I S I K A 122
bahan yang mengandung karbon dan mineral hidrat menjadi semakin
dominan dengan meningkatnya jarak heliosentris (kelas C, P, D).
Kecenderungan ini menjelaskan bahwa bahan-bahan sekarang
terbentuk di luar sabuk, di mana kondisi dingin memungkinkan
kondensasi dari zat yang lebih mudah menguap, seperti bahan yang
mengandung karbon dan mineral hidrat. Di sabuk bagian dalam lebih
panas sehingga tidak mungkin terjadi kondensasi, sehingga kita hanya
terdapat silikat dan campuran besi-nikel.
Gambar 3.8 Distribusi di sabuk asteroid dari lima kelas yang paling
padat penduduknya dari asteroid.
Perbedaan ini bisa saja ditingkatkan selama fase T Tauri dari proto-
Sun, ketika angin matahari akan memanaskan asteroid dengan induksi
magnet, yaitu dengan pemanasan dari arus induksi listrik dalam
asteroid dengan aksi medan magnet dalam angin. Pemanasan menurun
dengan jarak heliosentris, sehingga asteroid di dalam sabuk akan lebih
panas daripadaasteroid di sabuk luar. Penjelasan ini mensyaratkan
bahwa migrasi terbatas hanya dari kelas yang berbeda di sabuk
asteroid, dan perbedaan pada sabuk menjadi jelas oleh migrasi ke
sabuk planetesimal yang terbentuk di tempat lain di Tata Surya. Sebuah
penjelasan alternatif mengenai beberapa tempat yang lebih berat
A S T R O F I S I K A 123
karena hilangnya bahan mudah menguap dari sabuk bagian dalam
sepanjang sejarah Sistem Surya, dalam hal ini migrasi menuju asteroid
kelas C dengan kemungkinan modifikasi berikutnya.
Asteroid kelas M, memiliki permukaan yang sebagian besar atau
seluruhnya terdiri atas besi-nikel, tidak ada cara yang masuk akal
untuk mendapatkan permukaan yang kaya zat besi dan bagian
dalamnya miskin zat besi. Tidak ada skema kondensasi yang masuk akal
dan akresi di nebula surya akan memberikan komposisi silikatbebas,
dan karena itu perlu dianggap bahwa suhu internal beberapa asteroid
naik ke titik di mana sebagian atau seluruh interiornya cair. Hal ini
memungkinkan terjadi proses yang disebut diferensiasi, dimana zat
padat menetap menuju pusat tubuh, dan zat kurang padat melayang ke
atas untuk membentuk mantel, ditindih secara bergantian oleh kerak
mineral berbeda. Cairan dihasilkan dari panas yang dilepaskan oleh
pertambahan dan tabrakanasteroid, ditambah panas dari peluruhan
isotop stabil berumur pendek, terutama isotop aluminium 26Al, hampir
semua membusuk dalam beberapa juta tahun. Interior asteroid
akanmendingin, dan menjadi padat setelah beberapa juta tahun.
Kenaikan suhu yang disebabkan oleh pemanasan isotop, sehingga
objek semakin besar. Hal ini karena massa isotop sebanding dengan
volume objek, sedangkan pengurangan panas dari objek sebanding
dengan luas permukaan, dan rasio volume luas permukaan lebih besar,
semakin besar tubuh. Kenaikan suhu dari akresi, semua hal lain
dianggap sama, juga lebih besar, semakin besar tubuh. Objek yang
terdiri dari campuran silikat dan campuran besi-nikel (yang demikian
tidak termasuk kelas C), diferensiasi akan terjadi pada ukuran lebih
besar dari 200 km, dan menghasilkan inti yang didominasi besi-nikel
serta dilapisi oleh mantel dan kerak yang sebagian besar terdiri dari
silikat. Ada juga akan menjadi perantara inti-mantel, yang terdiri dari
campuran besi-nikel dan silikat. Tabrakan dapat memecahkanobjek ini,
dan fragmen dari inti akan memberikan potongan paduan besi-nikel,
A S T R O F I S I K A 124
yaitu kelas M. Fragmen mantel dan perantara mantel bisa menjadi
sumber penting dari kelas S. Sifat permukaan Vesta sama dengan jenis
silikat yang akan membentuk kerak tubuh yang sepenuhnya berbeda.
Kelangkaan kelas M dan S di sabuk luar menunjukkan bahwa
diferensiasi itu jarang terjadi. Salah satu penjelasan adalah
pertambahan panasoleh induksi magnetik T Tauri terlalu lemah pada
jarak heliosentris lebih besar. Pembahasan lebih lanjut tentang
komposisi asteroid ada dalam Bagian 3.3.4, dalam kaitannya dengan
meteorit.
Di luar sabuk utama
Trojans dan centaurus tidak mudah ditempatkan ke dalam kelas-
kelas asteroid yang diuraikan di atas. Trojan gelap, dengan albedo pada
kisaran 0,03-0,13, mirip dengan satelit kecilluar dari Jupiter dan
planet-planet raksasa lainnya. Dari sebagian kecil Trojan yang telah
diklasifikasikan, sebagian besar telah ditempatkan di kelas D, dan
sisanya di C atau P.
Bahan apa yang mendominasi permukaan Trojan?
Permukaan Trojan kaya akan bahan karbon. Spektrum Trojan
mirip dengan inti komet berperiode pendek, dan beberapa
centaurus serta beberapa benda E-K.
Tidak ada bukti spektralyang membuktikan bahwa pada
permukaan setiap Trojan terdiri atases, walaupun secara
planetesimal pada jarak mereka dari Matahari akan menjadi
dingin-berbatu, jadi ini bisa menjadi komposisi internal yang khas.
Sebaliknya, ada bukti spektral tersebut untuk beberapa centaurus,
mungkin karena jarak rata-rata mereka yang lebih besar dari
Matahari dan akibatnya terjadi penambahan jumlah es di
permukaan mereka. Daerah lain Centaurs menyerupai Trojans,
dengan kisaran albedo yang sama. Permukaan gelap Trojans dan
centaurus menunjukkan bahwa semua permukaan kaya akan bahan
karbon. Seperti telah dicatat, Centaur Chiron menunjukkan bukti
A S T R O F I S I K A 125
kegiatan komet. Hal ini tidak dapat digerakkan oleh sublimasi air -
Chiron terlalu dingin - tapi bisa didorong oleh CO, CO2, atau NH3.
Selain itu, spektrum centaurus 'umumnya cocok dengan Ekos. Hal
ini sesuai dengan pandangan sebelumnya yang mencatat bahwa
populasi sementara centaurus antara belt E-K dan komet periode
pendek (kecuali bagi mereka centaurus yang terlempar dari tata
surya).
A S T R O F I S I K A 125
BAB VKOMET
A S T R O F I S I K A 126
5.1. KOMET
Sebelum dibahas lebih lanjut mengenai komet dan sumbernya,
ada lebih baiknya kita mengetahui terlebih dahulu tentang
beberapa benda kecil di tata surya. Berikut ini akan dibahas secara
singkat mengenai perbedaan dari
beberapa bagian kecil tersebut
diantaranya adalah asteroid,
komet, dan meteor.
1. Asteroid
Asteroid adalah kumpulan
planet kecil yang terdapat di
antara orbit Mars dan Yupiter.
Penemuan asteroid diawali
karena adanya kecurigaan para ahli
astronomi yang melihat bahwa antara Planet Mars dan Yupiter
dipisahkan oleh jarak yang sangat jauh. Sampai saat ini telah
teridentifikasi lebih kurang 5.000 asteroid pada daerah tersebut
dan diprediksikan seluruhnya terdapat lebih dari 50.000 asteroid.
Garis edar asteroid pada umumnya beredar di antara garis
edar Mars dan Yupiter. Akan tetapi, ada pula beberapa asteroid
yang menyimpang ke luar melintasi garis edar dari kedua planet
tersebut. Awal mula keberadaan asteroid yang berjumlah puluhan
ribu di antara orbit Mars dan Yupiter belum diketahui secara
pasti. Secara teoretis diyakini bahwa asteroid terbentuk karena
terjadi benturan diantara beberapa planet kecil sehingga
terpecah-belah menjadi asteroid dengan jumlah yang cukup
banyak.
2. Komet
Komet merupakan anggota tata surya yang terdiri atas
pecahan benda angkasa, es, dan gas yang membeku. Komet
A S T R O F I S I K A 126
5.1. KOMET
Sebelum dibahas lebih lanjut mengenai komet dan sumbernya,
ada lebih baiknya kita mengetahui terlebih dahulu tentang
beberapa benda kecil di tata surya. Berikut ini akan dibahas secara
singkat mengenai perbedaan dari
beberapa bagian kecil tersebut
diantaranya adalah asteroid,
komet, dan meteor.
1. Asteroid
Asteroid adalah kumpulan
planet kecil yang terdapat di
antara orbit Mars dan Yupiter.
Penemuan asteroid diawali
karena adanya kecurigaan para ahli
astronomi yang melihat bahwa antara Planet Mars dan Yupiter
dipisahkan oleh jarak yang sangat jauh. Sampai saat ini telah
teridentifikasi lebih kurang 5.000 asteroid pada daerah tersebut
dan diprediksikan seluruhnya terdapat lebih dari 50.000 asteroid.
Garis edar asteroid pada umumnya beredar di antara garis
edar Mars dan Yupiter. Akan tetapi, ada pula beberapa asteroid
yang menyimpang ke luar melintasi garis edar dari kedua planet
tersebut. Awal mula keberadaan asteroid yang berjumlah puluhan
ribu di antara orbit Mars dan Yupiter belum diketahui secara
pasti. Secara teoretis diyakini bahwa asteroid terbentuk karena
terjadi benturan diantara beberapa planet kecil sehingga
terpecah-belah menjadi asteroid dengan jumlah yang cukup
banyak.
2. Komet
Komet merupakan anggota tata surya yang terdiri atas
pecahan benda angkasa, es, dan gas yang membeku. Komet
A S T R O F I S I K A 126
5.1. KOMET
Sebelum dibahas lebih lanjut mengenai komet dan sumbernya,
ada lebih baiknya kita mengetahui terlebih dahulu tentang
beberapa benda kecil di tata surya. Berikut ini akan dibahas secara
singkat mengenai perbedaan dari
beberapa bagian kecil tersebut
diantaranya adalah asteroid,
komet, dan meteor.
1. Asteroid
Asteroid adalah kumpulan
planet kecil yang terdapat di
antara orbit Mars dan Yupiter.
Penemuan asteroid diawali
karena adanya kecurigaan para ahli
astronomi yang melihat bahwa antara Planet Mars dan Yupiter
dipisahkan oleh jarak yang sangat jauh. Sampai saat ini telah
teridentifikasi lebih kurang 5.000 asteroid pada daerah tersebut
dan diprediksikan seluruhnya terdapat lebih dari 50.000 asteroid.
Garis edar asteroid pada umumnya beredar di antara garis
edar Mars dan Yupiter. Akan tetapi, ada pula beberapa asteroid
yang menyimpang ke luar melintasi garis edar dari kedua planet
tersebut. Awal mula keberadaan asteroid yang berjumlah puluhan
ribu di antara orbit Mars dan Yupiter belum diketahui secara
pasti. Secara teoretis diyakini bahwa asteroid terbentuk karena
terjadi benturan diantara beberapa planet kecil sehingga
terpecah-belah menjadi asteroid dengan jumlah yang cukup
banyak.
2. Komet
Komet merupakan anggota tata surya yang terdiri atas
pecahan benda angkasa, es, dan gas yang membeku. Komet
A S T R O F I S I K A 127
mengorbit matahari dalam beberapa lintasan, antara lain
berbentuk elips, parabola maupun hiperbola. Strukturnya terdiri
atas kepala(inti), koma, awan hidrogen, dan ekor komet. Kepala
komet berdiameter lebih dari 65.000 km meliputi inti dan koma.
Komet berasal dari sabuk Kuiper dan Awan Oort. Saat komet
mendekati Matahari, sebagian dari inti es meleleh karena panas
sehingga meninggalkan jejak debu panjang yang kita lihat sebagai
ekor komet. Siklus orbit komet dapat berlangsung hingga jutaan
tahun.
3. Meteor
Meteor adalah benda angkasa berupa pecahan batuan
angkasa yang jatuh dan masuk ke dalam atmosfer bumi. Meteor
berasal dari pecahahan asteroid, materi ekor komet yang tercecer,
atau pecahan benda langit lain. Meteor umumnya mengandung
unsur logam seperti besi, bersama dengan mineral anorganik
seperti kuarsa.
Ketika meteor masuk ke dalam atmosfer bumi maka akan
terjadi gesekan dengan udara sehingga benda tersebut akan
menjadi panas dan terbakar. Meteor yang tidak habis terbakar di
atmosfer bumi dan sampai ke permukaan bumi disebut meteorit.
Tumbukan meteorit berukuran besar pada permukaan bumi
seringkali menimbulkan lubang besar di permukaan bumi yang
disebut kawah meteorit, contohnya
Kawah Meteorit Arizona di Amerika
Serikat yang lebarnya sekitar 1.265 m.
Meteor, di sisi lain, tidak memiliki
orbit mengelilingi matahari
sebagaimana komet.
Meteor yang masih berada di
luar angkasa disebut sebagai
A S T R O F I S I K A 127
mengorbit matahari dalam beberapa lintasan, antara lain
berbentuk elips, parabola maupun hiperbola. Strukturnya terdiri
atas kepala(inti), koma, awan hidrogen, dan ekor komet. Kepala
komet berdiameter lebih dari 65.000 km meliputi inti dan koma.
Komet berasal dari sabuk Kuiper dan Awan Oort. Saat komet
mendekati Matahari, sebagian dari inti es meleleh karena panas
sehingga meninggalkan jejak debu panjang yang kita lihat sebagai
ekor komet. Siklus orbit komet dapat berlangsung hingga jutaan
tahun.
3. Meteor
Meteor adalah benda angkasa berupa pecahan batuan
angkasa yang jatuh dan masuk ke dalam atmosfer bumi. Meteor
berasal dari pecahahan asteroid, materi ekor komet yang tercecer,
atau pecahan benda langit lain. Meteor umumnya mengandung
unsur logam seperti besi, bersama dengan mineral anorganik
seperti kuarsa.
Ketika meteor masuk ke dalam atmosfer bumi maka akan
terjadi gesekan dengan udara sehingga benda tersebut akan
menjadi panas dan terbakar. Meteor yang tidak habis terbakar di
atmosfer bumi dan sampai ke permukaan bumi disebut meteorit.
Tumbukan meteorit berukuran besar pada permukaan bumi
seringkali menimbulkan lubang besar di permukaan bumi yang
disebut kawah meteorit, contohnya
Kawah Meteorit Arizona di Amerika
Serikat yang lebarnya sekitar 1.265 m.
Meteor, di sisi lain, tidak memiliki
orbit mengelilingi matahari
sebagaimana komet.
Meteor yang masih berada di
luar angkasa disebut sebagai
A S T R O F I S I K A 127
mengorbit matahari dalam beberapa lintasan, antara lain
berbentuk elips, parabola maupun hiperbola. Strukturnya terdiri
atas kepala(inti), koma, awan hidrogen, dan ekor komet. Kepala
komet berdiameter lebih dari 65.000 km meliputi inti dan koma.
Komet berasal dari sabuk Kuiper dan Awan Oort. Saat komet
mendekati Matahari, sebagian dari inti es meleleh karena panas
sehingga meninggalkan jejak debu panjang yang kita lihat sebagai
ekor komet. Siklus orbit komet dapat berlangsung hingga jutaan
tahun.
3. Meteor
Meteor adalah benda angkasa berupa pecahan batuan
angkasa yang jatuh dan masuk ke dalam atmosfer bumi. Meteor
berasal dari pecahahan asteroid, materi ekor komet yang tercecer,
atau pecahan benda langit lain. Meteor umumnya mengandung
unsur logam seperti besi, bersama dengan mineral anorganik
seperti kuarsa.
Ketika meteor masuk ke dalam atmosfer bumi maka akan
terjadi gesekan dengan udara sehingga benda tersebut akan
menjadi panas dan terbakar. Meteor yang tidak habis terbakar di
atmosfer bumi dan sampai ke permukaan bumi disebut meteorit.
Tumbukan meteorit berukuran besar pada permukaan bumi
seringkali menimbulkan lubang besar di permukaan bumi yang
disebut kawah meteorit, contohnya
Kawah Meteorit Arizona di Amerika
Serikat yang lebarnya sekitar 1.265 m.
Meteor, di sisi lain, tidak memiliki
orbit mengelilingi matahari
sebagaimana komet.
Meteor yang masih berada di
luar angkasa disebut sebagai
A S T R O F I S I K A 128
meteoroid. Karena tidak memiliki orbit layaknya komet, meteor
tidak memiliki periode ‘kunjungan’ tetap ke bumi. Kedatangan
sebuah komet dapat diprediksi, tapi meteor bisa masuk atmosfer
bumi setiap saat, siang ataupun malam.
Banyak ahli meyakini bahwa salah satu penyebab utama
punahnya dinosaurus adalah akibat meteor besar yang
menumbuk bumi.
5.2. KOMET - KOMET DAN SUMBERNYA
Setelah memahami tentang bagian-bagian kecil di tata surya,
maka selanjutnya kita ada membahas secara rinci tentang salah
satu dari mereka yaitu tentang komet dan sumbernya, juga
mngenai asal usul, letak, orbit, dan hal-hal yang brekaitan dengan
komet.
Komet didefinisikan sebagai benda langit dengan atmosfer tipis
di beberapa titik dalam orbitnya, dimana kemungkinan unsur
penyusunnya berupat debu, gas ataupun keduanya. Atmosfer tipis
ini disebut koma. Pada saat mendekati matahari, koma akan
berkembang menjadi lebih renggang dan membentuk awan
hydrogen dan dua buah ekor komet. Salah satu ekor komet terdiri
dari debu dan lainnya terdiri dari gas yang sudah terionisasi.
Koma dapat menjadi sebesar Yupiter, awan hydrogen lebih besar
dari matahari, dan ekor komet sepanjang beberapa SA. Seperti
yang terlihat dari Bumi, sebuah komet dapat menjadi
pemandangan yang mengagumkan di langit untuk beberapa
bulan. Gambar 3.10 menunjukkan pertumbuhan dan penyusutan
ekor komet terhadap jarak heliosentris. Terlihat bahwa panas dari
matahari memacu aktivitas pergerakan komet pada orbitnya.
Sumber dari koma, awan, dan ekor komet adalah inti yang
padat,dan biasanya terdapat beberapa kilometer di sebelah luar
lintasan tata surya. Sebuah inti komet harus mengandung
A S T R O F I S I K A 129
sejumlah material es yang cukup untuk menghasilkan koma,
awan hydrogen, dan ekor komet. Hal ini menunjukkan bahwa
komet terbentuk jauh di luar tata surya, sehingga memungkinkan
untuk hadirnya padatan es.
Walaupun berada sekitar 10 SA dari Matahari, radiasi
matahari yang lemah sekalipun mampu menciptakan koma.
Koma ini juga dapat terbentuk pada jarak yang lebih dekat
dengan Matahari, jika ada kerak devolatilis yang menyelubungi
material es. Komet berasal dari Sabuk Edgeworth-Kuiper dan
Awan Oort . Yang terpenting di sini adalah bahwa komet
didefinisikan dari aktivitas pengamatan yang dilakukan oleh kita.
5.2.1. Orbit Komet
Seperti planet, komet juga bergerak mengelilingi Matahari.
Untuk sekali mengorbit Matahari, komet memerlukan waktu yang
sangat lama-bisa mencapai ribuan tahun.
Orbit komet dibagi menjadi 2 kategori utama, yaitu periode
panjang dan periode pendek. Dari namanya, telah ditunjukkan
secara jelas bahwa kategorisasi tergantung periode orbit. Tidak
ada pembagian secara fisik yang jelas.
Gambar 3.10. Pertumbuhan dan penyusutanekor terhadap jarak heliosentris
A S T R O F I S I K A 129
sejumlah material es yang cukup untuk menghasilkan koma,
awan hydrogen, dan ekor komet. Hal ini menunjukkan bahwa
komet terbentuk jauh di luar tata surya, sehingga memungkinkan
untuk hadirnya padatan es.
Walaupun berada sekitar 10 SA dari Matahari, radiasi
matahari yang lemah sekalipun mampu menciptakan koma.
Koma ini juga dapat terbentuk pada jarak yang lebih dekat
dengan Matahari, jika ada kerak devolatilis yang menyelubungi
material es. Komet berasal dari Sabuk Edgeworth-Kuiper dan
Awan Oort . Yang terpenting di sini adalah bahwa komet
didefinisikan dari aktivitas pengamatan yang dilakukan oleh kita.
5.2.1. Orbit Komet
Seperti planet, komet juga bergerak mengelilingi Matahari.
Untuk sekali mengorbit Matahari, komet memerlukan waktu yang
sangat lama-bisa mencapai ribuan tahun.
Orbit komet dibagi menjadi 2 kategori utama, yaitu periode
panjang dan periode pendek. Dari namanya, telah ditunjukkan
secara jelas bahwa kategorisasi tergantung periode orbit. Tidak
ada pembagian secara fisik yang jelas.
Gambar 3.10. Pertumbuhan dan penyusutanekor terhadap jarak heliosentris
A S T R O F I S I K A 129
sejumlah material es yang cukup untuk menghasilkan koma,
awan hydrogen, dan ekor komet. Hal ini menunjukkan bahwa
komet terbentuk jauh di luar tata surya, sehingga memungkinkan
untuk hadirnya padatan es.
Walaupun berada sekitar 10 SA dari Matahari, radiasi
matahari yang lemah sekalipun mampu menciptakan koma.
Koma ini juga dapat terbentuk pada jarak yang lebih dekat
dengan Matahari, jika ada kerak devolatilis yang menyelubungi
material es. Komet berasal dari Sabuk Edgeworth-Kuiper dan
Awan Oort . Yang terpenting di sini adalah bahwa komet
didefinisikan dari aktivitas pengamatan yang dilakukan oleh kita.
5.2.1. Orbit Komet
Seperti planet, komet juga bergerak mengelilingi Matahari.
Untuk sekali mengorbit Matahari, komet memerlukan waktu yang
sangat lama-bisa mencapai ribuan tahun.
Orbit komet dibagi menjadi 2 kategori utama, yaitu periode
panjang dan periode pendek. Dari namanya, telah ditunjukkan
secara jelas bahwa kategorisasi tergantung periode orbit. Tidak
ada pembagian secara fisik yang jelas.
Gambar 3.10. Pertumbuhan dan penyusutanekor terhadap jarak heliosentris
A S T R O F I S I K A 130
1. Komet Periode Panjang
Memiliki periode orbit lebih dari 200 tahun. Dalam banyak
kasus, komet dengan periode jangka panjang ini memiliki nilai-
nilai yang membentang sampai sekitar 10 Ma dan di beberapa
kasus tidak dapat diukur.
Gunakan Hukum ketiga Kepler untuk menghitung sumbu
semimayor a dari orbit komet dengan periode orbit P=1 Ma.
Nyatakan jawaban Anda dalam satuan SA. Dari persamaan
(1.3) (Bagian 1.4.1)
=di mana k = 1 tahun SA-3/2. Jadi, dengan P = 1 Ma, maka a =
104 SA.
Komet dengan periode panjang dapat diamati hanya karena
mereka memiliki orbit yang sangat eksentrik yang membawa
mereka dalam beberapa SA dari Matahari. Sebagian kecil
komet dengan periode panjang berada pada orbit parabola atau
hiperbola. Ini disebabkan karena gangguan dari eksentrik orbit
elips komet yang sedang menuju Bumi. Gangguan ini dapat
disebabkan oleh semakin mendekatnya komet dengan planet,
atau pancaran gas yang keluar dari komet. Dengan demikian,
tidak ada bukti yang cukup kuat bahwa komet yang datang
dari ruang antar bintang (komet dengan periode
panjang)memiliki beberapa kasus khusus. Jika komet keluar
dari Tata Surya dengan orbit parabola atau hiperbola, dan jika
tidak terganggu menjadi elips,maka dipastikan bahwa komet
akan hilang.
Periode orbit paling lama untuk kategori komet periode
panjang hanya dapat diamati satu kali dalam sejarah. Sekitar
1000 komet periode panjang yang berbeda telah dicatat dan
sekitar 600 diantaranya memiliki orbit yang terkenal. Rata-
A S T R O F I S I K A 131
rata, sekitar setengah lusin komet periode panjang diamati per
tahun, dan sekitar satu komet per dekade yang dapat diamati
dengan mata telanjang. Salah satu contoh yang spektakuler
adalah munculnya komet Hale-Bopp pada tahun 1997. Orbit
komet Hale-Bopp dalam Tata Surya dapat dilihat pada Gambar
3.11(a). Dikatakan spektakuler karena kedekatannya dengan
Bumi. Hal lainnya adalah jarak perihelion. Jika jarak
perihelionnya kurang dari radius matahari atau tidak terlalu
besar dari radius matahari, maka ekor komet akan berkembang
menjadi sangat besar.
Inklinasi orbital dari komet periode panjang
didistribusikan secara acak selama rentang penuh, seperti garis
bujur dari node menaik dan perihelion (Telah dipelajari pada
materi Kelompok 2 tentang Unsur-unsur Orbital).
2. Komet Periode Singkat
Merupakan komet yang memiliki periode kurang
dari 200 tahun, dan karena itu komet kategori ini harus
memiliki sumbu semimayor kurang dari 34 SA-
sebanding dengan planet terluar, Neptunus. Namun,
tidak seperti planet, sebagian besar komet periode
singkat ini berada di orbit eksentrik, dengan e>0,9.
Beberapa ratus komet periode singkat ini dikenal. Dari
jumlah tersebut, kira-kira setengah lusin komet per
tahun yang menjadi lebih terang sehingga dapat dilihat
dengan teleskop sederhana.
Banyak komet periode singkat memiliki periode
kurang dari 20 tahun, dan sebagian besarnya memiliki
periode kurang dari 15 tahun. Komet-komet periode
singkat ini bergerak dalam orbit yang cukup eksentrik
dengan jarak perihelion sekitar 1 SA,sementara jarak
aphelion berkisar antara 4-7 SA, dan hampir semua
A S T R O F I S I K A 132
kasus menyatakan bahwa komet periode singkat ini memiliki
inklinasi kurang dari 350 (sekitar 110). Oleh karena itu, aphelion
komet-komet periode singkat terbentang secara luas di wilayah
Jupiter dan memiliki periode kurang dari 20 tahun, sehingga sering
disebut sebagai Komet Keluarga Jupiter. Meskipun demikian, semua
komet rentan terhadap perubahan orbit saat melalui interaksi
gravitasi dengan planet, khususnya yang dialami oleh Komet
Keluarga Jupiter. Hal ini karena orbit dari Komet Keluarga Jupiter
memiliki inklinasi yang rendah ketika melintasi daerah planet,
sehingga memberikan peluang yang relatif tinggi akan adanya
pertemuan yang dekat dengan planet. Pertemuan tersebut akan
menghasilkan perubahan yang drastis dari orbit, akibatnya apa saja
yang berada di dalam Tata Surya dapat mengalami ejeksi atau
tabrakan.
Hampir 200 Komet Keluarga Jupiter yang sudah diketahui,
namun karena keterbatasan penelitian menyebabkan sekitar beberapa
ribu dari populasi komet secara keseluruhan yang belum diketahui.
Selain itu, dengan masa hidup aktif sekitar beberapa ribu tahun dan
masa hidup dinamis yang lebih lama (sebelum ejeksi atau tabrakan)
diperkirakan sekitar 0,3 Ma akan ada banyak Komet Keluarga Jupiter
yang mati. Dengan asumsi seharusnya sebagian dari populasi Komet
Keluarga Jupiter semakin meningkat,sehingga dapat diperkirakan
Gambar 3.11
a) Orbit dari komet dengan periodepanjang : Hale-Boop di dalam TataSurya
b) Orbit dari komet dengan periodependek : IP/Halley
A S T R O F I S I K A 133
bahwa ada kemungkinan banyak Komet Keluarga Jupiter yang mati
ketika masih aktif. Di sisi lain, jika devolatilisasi mengarah pada
penghancuran inti, maka Komet Keluarga Jupiter yang mati akan
sangat sedikit.
Komet dengan periode singkat yang paling terkenal adalah
1P/Halley. Komet-komet yang memiliki periode orbit dalam kisaran
15-200 tahun masuk dalam anggota Komet keluarga Halley, dan
kecenderungan mereka untuk berada di orbit retrograde biasanya
lebih besar daripada Komet Keluarga Jupiter. Pada 15-20 tahun,
periode Komet Keluarga Halley tumpang tindih dengan Komet
Keluarga Jupiter. Perbedaan antara Komet Keluarga Halley dan Komet
Keluarga Jupiter dibuat atas dasar elemen orbit a, e, dan i yang
diambil bersama-sama. inilah yang disebut parameter Tisserand. Nilai
masing-masing elemen orbit ini berbeda-beda untuk Komet Keluarga
Halley maupun Komet Keluarga Jupiter.
Komet Halley memiliki periode orbit 76 tahun dan orbit
inklinasi sekitar 1620. Komet Halley telah diamati setiap 76 tahun,
dan sejauh ini telah dicatat bahwa komet Halley dapat dipercaya
selalu muncul sejak 240 SM. Komet Halley ditemukan oleh astronom
Inggris, Edmond Halley (1656-1742) , yang melihat bahwa elemen-
elemen orbit dari komet pada tahun 1531, 1607, dan 1682 yang
sangat mirip . Dia menyimpulkan bahwa ini adalah komet yang sama
setiap kali , dan ia memprediksikan komet ini akan muncul kembali
pada tahun 1758 . Komet Halley akhirnya muncul pada tahun 1758 ,
tapi sayangnya Halley telah meninggal 16 tahun sebelumnya . Komet
Halley terakhir berada di perihelion pada tanggal 9 Februari 1986,
dan pada bulan Maret 1986, menjadi komet pertama yang dicitrakan
pada jarak dekat dengan pesawat ruang angkasa . Gambar 3.11 ( b )
menunjukkan orbit komet Halley .
Jumlah Komet Keluarga Halley yang diketahui lebih kecil dari
jumlah Komet Keluarga Jupiter, karena Komet Keluarga Halley
A S T R O F I S I K A 134
umumnya memiliki inklinasi yang lebih tinggi dan periode orbit yang
lebih lama. Sehingga sangat mungkin bahwa proporsi populasi Komet
Keluarga Halley lebih kecil dari Komet Keluarga Jupiter yang telah
ditemukan. Jumlah populasi lengkap dari Komet Keluarga Jupiter bisa
dua kali lebih banyak dari Komet Keluarga Halley.
3. Koma, Awan Hidrogen, dan Ekor Komet
Koma tumbuh ketika komet biasanya berada pada jarak 10 SA
dari Matahari, dimana pada jarak ini inti komet mengalami
pemanasan akibat radiasi Matahari. Koma berukuran besar,
memiliki atmosfer yang renggang. Sebagian besar koma terdiri dari
gas yang berasal dari inti yang mudah menguap dan campuran debu.
Studi spektroskopik , dan pengukuran yang dilakukan oleh pesawat
ruang angkasa , telah menunjukkan bahwa debu di dalam koma
terdiri dari bahan batuan seperti silikat dan material karbon . Studi
tersebut juga menunjukkan bahwa selain di bagian terdalam dari
koma, lebih banyak gas berupa fragmen molekul , daripada molekul
utuh . Fragmentasi ini merupakan hasil efek pengganggu dari radiasi
matahari . Ini disebut fotodissosiasi , dan foton UV sangat efektif .
Fragmen , dan molekul utuh , juga dapat terionisasi dalam proses
yang disebut fotoionisasi , di mana foton UV matahari
menyemburkan elektron.
A S T R O F I S I K A 134
umumnya memiliki inklinasi yang lebih tinggi dan periode orbit yang
lebih lama. Sehingga sangat mungkin bahwa proporsi populasi Komet
Keluarga Halley lebih kecil dari Komet Keluarga Jupiter yang telah
ditemukan. Jumlah populasi lengkap dari Komet Keluarga Jupiter bisa
dua kali lebih banyak dari Komet Keluarga Halley.
3. Koma, Awan Hidrogen, dan Ekor Komet
Koma tumbuh ketika komet biasanya berada pada jarak 10 SA
dari Matahari, dimana pada jarak ini inti komet mengalami
pemanasan akibat radiasi Matahari. Koma berukuran besar,
memiliki atmosfer yang renggang. Sebagian besar koma terdiri dari
gas yang berasal dari inti yang mudah menguap dan campuran debu.
Studi spektroskopik , dan pengukuran yang dilakukan oleh pesawat
ruang angkasa , telah menunjukkan bahwa debu di dalam koma
terdiri dari bahan batuan seperti silikat dan material karbon . Studi
tersebut juga menunjukkan bahwa selain di bagian terdalam dari
koma, lebih banyak gas berupa fragmen molekul , daripada molekul
utuh . Fragmentasi ini merupakan hasil efek pengganggu dari radiasi
matahari . Ini disebut fotodissosiasi , dan foton UV sangat efektif .
Fragmen , dan molekul utuh , juga dapat terionisasi dalam proses
yang disebut fotoionisasi , di mana foton UV matahari
menyemburkan elektron.
A S T R O F I S I K A 134
umumnya memiliki inklinasi yang lebih tinggi dan periode orbit yang
lebih lama. Sehingga sangat mungkin bahwa proporsi populasi Komet
Keluarga Halley lebih kecil dari Komet Keluarga Jupiter yang telah
ditemukan. Jumlah populasi lengkap dari Komet Keluarga Jupiter bisa
dua kali lebih banyak dari Komet Keluarga Halley.
3. Koma, Awan Hidrogen, dan Ekor Komet
Koma tumbuh ketika komet biasanya berada pada jarak 10 SA
dari Matahari, dimana pada jarak ini inti komet mengalami
pemanasan akibat radiasi Matahari. Koma berukuran besar,
memiliki atmosfer yang renggang. Sebagian besar koma terdiri dari
gas yang berasal dari inti yang mudah menguap dan campuran debu.
Studi spektroskopik , dan pengukuran yang dilakukan oleh pesawat
ruang angkasa , telah menunjukkan bahwa debu di dalam koma
terdiri dari bahan batuan seperti silikat dan material karbon . Studi
tersebut juga menunjukkan bahwa selain di bagian terdalam dari
koma, lebih banyak gas berupa fragmen molekul , daripada molekul
utuh . Fragmentasi ini merupakan hasil efek pengganggu dari radiasi
matahari . Ini disebut fotodissosiasi , dan foton UV sangat efektif .
Fragmen , dan molekul utuh , juga dapat terionisasi dalam proses
yang disebut fotoionisasi , di mana foton UV matahari
menyemburkan elektron.
A S T R O F I S I K A 135
Dari fragmen molekul , molekul induk dapat diidentifikasi .
Atom hidrogen (H) , hidroksil (OH) , dan oksigen (O) merupakan
atom yang sangat umum , dan sudah harus diturunkan dari molekul
air H2O . Fragmen molekul lain telah diturunkan dari karbon
dioksida CO2 dan karbon monoksida (CO). Di dalam koma, H2O, CO2
, dan CO juga telah terdeteksi sebagai molekul utuh. Dari jumlah
molekul relatif dan fragmen di dalam koma ini, maka dapat
disimpulkan bahwa konstituen yang dominan inti yang mudah
menguap adalah air , biasanya terhitung lebih dari 80 % dari massa
zat volatil . Volatil yang paling melimpah berikutnya adalah CO dan
CO2. Zat-zat ini akan ada di dalam inti sebagai padatan . Zat-zat ini
akan bersublimasi dari inti untuk membentuk gas , dan kemudian
mengalami fotodisosiasi dan fotoionisasi . Semakin stabil materi,
semakin besar jarak heliosentris di mana zat tersebut dapat
tersublimasi. Air akan menyublim ke arah dalam sekitar 5 SA , dan
menjadi pendorong utama dari aktivitas. Lebih lanjut CO2 akan
menyublim keluar. CO adalah pendorong yang baik pada jarak di
luar 5 SA , dan dengan demikian dapat memicu aktivitas pada Komet
Periode Panjang ketika mereka bergerak ke dalam , asalkan
perjalanan sebelum melalui bagian dalam Tata Surya belum melepas
semua CO.
Awan hidrogen berasal dari koma melalui fotodisosiasi fragmen
molekul OH . Meskipun awan ini sangat dapat melebihi ukuran
Matahari ,namun memiliki sedikit massa. Awan hydrogen
menyelebungi koma.
Pada saat komet bergerak mendekati matahari, tumbuhlah ekor
komet yang semakin bertambah panjang dengan semakin dekatnya
komet itu ke Matahari. Ekor komet dapat berukuran besar, hingga
luasnya sejauh beberapa SA dari koma. Ekor komet ini muncul
karena bahan-bahan yang ada di bagian dalam yang menyelubungi
inti (bagian koma) menguap akibat hembusan angin surya (partikel-
A S T R O F I S I K A 136
partikel yang dipancarkan oleh Matahari). Arah ekor komet selalu
menjauhi arah Matahari dan segaris dengan arah Matahari-komet.
Kerapatan komet sangat kecil, jauh lebih kecil dari pada kerapatan
partikel dalam ruang hampa terbaik yang bisa dibuat di dalam
laboratorium di Bumi.
Ada 2 macam ekor komet, yaitu :
ekor yang terbentang hampir sepanjang
garis matahari ke koma, dan ekor yang
melengkung menjauhi Matahari.
Spektrum radiasi yang diterima dari ekor
yang melengkung menunjukkan bahwa
spektrum matahari diubah secara
konsisten dengan hamburan dari partikel
debu berukuran micrometer ( ).
Oleh karena itu, ekor ini sering
disebut sebagai ekor debu dan ekor ini
dapat dilihat karena hamburan radiasi matahari. Ekor debu
menghasilkan spectrum yang sangat lemah, karena debu sangat halus
dengan ukuran partikel kurang dari 1 . Sedangkan radiasi yang
merambat lurus terdiri dari elektron dan atom-atom yang terionisasi.
Spektrum radiasi yang dipancarkan oleh ion ini akan menghasilkan
spektrum yang kuat. Ini disebut ekor ion. Umumnya, satu OH+
dihasilkan dari OH di dalam koma melalui fotoionisasi. Semua ion-
ion yang telah diidentifikasi di ekor ion bisa dihasilkan dari ionisasi
atom dan fragmen molekul di dalam koma.
Karena komposisi yang sangat berbeda dari dua ekor ini
menyebabkan keduanya terpisah di ruang angkasa. Ekor ion
menyapu dari koma akibat gaya yang diberikan pada ion koma oleh
medan magnet dalam angin surya. Ion menyapu ke arah angin
matahari , yaitu radial dengan Matahari. Kecepatan angin jauh lebih
tinggi daripada kecepatan orbit komet , sehingga dalam waktu yang
A S T R O F I S I K A 136
partikel yang dipancarkan oleh Matahari). Arah ekor komet selalu
menjauhi arah Matahari dan segaris dengan arah Matahari-komet.
Kerapatan komet sangat kecil, jauh lebih kecil dari pada kerapatan
partikel dalam ruang hampa terbaik yang bisa dibuat di dalam
laboratorium di Bumi.
Ada 2 macam ekor komet, yaitu :
ekor yang terbentang hampir sepanjang
garis matahari ke koma, dan ekor yang
melengkung menjauhi Matahari.
Spektrum radiasi yang diterima dari ekor
yang melengkung menunjukkan bahwa
spektrum matahari diubah secara
konsisten dengan hamburan dari partikel
debu berukuran micrometer ( ).
Oleh karena itu, ekor ini sering
disebut sebagai ekor debu dan ekor ini
dapat dilihat karena hamburan radiasi matahari. Ekor debu
menghasilkan spectrum yang sangat lemah, karena debu sangat halus
dengan ukuran partikel kurang dari 1 . Sedangkan radiasi yang
merambat lurus terdiri dari elektron dan atom-atom yang terionisasi.
Spektrum radiasi yang dipancarkan oleh ion ini akan menghasilkan
spektrum yang kuat. Ini disebut ekor ion. Umumnya, satu OH+
dihasilkan dari OH di dalam koma melalui fotoionisasi. Semua ion-
ion yang telah diidentifikasi di ekor ion bisa dihasilkan dari ionisasi
atom dan fragmen molekul di dalam koma.
Karena komposisi yang sangat berbeda dari dua ekor ini
menyebabkan keduanya terpisah di ruang angkasa. Ekor ion
menyapu dari koma akibat gaya yang diberikan pada ion koma oleh
medan magnet dalam angin surya. Ion menyapu ke arah angin
matahari , yaitu radial dengan Matahari. Kecepatan angin jauh lebih
tinggi daripada kecepatan orbit komet , sehingga dalam waktu yang
A S T R O F I S I K A 136
partikel yang dipancarkan oleh Matahari). Arah ekor komet selalu
menjauhi arah Matahari dan segaris dengan arah Matahari-komet.
Kerapatan komet sangat kecil, jauh lebih kecil dari pada kerapatan
partikel dalam ruang hampa terbaik yang bisa dibuat di dalam
laboratorium di Bumi.
Ada 2 macam ekor komet, yaitu :
ekor yang terbentang hampir sepanjang
garis matahari ke koma, dan ekor yang
melengkung menjauhi Matahari.
Spektrum radiasi yang diterima dari ekor
yang melengkung menunjukkan bahwa
spektrum matahari diubah secara
konsisten dengan hamburan dari partikel
debu berukuran micrometer ( ).
Oleh karena itu, ekor ini sering
disebut sebagai ekor debu dan ekor ini
dapat dilihat karena hamburan radiasi matahari. Ekor debu
menghasilkan spectrum yang sangat lemah, karena debu sangat halus
dengan ukuran partikel kurang dari 1 . Sedangkan radiasi yang
merambat lurus terdiri dari elektron dan atom-atom yang terionisasi.
Spektrum radiasi yang dipancarkan oleh ion ini akan menghasilkan
spektrum yang kuat. Ini disebut ekor ion. Umumnya, satu OH+
dihasilkan dari OH di dalam koma melalui fotoionisasi. Semua ion-
ion yang telah diidentifikasi di ekor ion bisa dihasilkan dari ionisasi
atom dan fragmen molekul di dalam koma.
Karena komposisi yang sangat berbeda dari dua ekor ini
menyebabkan keduanya terpisah di ruang angkasa. Ekor ion
menyapu dari koma akibat gaya yang diberikan pada ion koma oleh
medan magnet dalam angin surya. Ion menyapu ke arah angin
matahari , yaitu radial dengan Matahari. Kecepatan angin jauh lebih
tinggi daripada kecepatan orbit komet , sehingga dalam waktu yang
A S T R O F I S I K A 137
dibutuhkan sebuah ion untuk perjalanan dari koma ke tempat ekor
tidak lagi dibedakan komet bergerak tidak terlalu jauh . Akibatnya ,
ekor cukup lurus.
Ekor debu terdorong dari koma melalui penembakan oleh foton
yang merupakan radiasi elektromagnetik matahari. Debu didorong
menjauh dari Matahari , tetapi hanya mencapai kecepatan sebanding
dengan kecepatan orbit komet.
Lalu, mengapa ekor debu melengkung?
Ekor ini melengkung karena komet bergerak sekitar
orbitnya dalam waktu transit dari debu ke ujung ekor yang terlihat.
Semakin kecil partikel , semakin besar percepatan yang
disebabkan oleh tekanan radiasi . Hal ini karena massa rasio lebih
besar untuk partikel yang lebih kecil. Akibatnya , partikel dalam
koma jauh lebih besar beberapa puluh mikrometer daripada ukuran
yang dipertahankan. Pengaruh yang lebih besar dari tekanan radiasi
pada partikel yang lebih kecil menimbulkan pertanyaan mengapa
bukan ion yang merupakan kekuatan penting di bagian ekor. Hal ini
karena , ketika ukuran partikel kurang dari panjang gelombang
dominan dari foton , interaksi tersebut menjadi lemah. Untuk radiasi
matahari, panjang gelombang dominan adalah sekitar 0 5 , yang
sangat jauh lebih besar dari jari-jari ion.
Seringkali , lebih dari dua ekor yang terlihat . Ini
merupakan ekor tambahan yang biasanya terdiri dari ion atau ekor
debu dengan sedikit sifat yang berbeda , seperti ekor tipis atom
natrium netral terlihat mengalir jauh dari komet Hale - Bopp.
Berdasarkan bentuk dan panjang lintasannya, komet dapat
diklasifikasikan menjadi dua, yaitu sebagai berikut:
a. Komet Berekor Panjang, yaitu komet dengan garis lintasannya
sangat jauh melalui daerah-daerah yang sangat dingin di angkasa
sehingga berkesempatan menyerap gas-gas daerah yang
dilaluinya. Ketika mendekati matahari, komet tersebut melepaskan
A S T R O F I S I K A 138
gas sehingga membentuk koma dan ekor yang sangat panjang.
Contohnya, Komet Kohoutek yang melintas dekat matahari setiap
75.000 tahun sekali dan Komet Halley setiap 76 tahun sekali.
b. Komet Berekor Pendek, yaitu komet yang garis lintasannya sangat
pendek sehingga kurang memiliki kesempatan untuk menyerap
gas di daerah yang dilaluinya. Ketika mendekati matahari, komet
tersebut melepaskan gas yang sangat sedikit sehingga hanya
membentuk koma dan ekor yang sangat pendek bahkan hampir
tidak berekor. Contohnya Komet Encke yang melintas mendekati
matahari setiap 3,3 tahun sekali.
5.2.2. INTI KOMET
Gambaran komet dari planet dengan tidak menggunakan
teleskop, orang-orang beranggapan bahwa ukuran dari inti komet itu
kecil atau sebanding dengan asteroid. Namun pada kenyataannya
ukuran dari inti komet itu beberapa kilometer bahkan bisa mencapai
puluhan kilometer. Komposisi dari komet juga dilihat dari komposisi
koma yaitu terdiri dari es, terutama air , dicampur dengan es CO2,
dan CO, di tambah dengan
bebatuan dan bahan karbon. .
Sejumlah besar molekul
dan pecahan molekul
diidentifikasi berasal dari
koma dan ekor ion. Dari
pecahan molekul tersebut
disimpulkan bahwa adanya
zat es lain yang terdapat di inti dari beberapa komet selain yang telah
diketahui. Diperkirakan Methanol CH3OH, metanal HCHO dan N2
nitrogen yang paling banyak terdapat pada inti. Sementara bekas dari
beberapa komet menunjukan adanya butiran debu dingin yang
Gambar Komet Hale-Bopp
A S T R O F I S I K A 138
gas sehingga membentuk koma dan ekor yang sangat panjang.
Contohnya, Komet Kohoutek yang melintas dekat matahari setiap
75.000 tahun sekali dan Komet Halley setiap 76 tahun sekali.
b. Komet Berekor Pendek, yaitu komet yang garis lintasannya sangat
pendek sehingga kurang memiliki kesempatan untuk menyerap
gas di daerah yang dilaluinya. Ketika mendekati matahari, komet
tersebut melepaskan gas yang sangat sedikit sehingga hanya
membentuk koma dan ekor yang sangat pendek bahkan hampir
tidak berekor. Contohnya Komet Encke yang melintas mendekati
matahari setiap 3,3 tahun sekali.
5.2.2. INTI KOMET
Gambaran komet dari planet dengan tidak menggunakan
teleskop, orang-orang beranggapan bahwa ukuran dari inti komet itu
kecil atau sebanding dengan asteroid. Namun pada kenyataannya
ukuran dari inti komet itu beberapa kilometer bahkan bisa mencapai
puluhan kilometer. Komposisi dari komet juga dilihat dari komposisi
koma yaitu terdiri dari es, terutama air , dicampur dengan es CO2,
dan CO, di tambah dengan
bebatuan dan bahan karbon. .
Sejumlah besar molekul
dan pecahan molekul
diidentifikasi berasal dari
koma dan ekor ion. Dari
pecahan molekul tersebut
disimpulkan bahwa adanya
zat es lain yang terdapat di inti dari beberapa komet selain yang telah
diketahui. Diperkirakan Methanol CH3OH, metanal HCHO dan N2
nitrogen yang paling banyak terdapat pada inti. Sementara bekas dari
beberapa komet menunjukan adanya butiran debu dingin yang
Gambar Komet Hale-Bopp
A S T R O F I S I K A 138
gas sehingga membentuk koma dan ekor yang sangat panjang.
Contohnya, Komet Kohoutek yang melintas dekat matahari setiap
75.000 tahun sekali dan Komet Halley setiap 76 tahun sekali.
b. Komet Berekor Pendek, yaitu komet yang garis lintasannya sangat
pendek sehingga kurang memiliki kesempatan untuk menyerap
gas di daerah yang dilaluinya. Ketika mendekati matahari, komet
tersebut melepaskan gas yang sangat sedikit sehingga hanya
membentuk koma dan ekor yang sangat pendek bahkan hampir
tidak berekor. Contohnya Komet Encke yang melintas mendekati
matahari setiap 3,3 tahun sekali.
5.2.2. INTI KOMET
Gambaran komet dari planet dengan tidak menggunakan
teleskop, orang-orang beranggapan bahwa ukuran dari inti komet itu
kecil atau sebanding dengan asteroid. Namun pada kenyataannya
ukuran dari inti komet itu beberapa kilometer bahkan bisa mencapai
puluhan kilometer. Komposisi dari komet juga dilihat dari komposisi
koma yaitu terdiri dari es, terutama air , dicampur dengan es CO2,
dan CO, di tambah dengan
bebatuan dan bahan karbon. .
Sejumlah besar molekul
dan pecahan molekul
diidentifikasi berasal dari
koma dan ekor ion. Dari
pecahan molekul tersebut
disimpulkan bahwa adanya
zat es lain yang terdapat di inti dari beberapa komet selain yang telah
diketahui. Diperkirakan Methanol CH3OH, metanal HCHO dan N2
nitrogen yang paling banyak terdapat pada inti. Sementara bekas dari
beberapa komet menunjukan adanya butiran debu dingin yang
Gambar Komet Hale-Bopp
A S T R O F I S I K A 139
membentuk inti dan akan menguap jika terkena panas di atas 100 K.
pada sisi lain LPC Hale-Bopp memeiliki rasio isotop C,N, dan S, yang
sama seperti komposisi tata surya secara umum, menunjukan bahwa
Hale-Bopp berasal dari nebula surya yaitu adanya butiran es.
Mengapa hal ini menunjukan bahwa Hale-Bopp berasal dari
Awan Oort?
Dari teori bahwa Tata Surya dikelilingi awan es berbatu
raksasa yang kental dengan jari-jari antara 50.000 SA-100.000
SA atau yang biasa disebut awan oort. Oleh karena itu komet yang
berasal daerah inipun akan mempunyai komposisi yang sama
atau serupa dengan daerah dimana komet itu berasal. Asal daerah
antar bintang tidak mungkin karena butiran debu dingin pada
hale-bopp yang terjadi karena penguapan dan kondensasi di
nebula surya. Asal sabuk E-K yang setidaknya sebagian penduduk
di kesampingkan oleh periode yang cukup panjang. Sabuk E-K
cukup dingin untuk neon yang berasal dari nebula surya, neon
merupakan komponen penting dari hale-bopp. Klimpahan neon
di hale-bopp ini menunjukan bahwa ia berasal dari daerah
raksasa tersebut. Hal lain yang menunjukan bahwa hale-bopp
berasal dari awan oort karena hale-bopp memiliki periode yang
yang lebih dari 200 tahun.
A S T R O F I S I K A 140
Gambar 3.12a) Inti nucleus 1P/Halley maret 1986.dengan ukuran 16 km, dan
matahari berada di sebalah kiri. (ESA 3416 etc. composite.Reproduced by permission of ESA)
b) Inti nukleus 15P/Borrelly September 2001. Dengan ukuran 8 km.(NASA/JPL PIA03500)
Misi Pesawat Ruang Angkasa ke Inti Komet
Dengan bertambahnya pngetauan manusia tentang benda-benda
angkasa khususnya komet, pada tahun 1986 ketika 5 pesawat ruang
angkasa terbang mendekati halley (ditemukan oleh seorang astronom
Inggris bernama Edmond Halley), Dua wahana hasil patungan Uni
Soviet dan Perancis, Vega 1 dan Vega 2, berhasil terbang di dekatnya
dan salah satunya berhasil memotret inti komet untuk pertama
kalinya. Wahana Antariksa Giotto dari Badan Antariksa Eropa, Jepang
juga mengirimkan 2 wahananya, Sakigake dan Suisei, yang juga
berhasil membawa banyak informasi tentang komet Halley.pada bulan
maret 1986 pesawat giotto hampir mendekati planet halley, jaraknya
berkisar 600 km dari inti halley dan memperoleh gambar 3.12. pada
saat itu halley berada sekitar 1SA dari matahari yang beberapa
minggu sebelumnya komet perihelion brada sekitar 0,53 SA dari
matahari. Jarak halley yan g sangat dekat ini membuat ekor komet
A S T R O F I S I K A 141
terlihat sangat baik dengan inti 16 km dan dengan ukuran 8x7 km.
komet ini berputar pada sumbu panjang dengan jangka waktu 170
jam, dan sumbu ini dengan periode 89 jam berputar pada poros yang
memiliki kemiringan 66 dari pengaruh sumbu panjang.
Massa dari inti Halley diperkirakan dari pengaruh orbit dan
kekuatan yang diberikan oleh pancaran gas yang meletus dari
permukaan komet yaitu 1.014kg m3, gaya yang diberikan 50% jadi
kepadatan intinya hanya 100-250 kg m3 jauh lebih kecil dari massa
air es yang ada di
permukaan bumi yaitu
920 kg m3. Oleh
karena itu dapat
diprediksi bahwa di
inti tidak begitu
banyak es kotor
berupa balok hanya
berupa pengumpulan rambut2 halus atau seperti biji-bijian kecil.
Pengaruh pancaran dari komet-komet menghasikan kepadatan yang
serupa atau sama,meskipun dengan kepastian yang sangat kecil.
Kerapuan inti komet dapat dilihat dari beberapa komet yang telah
rusak atau mati saat mendekati matahari, atau dalam kasus
Shoemaker–Levy 9 yang hancur saat mendkati Jupiter.
Pesawat ruang angkasa yang terbang mendekati planet halley
banyak memberikan informasi tentang komposisi inti komet, namun
informasi yang didapat tidak berbeda jauh dengan apa yangb telah
ditemukan sebelumnya, bahwa inti halley terdiri dari 80% air, 10%
CO, 3,5 % CO2 dengan jumlah molekul, adapun kemungkinan bahwa
air tersebut tersusun atas kombinasi unsure kimia dan batuan, bahan
karbon serta air hidras, bukti yang pasti tentang adanya metana CH4
itu tidak ditemukan. Selain itu ada kemungkinan bahwa porsi dari es
hadir dalam apa yang disebut dengan clathrates, dimana satu bahan
Gambar:Komet Halley
A S T R O F I S I K A 141
terlihat sangat baik dengan inti 16 km dan dengan ukuran 8x7 km.
komet ini berputar pada sumbu panjang dengan jangka waktu 170
jam, dan sumbu ini dengan periode 89 jam berputar pada poros yang
memiliki kemiringan 66 dari pengaruh sumbu panjang.
Massa dari inti Halley diperkirakan dari pengaruh orbit dan
kekuatan yang diberikan oleh pancaran gas yang meletus dari
permukaan komet yaitu 1.014kg m3, gaya yang diberikan 50% jadi
kepadatan intinya hanya 100-250 kg m3 jauh lebih kecil dari massa
air es yang ada di
permukaan bumi yaitu
920 kg m3. Oleh
karena itu dapat
diprediksi bahwa di
inti tidak begitu
banyak es kotor
berupa balok hanya
berupa pengumpulan rambut2 halus atau seperti biji-bijian kecil.
Pengaruh pancaran dari komet-komet menghasikan kepadatan yang
serupa atau sama,meskipun dengan kepastian yang sangat kecil.
Kerapuan inti komet dapat dilihat dari beberapa komet yang telah
rusak atau mati saat mendekati matahari, atau dalam kasus
Shoemaker–Levy 9 yang hancur saat mendkati Jupiter.
Pesawat ruang angkasa yang terbang mendekati planet halley
banyak memberikan informasi tentang komposisi inti komet, namun
informasi yang didapat tidak berbeda jauh dengan apa yangb telah
ditemukan sebelumnya, bahwa inti halley terdiri dari 80% air, 10%
CO, 3,5 % CO2 dengan jumlah molekul, adapun kemungkinan bahwa
air tersebut tersusun atas kombinasi unsure kimia dan batuan, bahan
karbon serta air hidras, bukti yang pasti tentang adanya metana CH4
itu tidak ditemukan. Selain itu ada kemungkinan bahwa porsi dari es
hadir dalam apa yang disebut dengan clathrates, dimana satu bahan
Gambar:Komet Halley
A S T R O F I S I K A 141
terlihat sangat baik dengan inti 16 km dan dengan ukuran 8x7 km.
komet ini berputar pada sumbu panjang dengan jangka waktu 170
jam, dan sumbu ini dengan periode 89 jam berputar pada poros yang
memiliki kemiringan 66 dari pengaruh sumbu panjang.
Massa dari inti Halley diperkirakan dari pengaruh orbit dan
kekuatan yang diberikan oleh pancaran gas yang meletus dari
permukaan komet yaitu 1.014kg m3, gaya yang diberikan 50% jadi
kepadatan intinya hanya 100-250 kg m3 jauh lebih kecil dari massa
air es yang ada di
permukaan bumi yaitu
920 kg m3. Oleh
karena itu dapat
diprediksi bahwa di
inti tidak begitu
banyak es kotor
berupa balok hanya
berupa pengumpulan rambut2 halus atau seperti biji-bijian kecil.
Pengaruh pancaran dari komet-komet menghasikan kepadatan yang
serupa atau sama,meskipun dengan kepastian yang sangat kecil.
Kerapuan inti komet dapat dilihat dari beberapa komet yang telah
rusak atau mati saat mendekati matahari, atau dalam kasus
Shoemaker–Levy 9 yang hancur saat mendkati Jupiter.
Pesawat ruang angkasa yang terbang mendekati planet halley
banyak memberikan informasi tentang komposisi inti komet, namun
informasi yang didapat tidak berbeda jauh dengan apa yangb telah
ditemukan sebelumnya, bahwa inti halley terdiri dari 80% air, 10%
CO, 3,5 % CO2 dengan jumlah molekul, adapun kemungkinan bahwa
air tersebut tersusun atas kombinasi unsure kimia dan batuan, bahan
karbon serta air hidras, bukti yang pasti tentang adanya metana CH4
itu tidak ditemukan. Selain itu ada kemungkinan bahwa porsi dari es
hadir dalam apa yang disebut dengan clathrates, dimana satu bahan
Gambar:Komet Halley
A S T R O F I S I K A 142
tertutup dengan bahan Kristal lainnya. Secara khusus misalnya jika
struktur Kristal agak terbuka maka air es mudah melampirkan zat es
lainnya seperti CO2.
Informasi dari pesawat ruang angkasa giotto menegaskan bahwa
inti komet bias sangat gelap. Halley memiliki geomet-a Albedo hanya
3-4 %, hasil dari bahan karbon yang mengembun di permukaan.
albedo yang rendah telah dibentuk untuk inti komet yang
lainnya.komet yang merupakan bahan es akan menguap jika berada
dekat dengan matahari dan akan terbentuk koma dan ekor.sisa dari
debu es habis dan akan membentuk perlindungan untuk butiran es
yang ada dibagian dalam. Kemudian lapisan pelindug ini rusak akibat
lubang angin yang membentuk koma dan ekor material. Lubang
angin cenderung terbentuk saat komet mendekati mataharidan akan
mati saat komet menjauh atau berpaling dari matahari. Untuk
1P/Halley fenomena ini terlihat pada Gambar 3.12 (a).
Lubang angin dapat terjadi jika komet berada sekitar beberapa
SA dari Matahari. Penguapan lambat di bawah kulit pelindung akan
membangun tekanan gas ke titik di mana pecah bulu halus, dan
membentuk lubang angin. Contoh yang menarik adalah
29P/Schwassmann-Wachmann 1, memiliki orbit yang hampir
melingkar antara Jupiter dan Saturnus (Tabel 1.4). Meskipun
merupakan komet yang besar (sekitar 40 km) saat akan
meninggalkan planet tersebut terjadi ledakan. Halley tiba-tiba cerah
di 1991, ketika berjarak 14 SA dari Matahari. Hal ini mungkin
karena suar surya besar yang menyebabkan gelombang kejut yang
pecah.Karena penerbangan ke 1P/Halley ini sehingga telah ada
beberapa misi untuk ke komet lagi.
Sejak penerbangan ke komet halley tersebut para ahli membuat
misi untuk menjelajahi tentang komet lagi dan pada tanggal 22
september 2001 NASA malakukan penerbangan pertama yang
melewati 15P/Borrelly, kemudian 1,36 AU dari Matahari dan 8 hari
A S T R O F I S I K A 143
setelah perihelion pada penerbangan tersebut memperoleh banyak
gambar, salah satu gambarnya yaitu pada gambar 3.12. dapat dilihat
bahwa objek tersebut sangat tidak teratur, dengan ukuran panjang 8
km. albedonya sangat rendah untuk satu inti komet, hanya 0,03 dan
bahkan dapat berkurang atau turun ke 0,007. Begitupun dengan
komet pada umumnya, ini diperkirakan karena adanya lapisan
kerbon yang kaya akan es.Sekitar 90% dari permukaannya tidak aktif,
meskipun pancarannya dapat terlihat dari bumi.
Stardust dari NASA telah menyelesaikan misi utamanya pada
bulan januari 2006, saat itu ia membawah sampel kecil dari partikel
komet JFC 81P/Wild 2 ke bumi. Dan dari sampel b erbentuk bola
tersebut didapat permukaan kasar, dengan albedo sekitar 3%,
mempunyai daya pancaran 4-5,mempunyai jarak lintas 5 km, juga
terdapat fitur melingkar yang diperkirakan sebagai kawah,
menunjukan bawah tidak mungkin samel ini berupa pecahan hasil
tabrakan.partikel debu mengandung bahan penyusun yang berasal
dari daerah dingin di luar tata surya, tetapi terdapat juga silikat
Olivin (sebagai batu mulia disebut juga peridot atau krisolit), adalah
mineral magnesium besi silikat dengan rumus (Mg,Fe)2SiO4. Banyak
ditemukan di bawah permukaan bumi namun lapuk dengan cepat di
permukaan bumi). Ini bias saja di dilemparkan keluar tata surya oleh
pancaran matahari muda atau mungkin butiran antar bintang murni
yang di tempah keluar oleh bintang-bintang lainnya. Analisis lebih
lanjut akan memberikan 1 jawaban dari 2 kemungkinan tersebut.
Mungkin misi yang paling dramatis sejauh ini adalah bahwa
NASA Deep Impact, yang, pada 4 Juli 2005, menembakkan 370 kg
peluru tembaga 10 2 km s-1 ke 9P/Tempel 1, 14 × 4 4 × 4 4 km
JFC,saat pesawat tersebut berada 1,51 AU dari perihelion pada
tanggal 5 Juli. Tujuannya adalah untuk mendapatkan susunan dalam
dari komet. ESA Rosetta pesawat ruang angkasa melakukan observasi
sebelum, selama, dan sesudah dampak. Kadar air dari debu yang
A S T R O F I S I K A 144
keluarkan diukur, dan ditemukan, mengejutkan, tidak ada unsure
pokok yang dominan.bahan non es yang mendominasi, mungkin ini
merupakan dampak dari tembakan tersebut, sehingga lebih banyak
komet yang hancur dan mencair dari pada berbentuk seperti bola –
bola salju kotor dan setelah beberapa hari komet yang hancur
tersebut mati. Hal ini dapat membuktikan bahwa meteoroid bukan
berasal dari komet yang hancur akibat ledakan.
Kulit luar pada inti dari JFC diperkirakan sudah lama terbentuk
sekitar 0,1 Ma. Untuk komet setiap waktu yang dibutuhkan
tergantung pada akumulasi waktu yang dihabiskan dekat dengan
Matahari untuk permukaan komet. Tetapi ada kemungkinan bahwa
beberapa komet pertama kali tiba dengan kulit luar yang telah
terbentuk. Terlalu lama terkena sinar kosmik dan foton UV kimia
mengubah dan devolatilises permukaan, untuk membentuk kulit luar
1 meter di urutan 100 Ma. Ini jauh lebih pendek dari pada rata-rata
bagian dalam sumber komet - awan Oort dan sabuk E-K (Bagian
3.2.5). Tapi itu adalah pertumbuhan selanjutnya dari kulit luar yang
melakukan kegiatan terakir, dan menyebabkan kematian komet.
5.2.3. Kematian Komet
Ketika pengemis mati tidak ada komet terlihat, tapi lapisan-
lapisan langit menyala - nyala saat kematian pangeran. William
Shakespeare (Julius Caesar)
Komet juga mati, karena hilangnya volatil yang bagian yang
mudah menguap yang akut dalam jarak beberapa AU dari Matahari.
Jika perihelion komet adalah pada 1 AU maka urutan 100 bagian
perihelion akan cukup untuk menguapkan semua es yg tersedia dari
inti khas, juga dapat meninggalkan kerak begitu tebal sehingga inti
tidak lagi memiliki kemampuan untuk mengembangkan koma dan
ekor. Dalam beberapa kasus hilangnya volaitl atau devolatilisasi ini
bisa sampai ke pusat, pada keadaan ini tindakan terakhir dari inti
A S T R O F I S I K A 145
adalah menjadi debu, mungkin mengeras. Contoh ini menunjukkan
bahwa setiap inti yang lebih kecil dari sekitar 1 km di dapat
kehilangan volatil yang tersisa dengan cepat lalu meledak. Dalam
kasus yang kurang ekstrim ada perubahan perlahan menjadi debu.
Seuatu kelajuan, peningkatan pancaran dalam perjalanan pada
kecepatan rotasi juga mengganggu inti kecil. Gangguan ini
menjelaskan adanya kekurangan dari inti kecil.
Komet akan terlihat pada pergolakan terakhir dari aktivitasnya
beberapa komet dengan waktu pendek (short-period comets/SPCs)
memiliki koma dan ekor yang sangat kecil. Sebagai contoh,
133P/Elst-Pizarro yang kelihatan sangat lemah, berekor tipis.
Infrared Astro-nomical Satellite (IRAS) yang mengumpulkan data
hampir sepanjang tahun 1983 menemukan banyak objek Tata Surya
yang diselubungi sedikit debu. Beberapa di antaranya termasuk
asteroid yang pernah mempunyai es, tapi dikelilingi oleh puing-
puing tumbukan halus, yang lainnya mungkin berasal dari
devolatilisasi komet.
Di tempat lain beberapa anggota dalam Tata Surya dari asteroid
kelas albedo ringan, seperti kelas C dan D, mungkin juga dari
devolatilisasi inti komet. Reflektansi spektrum dan albedo inti komet
mirip dengan kelas - kelas ini. Sebagai contoh, Hidalgo (Bagian 3.1.2)
adalah asteroid kelas D dengan perihelion 2,01 AU tetapi dengan
orbit eksentrik atau aneh sehingga ia memiliki aphelion sekitar 9,68
AU, luar biasa jauh untuk sebuah asteroid, sehingga merupakan
calon yang baik untuk menjadi sisa komet. Dalam sabuk asteroid ada
beberapa komet yang tampaknya hampir mati: 133P/Elst-Pizarro
yang orbitnya di sabuk utama asteroid, sama halnya dengan
2P/Encke yang agak lebih aktif, dengan jangka waktu 3,3 tahun.
Beberapa satelit kecil dari planet-planet raksasa, terutama di orbit
yang tidak biasa, mungkin juga sisa-sisa komet, ditangkap oleh planet
ini.
A S T R O F I S I K A 146
Dukungan untuk pandangan bahwa beberapa asteroid adalah
inti komet mati berasal dari parameter Tisserand (Bagian 3.2.1).
Nilainya berbeda dari nilai-nilai asteroid, kecuali untuk beberapa
asteroid dengan albedo sekitar 4%, nilai yang mirip dengan inti
komet. Sebuah inti komet yang terdevolatilisasi telah kehilangan tidak
hanya es, tetapi juga proporsi debu, mungkin bahkan semuanya. Tata
Surya bagian dalam diliputi oleh debu, sebagian besarnya adalah
komet. Rata-rata kepadatan media berdebu adalah sekitar 10-17 kg m-
3, tetapi lebih banyak di sepanjang orbit komet. Ini bahkan lebih besar
di sabuk asteroid di mana debu dari tabrakan asteroid memberikan
tambahan Kontribusi yang besar.
Penghentian paling dramatis dari kehidupan komet adalah
ketika bertabrakan dengan benda yang lain. Seperti halnya tabrakan
dengan Sun (Bagian 3.2.1), tabrakan dengan planet-planet juga
terjadi. Salah satu contohnya adalah terlihat pada Juli 1994 -
tabrakan dari D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9 dengan Jupiter, atau
lebih tepatnya pecahan-pecahan. Ada banyak tabrakan lain dengan
planet-planet, termasuk Bumi. Beberapa SPCs memiliki orbit yang
menyerupai Amor dan asteroid Apollo, dan diperkirakan bahwa itu
adalah inti komet yang telah mengalami devolatilisasi inti komet.
Salah satunya adalah dengan Bumi yang mengakibatkan ledakan
besar pada tahun 1908 di daerah sungai Tunguska pusat Siberia,
kemungkinan lainnya adalah sebuah asteroid kecil (Bagian 3.1.2).
Ada bukti arkeologi dari dampak sebelumnya, dan di masa akan
datang Bumi pastilah mengumpulkan komet lebih lanjut. Perhitungan
menunjukkan bahwa JFCs (Jupiter Family Comets) atau kelurga
komet-komet Jupiter yang mati bisa account hingga 50% dari
asteroid di sekitar bumi atau NEAs (Near Earth Asteroid).
A S T R O F I S I K A 147
5.2.4. Sumber Komet
Dapat disimpulkan bahwa komet berasal dari dua sumber yaitu
awan Oort dan sabuk E-K. Komet merupakan salah satu anggota dari
awan Oort dan EKOs. Pada bagian 1.2.3 dan 2.2.6 merupakan sedikit
penjelasan dari awan Oort dan sabuk E-K, yaitu awan Oort adalah
benda es berbatu dengan jari – jari antara 50.000 SA – 100.000 SA.
Awan ini tersusun dari materi berukuran kecil yang menjadi tempat
pembentukan dan kemunculan komet dan sabuk E-K sekarang
dianggap sumber SPCs (komet dengan periode pendek) yang orbitnya
terganggu oleh planet – planet raksasa dan memiliki distribusi datar.
Selain sebagai sumber komet, awan Oort dan sabuk E-K mempunyai
daya tarik tersendiri.
5.2.5. Awan Oort
a. Pengertian Awan
Oort
Awan ini
terletak sangat jauh
dari sabuk kuiper dan
gerakan awan ini
dapat dikatakan
sangat stabil, bahkan
hanya guncangan-
guncangan besar saja
yang bisa mempengaruhi gerakannya. Awan Oort sendiri sebenarnya
hasil dari hipotesis Jan Hendrik Oort dari Belanda pada tahun 1950.
Ia menyempurnakan teori dari seorang astronom Estonian bernama
Ernst Opik tahun 1932 yang mengatakan bahwa periode panjang
komet berasal dari tepi terluar daerah tata surya, karena kurang
dipercaya, maka teori tersebut agak susah dipahami, kemudian Jan
Gambar 3.13 :Bagian dalam awan oort dan sabuk E-K
A S T R O F I S I K A 148
menghidupkan ide itu untuk menyelesaikan kasus paradoks dari ‘Tata
Surya’.
b. Asal Usul Awan Oort
Awan Oort dikatakan berasal dari sisa-sisa matahari yang gagal
terbentuk setelah terjadinya Big Bang, sehingga bermunculan banyak
bintang - bintang yang terbentuk pada saat bersamaan. Sisa-sisa partikel
yang tidak ikut membentuk bintang, tersapu oleh angin dan terkumpul
menjadi satu, membentuk awan Oort. Di awan oort terdapat banyak
sekali komet, debu, materi gelap, gas-gas dalam jumlah besar dan
planet-planet yang belum dipetakan oleh manusia.
c. Kemungkinan Struktur Awan Oort
Awan Oort teridiri dari bermilyar – milyar objek es dan tentu saja
tak ketinggalan milyaran materi gelap membantu terbentuknya awan
ini. Mengapa dikatakan kemungkinan? Karena awan ini terlalu jauh
untuk diamati secara jelas dan mendalam, bahkan pernah dikatakan
bahwa di dalam Awan Oort terdapat sebuah bintang katai coklat dan
planet yang lebih besar dari Jupiter serta komet-komet raksasa.
Awan Oort dibagi menjadi 2 bagian yaitu :
1. Awan Oort dalam
Awan Oort dalam masih terpengaruh oleh gravitasi matahari
kita, meskipun pengaruhnya sangat lemah karena jaraknya yang
jauh , bentuk Awan Oort juga dipengaruhi oleh matahari dan
beberapa komet raksasa yang ada di tata surya. Awan Oort dalam
memiliki ratusan energi untuk menyusun dan mengembangkan
strukturnya, sehingga awan oort luar (yang relatif lemah) tidak
kehilangan bentuk dan strukturnya, salah satu caranya adalah
dengan membentuk komet-komet baru di daerah Awan Oort ini.
A S T R O F I S I K A 149
2. Awan Oort luar
Awan Oort luar memiliki struktur yang lemah, komet -
kometnya akan menipis apabila tidak dipasok dari Awan Oort
dalam, hal ini disebabkan oleh adanya gravitasi lain yang
menarik material - materialnya, massa total dari kedua struktur
Awan Oort memang belum diketahui, tetapi melihat Komet
Hale-Boop (yang termasuk bagian Awan Oort luar) tampaknya
massa Awan Oort luar kebanyakan disusun oleh es, Hidrogen,
Karbon, Air, Metana dan Etana serta batuan.
Telah diketahui bahwa anggota awan oort yang dianggap
planetesimal es-berbatu. Menurut model migrasi planet raksasa
(Bagian 2.2.5), yang merupakan wilayah atau tempat manakah yang
terdapat banyak anggota awan oort? Wilayah Uranus-Neptunus akan
menjadi tempat yang mana terdapat banyak planetesimal es-berbatu
yang terlempar dari awan ini. Meskipun banyak anggota awan oort
yang terlempar keluar namun tidak cukup keras untuk sampai
keruang antar bintang. Dengan kulit seperti kulit bola dengan
ukuran 1012 -1013 , yang berjarak sekitar 103-105 SA dari
matahari. Massa awan diperkirakan hanya 1.025 kg, hampir sama
dengan massa Bumi. Awan oort terlalu jauh untuk diamati secara
langsung, hal ini disimpulkan dari periode komet yang panjang.
Orbit komet dengan periode panjang memiliki aphelion yang jauh
melampaui planet-planet, dan menyebar ke segala arah dari
Matahari. Hal ini menyebabkan astronom Estonia Ernst Julius Opik
(1893-1985) menyarankan pada tahun 1932 bahwa ada awan besar
yang mengelilingi tata surya, tapi begitu jauh sehingga hanya
beberapa anggota dengan perihelia kurang dari beberapa AU
menjadi terlihat, melalui pertumbuhan koma dan ekor. Pada tahun
1950 ide ini dikembangkan oleh astronom Belanda Jan Oort
Hendrick (1900-1992). Awan Oort kadang-kadang dikenal sebagai
awan Opik-Oort.
A S T R O F I S I K A 150
Bagian luar awan Oort berada
pada fraksi yang signifikan dari jarak
antara bintang tetangga di lingkungan
surya. Saat ini bintang terdekat
(Proxima Centauri) adalah 27 × 105
SA. Bintang-bintang berada dalam
gerakan dengan saling berhadapan
satu sama lain , sehingga dari waktu
ke waktu bintang yang lewat akan
mengganggu awan. Akibatnya,
beberapa anggota ditarik keluar dari Tata Surya, sementara yang
lainnya dengan jarak perihelion yang semakin berkurang, sehingga
pada saat mendekati perihelion koma dan ekor dikembangkan dan
komet dengan periode panjang baru bisa diamati.
5.2.6. Sabuk E-K
Pada Bagian 2.2.6 dapat dilihat bahwa sabuk E-K dianggap
campuran es-planetesimal berbatu yang terdiri dari populasi yang
tersisa di wilayah planet raksasa yang kemudian disebar lebih jauh
oleh planet raksasa, dan populasi terbentuk langsung dari nebula
surya.
Sabuk kuiper (kuiper belt) adalah wilayah tata surya yang
berada dari sekitar orbit neptunus, sabuk ini terletak antara 30 AU –
50 AU dari matahari. Daerah ini mirip dengan sabuk asteroid. Objek-
objek di dalam sabuk kuiper ini disebut sebagai objek trans-
Neptunus.
Bagaimana model migrasi planet raksasa dapat menjelaskan
mengapa ruang sekitar 40 AU dari Matahari sebagian besar
tidak memilki objek sabuk kuiper?
Hal ini dijelaskan oleh 3:2 mmr dengan Neptunus selama
migrasi luarnya .
A S T R O F I S I K A 150
Bagian luar awan Oort berada
pada fraksi yang signifikan dari jarak
antara bintang tetangga di lingkungan
surya. Saat ini bintang terdekat
(Proxima Centauri) adalah 27 × 105
SA. Bintang-bintang berada dalam
gerakan dengan saling berhadapan
satu sama lain , sehingga dari waktu
ke waktu bintang yang lewat akan
mengganggu awan. Akibatnya,
beberapa anggota ditarik keluar dari Tata Surya, sementara yang
lainnya dengan jarak perihelion yang semakin berkurang, sehingga
pada saat mendekati perihelion koma dan ekor dikembangkan dan
komet dengan periode panjang baru bisa diamati.
5.2.6. Sabuk E-K
Pada Bagian 2.2.6 dapat dilihat bahwa sabuk E-K dianggap
campuran es-planetesimal berbatu yang terdiri dari populasi yang
tersisa di wilayah planet raksasa yang kemudian disebar lebih jauh
oleh planet raksasa, dan populasi terbentuk langsung dari nebula
surya.
Sabuk kuiper (kuiper belt) adalah wilayah tata surya yang
berada dari sekitar orbit neptunus, sabuk ini terletak antara 30 AU –
50 AU dari matahari. Daerah ini mirip dengan sabuk asteroid. Objek-
objek di dalam sabuk kuiper ini disebut sebagai objek trans-
Neptunus.
Bagaimana model migrasi planet raksasa dapat menjelaskan
mengapa ruang sekitar 40 AU dari Matahari sebagian besar
tidak memilki objek sabuk kuiper?
Hal ini dijelaskan oleh 3:2 mmr dengan Neptunus selama
migrasi luarnya .
A S T R O F I S I K A 150
Bagian luar awan Oort berada
pada fraksi yang signifikan dari jarak
antara bintang tetangga di lingkungan
surya. Saat ini bintang terdekat
(Proxima Centauri) adalah 27 × 105
SA. Bintang-bintang berada dalam
gerakan dengan saling berhadapan
satu sama lain , sehingga dari waktu
ke waktu bintang yang lewat akan
mengganggu awan. Akibatnya,
beberapa anggota ditarik keluar dari Tata Surya, sementara yang
lainnya dengan jarak perihelion yang semakin berkurang, sehingga
pada saat mendekati perihelion koma dan ekor dikembangkan dan
komet dengan periode panjang baru bisa diamati.
5.2.6. Sabuk E-K
Pada Bagian 2.2.6 dapat dilihat bahwa sabuk E-K dianggap
campuran es-planetesimal berbatu yang terdiri dari populasi yang
tersisa di wilayah planet raksasa yang kemudian disebar lebih jauh
oleh planet raksasa, dan populasi terbentuk langsung dari nebula
surya.
Sabuk kuiper (kuiper belt) adalah wilayah tata surya yang
berada dari sekitar orbit neptunus, sabuk ini terletak antara 30 AU –
50 AU dari matahari. Daerah ini mirip dengan sabuk asteroid. Objek-
objek di dalam sabuk kuiper ini disebut sebagai objek trans-
Neptunus.
Bagaimana model migrasi planet raksasa dapat menjelaskan
mengapa ruang sekitar 40 AU dari Matahari sebagian besar
tidak memilki objek sabuk kuiper?
Hal ini dijelaskan oleh 3:2 mmr dengan Neptunus selama
migrasi luarnya .
A S T R O F I S I K A 151
Terlepas dari bagaimana hal itu diletakkan , sabuk E - K
sekarang dianggap sebagai sumber komet dengan periode
pendek (SPCs). Dulu dianggap bahwa SPCs adalah komet dngan
periode panjang (LPCs) yang orbitnya terganggu oleh planet-
planet raksasa . Namun, simulasi rinci gagal untuk
menghasilkan fitur penting dari orbit SPCs - yaitu
kecenderungan orbital terutama kurang dari 35°. Sebaliknya,
hal itu mudah untuk menghasilkan fitur ini dari sebuah sumber
populasi yang sudah ada dalam kecenderungan orbit yang
rendah. karena SPCs memiliki daya tahan aktif beberapa ribu
tahun sebelum devolatilisasi, populasi aktif SPCs perlu
disediakan. Sebuah reservoir jutaan tubuh yang dibutuhkan
untuk memenuhi tingkat yang diperlukan dan pemasokan akan
terjadi dalam dua tahap . Pertama, sebuah orbit dimodifikasi
oleh gangguan gravitasi, sebagian oleh planet-planet luar, tetapi
terutama oleh sebagian besar anggota sabuk itu sendiri, di orde
103 km . Perubahan orbit juga dapat dihasilkan dari tabrakan
antara Ekos. Ini mengakibatkan fragmentasi. Kedua, jika orbit
baru adalah sedemikian rupa sehingga objek dapat mendekati
planet raksasa, hasil yang mungkin adalah bahwa orbit
selanjutnya dimodifikasi menjadi salah satu khas sebuah SPC .
Sabuk E-K memenuhi persyaratan untuk sumber
populasi dalam kecenderungan orbit yang cukup rendah.
Keberadaannya pertama kali diusulkan pada tahun 1943, jauh
sebelum Ekos mulai ditemukan. Idenya berasal dari Anglo -
Irish astronom Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972), dan
delapan tahun kemudian dari Belanda - Amerika astronom
Gerard Peter Kuiper (1905-1973) (yang mengapa kadang-
kadang disebut Sabuk Kuiper). EKO yang pertama ditemukan
pada tahun 1992 , dan memiliki nama 1992 QB1 (QB1
diidentifikasi ketika ditemukan pada tahun 1992). Letaknya
A S T R O F I S I K A 152
disekitar 200 km dan menempati orbit dengan sumbu semi
mayor 43.8 AU, eksentrisitas 0.088, dan inklinasinya sekitar
2,2°.
Lebih dari 1000 Ekos saat ini diketahui, dan jumlah
mereka terus meningkat . Menunggu penemuan berikutnya
karena survei masih dikembangkan. Semua bagian dalam
sabuk E-K dapat dideteksi saat turun ke urutan 10 km,
tergantung pada Albedo (daya pantul suatu benda yang
dinyatakan dengan perbandingan intensitas cahaya yang
datang dengan intensitas yang dapat dipantulkan). Untuk
albedo tetap, kecerahan menurun r-4, dimana r adalah jarak
dari Matahari ke EKO - ini adalah faktor r-2 untuk penurunan
radiasi matahari, dan faktor lain dari r-2 untuk (perkiraan)
jarak dari EKO dari teleskop kami . Oleh karena itu, r yang
meningkatkan populasi semakin meningkat dibawah sampel.
Perkiraan dari total populasi berbeda-beda. Salah satu
perkiraan adalah minimal 105 benda lebih besar dari 100 km
seberang luar sekitar 50 AU . Dengan demikian, mengingat
bahwa 50 AU bukanlah batas luar, total populasi akan melebihi
105. Mungkin oleh faktor besarnya ukuran tersebut, dan lebih
untuk ukuran yang lebih besar dari 1 km. Total massa bisa
mendekati massa Bumi , meskipun perkiraan lain sekitar
sepersepuluh dari ini , atau bahkan kurang .
Gambar 3.13 menunjukkan sabuk E-K yang mencampur
ke dalam awan Oort, ini adalah dugaan.
Populasi objek sabuk kuiper dibagi menjadi tiga sub-
populasi yaitu objek saibuk kuiper klasik, ojek sabuk kuiper
resonansi, dan objek sabuk kuiper kepingan tersebar.
A S T R O F I S I K A 153
Objek sabuk kuiper Klasik
Objek sabuk kuiper klasik adalah objek-objek yang orbitnya
terletak di seberang Neptunus dan tidak mendapat pengaruh dari
gravitasi neptunus. Objek sabuk kuiper klasik Ini didefinisikan
memiliki jarak periheliuon (jarak terdekat dengan matahari) q> 35
AU, perkiraan sumbu semi mayor dalam kisaran 40-50 AU, dan
eksentrisitas(suatu besaran yang menentukan entuk sebuah elips,
yang menunjukan perbandingan antar jarak fokus dengan sumbu
panjang elips itu ) e rendah, sekitar 0,1. Mereka juga memiliki
kecenderungan i yang rendah, meskipun ini mungkin efek seleksi
observasional, pencarian yang paling berkonsentrasi di dekat
ekliptika pesawat. Lebih dari 600 diketahui, terhitung selama hampir
dua-pertiga dari Ekos saat ini dikenal. Tampaknya ada tepi luar yang
tajam, yang mana mungkin telah diwarisi sejak mereka lahir, atau
karena jarak yang lebih jauh dipangkas dalam pertemuan terdekat
dengan bintang di awal Sejarah sistem Surya .
Objek sabuk kuiper Resonansi
Ini adalah objek sabuk kuiper yang telah ditemukan di MMRS
dengan Neptunus, terutama di resonansi 3:2, tetapi juga beberapa di
resonansi 4:3, 5:3, dan 2:1. Resonansi umumnya diproduksi lebih
besar nilai-nilai e dan i dari pada populasi klasik.
Apakah sumbu semimajor terdapat empat resonansi?
Dari persamaan (1.3), ares = aN (Pres/PN)2/3 dimana aN =
301 AU. Jadi, dengan Pres/PN = 133, 150 , 167 dan 2,00 untuk
resonansi 4:3, 3:2, 5:3, dan 2:1, kita mendapatkan masing-
masing 36.4 AU, 39.4 AU, 42.3 AU, dan 47.8AU. Kita harus
mengetahui 39.4 AU dekat dengan saat sumbu semi mayor
Pluto (itu bervariasi sedikit) dari 39.8AU. Ojek sabuk kuiper
dalam resonansi ini dengan demikian disebut Plutinos, dan
lebih dari 100 yang diketahui, meskipun diperkirakan bahwa
A S T R O F I S I K A 154
sekitar 1.500 lebih besar dari 100 km pada seluruh penemuan
yang ditunggu.
Ingat bahwa Plutinos diperkirakan telah mendorong
Neptunus bermigrasi ke arah luar. Beberapa Plutinos, dan
Pluto, memiliki jarak perihelion kurang dari 30 AU dan
menyeberangi orbit Neptunus. Seperti Pluto, posisi masing-
masing Plutino dalam orbitnya adalah seperti untuk
menghindari pertemuan yang dekat - konfigurasi dipelihara
oleh resonansi 3:2. Jika ini tidak begitu, Plutino tidak akan
berada di sana!
Kepingan objek sabuk kuiper yang Tersebar
Kepingan objek sabuk kuiper yang tersebar (SDO) yang
ditandai dengan eksentrisitas lebih besar dari pada objek
sabuk kuiper klasik, garis pemisah yang agak berubah-ubah ,
tapi 0,25 berada di tengah-tengah berbagai usulan . Nilai
sampai dengan 0,9 telah diamati, sesuai dengan aphelion
beberapa ratus AU. Ekstrem tersebut mungkin disebabkan
karena pertemuan bintang. SDOs yang juga memiliki berbagai
kecenderungan yang lebih besar dari obyek klasik, meluas di
atas 20. Sumbu semimajor mereka terutama lebih besar dari
35AU, meluas setidaknya 120 AU. Beberapa ratus SDOs
diketahui, meskipun pencarian kami sangat lengkap, sehingga
jumlah yang jauh lebih besar menunggu penemuan.
SDOs dengan perihelia kurang dari 35 AU bisa saja
memiliki objek sabuk kuiper klasik yang telah terganggu oleh
Neptunus. Semua itu dengan perihelia yang lebih besar bisa
meningkatkan primordial (kurun waktu yang berlangsung di
sekitar saat pembentukan tata surya, sekitar 4,6 miliar tahun
yang lalu) sebagai peningkatan jarak perihelion, yaitu mereka
bisa menjadi bebatuan es planetesimal yang tersebar oleh
planet raksasa di fase migrasi mereka, dengan migrasi ke luar
A S T R O F I S I K A 155
dari Uranus dan Neptunus membuat kontribusi yang terbesar.
Salah satu perkiraan teoritis adalah bahwa sekitar 30.000
planetesimal yang lebih besar dari 100 km tersebar keluar.
perkiraan ini, dan perkiraan lain, meramalkan penemuan
yang banyak.
Asal usul SDOs dan objek sabuk kuiper klasik
tampaknya tidak menjadi sangat berbeda . Keduanya bisa
mencampurkan populasi primordial dan populasi yang
tersebar . Hal ini tidak sepenuhnya dimengerti mengapa
karakteristik orbital mereka agak berbeda .
Sifat-sifat fisika objek sabuk kuiper
Albedo telah diperoleh dalam beberapa objek sabuk
kuiper. Di antara objek sabuk kuiper besar Pluto memiliki
geometris Albedo p yang bervariasi dari 0,5-0,7 seluruh
permukaannya, dan satelitnya Charon 0.38 . Varuna, sekitar
40 % dari radius Pluto, gelap, dengan p~0,07, tapi Eris (yang
gambar HST menunjukkan memiliki 20 % radius lebih besar
dari Pluto ) cerah, dengan p~0,9. albedo dari objek sabuk
kuiper lain sebagian besar terletak dalam jangkauan 0,04-
0,4. Sangat mungkin bahwa semakin tinggi albedo, objek yang
telah bertabrakan muncul kembali dengan bahan es segar.
Warna dari objek sabuk kuiper menunjukkan signifikan
keragaman, dari abu-abu netral melalui berbagai derajat
kemerahan, tidak berkorelasi dengan kecerahan atau orbit.
Beberapa menunjukkan fitur air - es, yang lain tidak. Suhu
permukaan 50 - 60K di bagian dalam sabuk E-K, tergantung
pada jarak dari matahari dan proporsi radiasi matahari
diserap (lihat persamaan 9.8). Suhu Internal objek sabuk
kuiper yang lebih besar bisa jauh lebih besar, karena Anda
akan melihat dalam Bagian 5.2.2.
A S T R O F I S I K A 156
Massa Eris akan segera ditentukan dari orbit satelitnya
Dysnomia, ditemukan pada tahun 2005 oleh teleskop Keck .
Kami kemudian akan dapat menghitung kepadatan dan
karenanya nya Komposisinya akan dibatasi .
Sebaik pemasokan SPCs, sebuah EKO juga dapat
dijelaskan seperti yang kita lihat, untuk satelit besar Neptunus
Triton, yang memiliki orbit yang khas (Bagian 2.3.1) dan
menyerupai Pluto. hal itu telah ditangkap dari sabuk, sebagai
beberapa satelit es - batu kecil.
A S T R O F I S I K A 157
BAB VIMETEORIT
A S T R O F I S I K A 158
6.1. METEORIT
Meteorit adalah contoh benda luar angkasa yang kita temukan di
Bumi, dan yang berasal dari sisa-sisa hancuran benda-benda lain di Tata
Surya, khususnya asteroid tetapi juga Mars dan Bulan.
Lebih dari 30000 meteor telah ditemukan. Meteor-meteor tersebut
sangat penting dalam membangun kronologi dari peristiwa-peristiwa di
Tata Surya, sifat dari peristiwa-peristiwa yang terjadi di tata surya, dan
komposisi Matahari ditambah keluarga-nya, sebagaimana yang anda lihat.
6.1.1. Meteor, Meteorit, Dan Micrometeorites
Anda mungkin telah melihat ' bintang jatuh ', seberkas cahaya terang
yang melintas di langit beberapa detik atau lebih sebelum menghilang .
Anda bahkan mungkin cukup beruntung untuk melihat contoh
spektakuler terang , yang disebut disebut bola api, atau bolide jika
meledak. Fenomena ini disebabkan oleh meteor, yakni benda kecil yang
telah memasuki atmosfer bumi dengan kecepatan tinggi, terutama di
kisaran 10-70 km/s. Kadang-kadang ledakan yang dihasilkan dengan
kecepatan supersonik dapat didengar manusia. Meteor mengionisasi saat
melewati atmosfir, dan permukaan meteor menjadi sangat panas. berkas
cahaya adalah cahaya dari ionisasi tersebut. Dalam atmosfir tersebut,
tubuh induk dari meteor biasanya berkurang dari beberapa milimeter
ukuran dari keseluruhannya.
Disebut Apa Badan-Badan Tersebut?
Badan semacam ini disebut micrometeoroid, atau debu jika lebih kecil
dari sekitar 0,01 mm (Bagian 6.1).
Kebanyakan meteor menguap sepenuhnya pada ketinggian di atas 60
km dari permukaan bumi. Meteor Yang ukurannya lebih lebar dan lebih
besar dari beberapa persepuluh meter ukuran seluruhnya, biasanya
mencapai tanah, dan kadang terpecah bela di atmosfer. Seperti yang Anda
A S T R O F I S I K A 159
lihat, sebuah fragmen, atau seluruh objek dari sepasang fragmen yang
datang, disebut meteorit. Meteorit yang terlihat jatuh dengan mengejutkan
, disebut meteorit kelompok “falls”, dan tidak ada keraguan bahwa
jatuhnya dari langit. Untuk beberapa meteorit kelompok “falls” ada
pengamatan yang cukup akurat melalui atmosfer untuk orbit yang telah
diperoleh. Orbit ini mirip dengan Neas , menunjukkan asal usul di sabuk
asteroid.
Hanya sekitar 1 dalam 20 dari meteorit yang telah ditemukan terlihat
jatuh. Sisanya telah ditemukan pada permukaan bumi beberapa waktu
kemudian. Tentu, ini disebut meteorit kelompok “finds”. Anda mungkin
bertanya-tanya mengapa batu di tanah harus dianggap telah jatuh dari
langit. Salah satu indikatornya adalah kerak fusi pada permukaannya
(pelat 25 ( a)). Ini adalah bukti perjalanan dengan kecepatan tinggi
melalui atmosfer. Beberapa meteorit terbakar dalam proses yang disebut
ablasi, dan kerak fusi dengan tebal beberapa milimeter atau lebih dimana
lapisan bahannya dimodifikasi oleh panas di permukaan atas sehingga
materi di bawah hampir murni. Namun, meskipun ini menunjukkan
bahwa meteorit telah tiba di suatu lokasi dengan cepat melalui atmosfer,
tidak menetapkan bahwa meteorit berasal dari ruang antar planet. Hal ini
dapat dipelajari dari studi rinci struktur dan komposisi, topik untuk Bagian
6.1.2.
Gurun dan lapisan es Antartika adalah tempat yang sangat baik untuk
menemukan meteorit , karena benda berbatu kecil di permukaan gurun
akan terlihat menonjol. Juga, di Antartika, arus es berkonsentrasi dari
meteorit ke gletser, dimana pada sublimasi berikutnya es memperlihatkan
bahwa meteorit telah lama terkubur.
Sebuah meteorit terfragmentasikan biasanya adalah dari urutan 10
sentimeter dari keseluruhannya, dan memiliki massa beberapa kilogram.
A S T R O F I S I K A 160
Badan induk yang lebih besar cenderung terfragmen, kecuali yang
sebagian besar komposisinya adalah besi ( Bagian 3.3.2). Sebagai contoh,
fragmen yang diketahui dari meteorit Murchison terlihat jatuh di dekat
kota Murchison di Australia pada tahun 1969 bermassa sekitar 500 kg.
Sebuah meteorit yang sangat besar diamati jatuh dekat kota Allende di
Meksiko, juga pada tahun 1969. Fragmen sebesar lebih dari 2000 kg telah
ditemukan . Baru-baru ini, pada tahun 2003, meteorit Park Forest diamati
memecah di atas wilayah dekat Chicago, USA.
Banyak fragmen, dengan masing-masing beberapa kilogram, telah
ditemukan. Diperkirakan bahwa tubuh induk memiliki massa 10 000-25
000 kg. Ini adalah meteorit kedelapan yang memiliki orbit yang
ditentukan dengan akurat. lebih besar dari meteorit, yang ditemukan
sebelumnya. Sebuah meteorit dari massa Murchison, atau lebih besar, akan
tiba di permukaan bumi kira-kira sekali sebulan, tetapi sebagian besar
meteorit di lautan, atau di daerah terpencil di mana mereka pergi belum
ditemukan .
Meteorit kecil lebih sering lagi ditemukan. ukurannya benar-benar
kecil, beberapa milimeter atau kurang dari ukuran seluruhnya, yang
ditempatkan dalam kategori terpisah yang disebut micrometeorit. Salah
satu jenisnya yang ditemukan dalam tumpukan sedimen di laut, di mana
sifat mereka diakui melalui bentuk bulat mereka. Mereka kembali padat
setelah meleleh di atmosfer, atau kembali padat setelah menetes dari
tubuh yang lebih besar. Pada ukuran di bawah sekitar 0,01 mm, jenis yang
paling umum ditemukan adalah jumlah partikel kecil yang sangat halus,
juga ditemukan dalam sedimen, tetapi juga dikumpulkan oleh pesawat
yang terbang tinggi. dimana telah melalui atmosfer bumi tanpa meleleh
karena mereka melambat sebelum mereka mencapai suhu leleh. Dalam
banyak kasus yang ditemukan fragmen-fargmen dari jumlah partikel-
A S T R O F I S I K A 161
partikel halus tersebut. Partikel debu ini mengapung dengan perlahan ke
Bumi, dan pada umumnya bahwa, jika Anda menghabiskan beberapa jam
keluar rumah, bahkan target kecil dimana Anda cenderung untuk
mengumpulkan hanya satu tetapi Sayang! Anda tidak mengenali materi
luar angkasa ini di antara semua debu asal darat yang Anda kumpulkan.
Secara keseluruhan, materi luar angkasa saat memasuki atmosfer bumi
dengan kecepatan sekitar 108 kg per tahun, terutama dalam bentuk meteor
benar-benar menguap.
Apa Ini Sebagai Sebagian Kecil Dari Massa Bumi ?
Ini hanya lebih dari 1 bagian dalam 1017 dari massa bumi. Lebih
banyak bukti bahwa meteorit dari semua kelas yang berasal dari non-
terrestrial berasal dari rasio isotop dengan unsur-unsur tertentu, seperti
oksigen. Rasio isotop yang sangat berbeda dari yang ditemukan di kerak
bumi, lautan, atmosfer, dan es Antartika. Dalam kebanyakan kasus rasio
non-terestrial konsisten dengan nilai-nilai Tata Surya umum. Namun,
dalam banyak meteorit ada butir refraktori kecil dengan rasio yang sangat
berbeda, menunjukkan bahwa butiran-butiran ini telah ada sebelum
lahirnya tata surya. Kisaran rasio isotop menunjukkan beberapa sumber,
termasuk kondensasi angin dari bintang-bintang raksasa merah dan dari
bahan yang dikeluarkan saat ledakan supernova. Unsur yang menonjol
dalam butiran-butiran ini adalah berlian berukuran beberapa nanometer,
tapi silikon karbida (SiC), grafit, dan korundum Al2O3 juga ditemukan.
Meteor yang pernah jatuh di bumi
Meteor atau sisa meteor jatuh dimungkinkan tersisa sangat banyak
dan tidak bercampur dengan batuan bumi. Bentuknya merupakan
potongan logam padat atau lebih berbatu. Beberapa mungkin memiliki
sidik tertentu seperti konstruk depresi, eksterior atau halus pada
permukaannya.
A S T R O F I S I K A 162
Berikut beberapa meteor yang pernah jatuh di bumi.
1. BOSUMTWI, GHANA
keterangan :
Terjadi 1,3 Juta tahun yang lalu
Ukuran tidak diketahui
Kekuatan saat menabrak permukaan tidak diketahui
Menghasilkan kawah dengan diameter 10,6km
dengan kedalaman 45m, saat ini kawah tersebut
menjadi sebuah danau.
A S T R O F I S I K A 163
2. DEEP BAY, CANADA
keterangan: Terjadi pada 100 juta tahun yang lalu Ukuran tidak diketahui Kekuatan saat menabrak permukaan tidak diketahui Menghasilkan kawah dengan diameter 13km dengan
kedalaman 220m, saat ini kawah tersebut menjadisebuah danau.
3. MISTASTIN LAKE, CANADA
keterangan:
Kapan Terjadi tidak diketahui Ukuran tidak diketahui Kekuatan saat menabrak permukaan tidak
diketahui Menghasilkan lubang mengaga dengan
diameter 24 km
A S T R O F I S I K A 164
4. KARA-KUL, TAJIKISTAN
keterangan: Terjadi pada 5 juta tahun yang lalu Ukuran tidak diketahui Kekuatan saat menabrak permukaan tidak diketahui Menghasilkan kawan selebar 25km
6.1.2. Struktur Dan Komposisi Meteorit
Meteorit di bagi menjadi 3 kelas utama yaitu :
1. Iron Meteorites (Meteorit Besi)
2. Stony Meteorites (Meteorit Batuan)
3. Stony-Iron Meteorites (Meteorit Batuan-Besi)
Pada gambar 3.1 menunjukan pengklasifikasian dalam relatif number
meteor yang mereka temukan ( penemu). Penemuan tesebut berdasarkan
observasi yang sangat mendukung. Besi sepert pada namanya, terdiri dari
seluruhnya dari zat besi,dan menyerupai kurang lebih seperti gumpalan
berkarat logam. Batu seperti namanya terlihat dangkal seperti halnya
batuan lainnya. Besi yang terlihat jauh lebih kuat dari batu, berdasakan
A S T R O F I S I K A 165
hasil penemuan lebih banyak pecahan meteorit besi di temukan dari pada
meteorit batu. Selanjutnya batu lebih cepat hancur terkikis dari pada besi.
1. IRON METEORITES (METEORIT BESI)
Meteorit besi, dinamakan demikian karena komposisi bahan
penyusunnya didominasi oleh besi. Ada juga campuran massa beberapa
% logam nikel , dan material penyusun lainnya yang sangat kecil
jumlahnya. Secara alami terjadi tersestrial besi yang hampir selalu
dikombinasikan dengan senyawa non-logam, dicurigai berasal dari luar
angkasa untuk besi yang juga, terutama sekali variasi geologi lingkungan
yang ditemukan pada besi. Kecurigaan ini memperkuat dengan
menggunting sebuah besi, disemir permukaan yang segar, kemudian
disketsa dengan asam dingin
Pola yang timbul akan seperti pada gambar 25(b). Pola yang didapat
ini disebut dengan pola Widmanstaten, sesuai nama sang penemu Alois
von Widmanstaten (1754-1849) seorang direktur perusahaan pekerjaan
porselin di Viena. Pola ini berbatasan dengan kristal- kristal yang sedikit
berbeda dalam kandungan nikel. Ukuran kristal yang besar bersal dari
pendiginan yang sangat lamban, 0.5-500 K/Ma, ini menandakan bahwa
pembekuan terjadi di bagian dalam sebuah asteroid pada lintasan sekitar
A S T R O F I S I K A 166
puluhan kilometer. Pendinginan yang terjadi pada bagian besi metalik
yang tipis di kulit bumi dan terjadi secara ekstrim/luar biasa.
2. STONY METEORITES (METEORIT BATUAN)
A S T R O F I S I K A 167
Sebagian besar meterit batuan merupakan jenis silikat, meskipun
besi berjumlah sedikit dan nikel biasanya ditambah zat lain.
Apa yang kamu tahu tentang unsur pokok utama dari batu – batu
besi?
Meteorit jenis batuan-besi ini mengandung batuan dan besi
dalam proporsi perbandingan yang hampir sama.
3. STONY-IRON METEORITES (METEORIT BATUAN-BESI)
(Meteorit batuan-besi adalah campuran dari jumlah yang kurang
lebih sama dari paduan besi-nikel dan silikat, dengan jumlah kecil dari
bahan lain (pelat 25 (c)). Mereka diduga berasal dari transisi zona di
asteroid yang membentuk inti besi dan mantel silikat, dan kemudian
terganggu oleh tabrakan.
Batu terdiri dari sekitar 95% dari semua jatuh Gambar 3.14) dan
mungkin dari semua meteorit. Meteorit Batuan memiliki dua tipe yaitu
chondrites dan achondrites.
Achondrites
Achondrites didefinisikan meteorit yang tidak mengandung chondrules
dan secara tampak tidak terlihat adanya logam atau sulfida logam.
Penampakannya juga mirip dengan batuan di permukaan bulan dan
planet kebumian. Umur batuannya sekitar 4,5 miliar tahun, batuan yang
A S T R O F I S I K A 168
lebih muda umurnya diperkirakan berasal dari materi yang dilontarkan
dari permukaan Mars.
Chondrites
disebut chondrites karna Sebagian besar batu meteorit ini memiliki
chondrules (pelat 25 (d)). Sebuah chondrule adalah kandungan bola-bola
silikat kecil yang terdapat pada meteorit batuan. Meteorit tipe ini
mengandung senyawa carbon, air, dan materi volatil lainnya dan memiliki
warna yang agak gelap. mereka diperkirakan telah dibentuk oleh flash
leleh rumpun silikat berdebu, peningkatkan suhu hingga lebih besar dari
sekitar 1500 K, diikuti dengan pendinginan cepat dari tetesan cairan.
Flash mencair bisa saja disebabkan oleh gelombang kejut menyebar
dari gelombang kepadatan spiral yang hadir selama pembentukan Tata
Surya (Bagian 2.1.2 dan 2.2.5), atau oleh muatan listrik dalam lembar
debu di nebula surya. Namun, beberapa chondrules mengundurkan ini
kemungkinan mekanisme (Bagian 3.3.3). Oleh karena itu, dampak antara
planetesimal atau embrio telah membangkitkan. Sebaliknya silikat luar
chondrules dibentuk oleh kondensasi gas nebula langsung ke fase padat.
Chondrules tidak ditemukan di batu darat.
Ordinary Chondrites (OCs) adalah jenis yang paling melimpah dari
chondrite ( Gambar 3.14 ) . dalam matriks di mana chondrules menempel
ada terdapat silikat , mencakup patah/retak chondrules , mineral yang
terbentuk kurang dari 1000 K , dan 5-15 % oleh paduan massa besi -
nikel. paduan lanjut membedakan kontrasepsi oral dari batuan terestrial.
carbonaceous chondrites ( CCS ) dibedakan oleh beberapa persen massa
dari bahan karbon , dan sampai sekitar 20 % air terikat dalam mineral
terhidrasi . Di antara bahan karbon banyak senyawa relevansi biologis ,
seperti asam amino , yang merupakan blok bangunan protein . ada bukti
bahwa sebagian dari banyak biomolekul ini mendahului pembentukan
A S T R O F I S I K A 169
matahari. Ini dari rasio isotop hidrogen 2H/1H , di mana 1H adalah isotop
umum dan 2H , deuterium D , jauh lebih langka.
Kehadiran komponen volatil menunjukkan bahwa CCS telah
mengalami sedikit pemanasan sejak terbentuk . Selain itu, tidak
sepenuhnya dipadatkan , menunjukkan bahwa mereka tidak pernah
dikompresi . Ini adalah dua indikator CCs yang belum pernah di interior
lebih dari seratus kilometer atau lebih di seluruh . Karena itu mereka
primitif , bahwa mereka telah sedikit berubah sejak pembentukan.
Yang paling primitif dari semua adalah C1 chondrites. Matriks sangat
kaya air dan lainnya mudah menguap . C1s terdiri dari sedikit lain, tapi
matriks - mereka hampir bebas dari chondrules , jadi mungkin
mendahului pembentukan chondrule . Bukti lebih lanjut bahwa C1s
adalah badan-badan primitif berasal dari jumlah relatif dari unsur-unsur
kimia di dalamnya . Terlepas dari penipisan hidrogen , helium , dan
elemen lain yang akan telah terkonsentrasi dalam fase gas dari nebula ,
kelimpahan di C1s mirip dengan yang diamati di bagian dari Matahari.
Hal ini menunjukkan bahwa meteorit ini tidak dibedakan dari tubuh,
karena pada fragmentasi ini akan menyebabkan perbandinggan non -
solar di setiap fragmen. Terutama sekali memelihara Meteorit primitif
adalah meteorit Tagish Danau yang terlihat jatuh di Kanada di danau beku
pada Januari 2000 ,dalam potongan-potongan sebesar 56 000 kg. dalam
potongan-potongan sebesar 56 000 kg. Ini Jenis C1 dan primitif subclass
CM lain. Orbitnya menunjukkan bahwa itu berasal dari sabuk asteroid
luar.
CCS lain juga memberikan komposisi yang cocok yang dekat dengan
Matahari, namun tidak sedekat C1s. Oleh karena itu, C1s tampaknya
memiliki sampel yang diubah dari bahan yang kental dari nebula surya
ketika tata surya terbentuk. Karena C1s tersedia untuk penelitian di
laboratorium, telah mereka gunakan untuk memperbaiki hubungan dari
A S T R O F I S I K A 170
semua elemen dalam Tata Surya, kecuali orang-orang yang sangat
fluktuatif atau berada dalam senyawa yang sangat volatile. Serta senyawa
volatil, CCS juga mengandung inklusi putih yang tidak teratur, biasanya
10 mm seberang, yang kaya non-volatile kalsium dan aluminium mineral
seperti korundum _Al2O3_dan perovskit _CaTiO3_. Tidak mengherankan
ini disebut kalsium - alumunium inklusi, CAIs, yang diperkirakan telah
terkondensasi dari nebula surya . Mereka jarang dalam kontrasepsi oral.
Radiometrik kencan (Bagian 3.3.3) menunjukkan bahwa chondrules
umumnya dipadatkan beberapa juta tahun setelah CAIs, sehingga
mencairnya CAIs mungkin menjadi sumber lebih lanjut dari chondrules.
Beberapa bukti pencairan CAIs.
Dating Meteorites
Terdapat berbagai peristiwa dalam kehidupan meteorit yang can be
dated tetapi kita harus berkonsentrasi pada dua hal yang paling penting:
pertama, the time that has lapsed since a meteorite, atau komponen di
dalamnya, yang secara kimiawi menjadi terpisah dari lingkungannya,
selalu hampir mengalami pembekuan, dan yang kedua, waktu dimana
meteorit mengarahkan menuju angkasa daripada dilindungi beberapa
overlying material.
Radiometric Dating
Radiometric dating adalah teknik yang penuh kekuatan yang dapat
diterapkan secara luas, yang dapat dilihat di bab-bab selanjutnya. Kita
mengenalkannya disini dalam konteks mengenai meteorit.
Bayangkan bahwa, pada isolasi bahan kimia, komponen dalam meteorit
yang termasuk mengandung butir-butir mineral, sebagai contoh, elemen
bahan kimia dari rubidium. Bagian terkecil dari aton rubidium menjadi
isotop tidak stabil 87Rb dimana radioaktif tersebut mengalami kerusakan
menjadi bagian yang tidak stabil dari isotop strontium .
87Rb
A S T R O F I S I K A 171
Dimana e adalah elektron yang dipancarkan dari inti 87Rb jadi
dikonversikan menuju inti nukleus 87Sr. Nomor nukleus 87Rb dikalikan
dengan kuadrat waktu kehilangan diperoleh
....................
Nilai 0 pada N0 t = 0 dan adalah waktu paruh dari 87Rb waktu dimana
N(87Rb) yang surut menjadi 1/e (=36,8%) yang bernilai t = 0. Asumsikan
bahwa pada awalnya tidak ada 87Sr di dalam komponen, tetapi dibangun
menjadi pengurangan 87Rb, dan tidak ada isotop lainnya yang lepas, tidak
ada pula yang ditambahkan, mineral apapun di dalam komponen.
Kuantitas relatif dari 87Sr dan 87Rb dari setiap perubahan dengan waktu
dalam bentuk mirror seperti pada Figure 3.15(a). Jika pada suatu saat kita
mengukur rasio N(87Sr)//N(87Rb), hal ini akan menunjukkan bahwa
berapa lama komponen tersebut terisolasi, yang menunjukkan waktu
hidup dari 87Rb. Waktu hidup telah diketahui, dan biasanya digambarkan
sebagai waktu paruh t1/2 – waktu dimana sebagian atom untuk membusuk.
Kita memiliki t1/2 = 0,693 . Untuk 87Rb, t1/2 = 48800 Ma, dengan
ketelitian per bagian.
Apa yang akan dihasilkan dari N(87Sr)//N(87Rb) setelah 48800 Ma,
dan setelah berlangsung dua kali?
Setelah 48800 Ma, akan menjadi sama dengan nomor dua isotop,
sehingga rasionya akan menjadi 1,0. Setelah waktu paruh lanjutan, 87Rb
akan terbagi dua kembali dan N(87Sr) lalu akan meningkat dari setengah,
sehingga rasio menjadi 1,5/0,5. Metode umum dari dating ini disebut
radiometrik dating. Jadi, dari pengukuran rasio isotop, dan mengetahui
waktu paruh dari isotop yang tidak stabil, kita dapat menghitung waktu
yang terlewati sejak isotop diisolasi.
A S T R O F I S I K A 172
Dalam praktek, banyak hal yang lebih kompleks karena strontium
kemungkinan besar siap untuk menjadi bagian yang dipisahkan. Empat
bagian isotop stabil, termasuk 87Sr, akan ada disana. Isotop akan dibangun
menjadi 87Sr yang rusak, sejumlah isotop stabil, termasuk 86Sr, adalah
konstan. Figure 3.15(b) menunjukkan bahwa terdapat banyak kelimpahan
rasio yang dapat diukur pada saat sekarang, sebagai contoh, dua kesatuan
mineral A dan B di dalam komponen yang berbeda inisial sumbangan dari
rubidium dan strontium. Nilai 0 pada N0 t = 0 – waktu dimana komponen
diisolasi. (N0 (86Sr tidak berubah). Garis arah menunjukkan penambahan
dalam radiogenik 87Sr relatif menuju 86Sr sebagai kekurangan 87Sr. Waktu
berlalu sejak isolasi adalah t. Hal penting yang diutamakan adalah is that
the slope of each dashed straight line shown is (et/ -1). Jadi, saat
mengetahui kita mendapatkan t dari lekukan. Karena setiap garis pada
Figure 3.15(b) adalah untuk memberikan nilai untuk t, yang disebut
isokron. Pertanyaan 3.12 memberikan kesempatan untuk membuktikan
lekukan isokron adalah (et/ -1).
Banyak radioaktif isotop yang digunakan untuk date meteorit. 87Rb-87Sr digunakan disini untuk ilustrasi karena kekurangan dari poin isotop
stabil poin terakhir adalah hal penting yang sederhana (equation (3.2)). Di
dalam perbedaan, kekurangan dari 238U untuk 206Pb isotop stabil poin
terakhir melibatkan banyak tingkatan, seperti 235U ke 207Pb. Paruh hidup
A S T R O F I S I K A 172
Dalam praktek, banyak hal yang lebih kompleks karena strontium
kemungkinan besar siap untuk menjadi bagian yang dipisahkan. Empat
bagian isotop stabil, termasuk 87Sr, akan ada disana. Isotop akan dibangun
menjadi 87Sr yang rusak, sejumlah isotop stabil, termasuk 86Sr, adalah
konstan. Figure 3.15(b) menunjukkan bahwa terdapat banyak kelimpahan
rasio yang dapat diukur pada saat sekarang, sebagai contoh, dua kesatuan
mineral A dan B di dalam komponen yang berbeda inisial sumbangan dari
rubidium dan strontium. Nilai 0 pada N0 t = 0 – waktu dimana komponen
diisolasi. (N0 (86Sr tidak berubah). Garis arah menunjukkan penambahan
dalam radiogenik 87Sr relatif menuju 86Sr sebagai kekurangan 87Sr. Waktu
berlalu sejak isolasi adalah t. Hal penting yang diutamakan adalah is that
the slope of each dashed straight line shown is (et/ -1). Jadi, saat
mengetahui kita mendapatkan t dari lekukan. Karena setiap garis pada
Figure 3.15(b) adalah untuk memberikan nilai untuk t, yang disebut
isokron. Pertanyaan 3.12 memberikan kesempatan untuk membuktikan
lekukan isokron adalah (et/ -1).
Banyak radioaktif isotop yang digunakan untuk date meteorit. 87Rb-87Sr digunakan disini untuk ilustrasi karena kekurangan dari poin isotop
stabil poin terakhir adalah hal penting yang sederhana (equation (3.2)). Di
dalam perbedaan, kekurangan dari 238U untuk 206Pb isotop stabil poin
terakhir melibatkan banyak tingkatan, seperti 235U ke 207Pb. Paruh hidup
A S T R O F I S I K A 172
Dalam praktek, banyak hal yang lebih kompleks karena strontium
kemungkinan besar siap untuk menjadi bagian yang dipisahkan. Empat
bagian isotop stabil, termasuk 87Sr, akan ada disana. Isotop akan dibangun
menjadi 87Sr yang rusak, sejumlah isotop stabil, termasuk 86Sr, adalah
konstan. Figure 3.15(b) menunjukkan bahwa terdapat banyak kelimpahan
rasio yang dapat diukur pada saat sekarang, sebagai contoh, dua kesatuan
mineral A dan B di dalam komponen yang berbeda inisial sumbangan dari
rubidium dan strontium. Nilai 0 pada N0 t = 0 – waktu dimana komponen
diisolasi. (N0 (86Sr tidak berubah). Garis arah menunjukkan penambahan
dalam radiogenik 87Sr relatif menuju 86Sr sebagai kekurangan 87Sr. Waktu
berlalu sejak isolasi adalah t. Hal penting yang diutamakan adalah is that
the slope of each dashed straight line shown is (et/ -1). Jadi, saat
mengetahui kita mendapatkan t dari lekukan. Karena setiap garis pada
Figure 3.15(b) adalah untuk memberikan nilai untuk t, yang disebut
isokron. Pertanyaan 3.12 memberikan kesempatan untuk membuktikan
lekukan isokron adalah (et/ -1).
Banyak radioaktif isotop yang digunakan untuk date meteorit. 87Rb-87Sr digunakan disini untuk ilustrasi karena kekurangan dari poin isotop
stabil poin terakhir adalah hal penting yang sederhana (equation (3.2)). Di
dalam perbedaan, kekurangan dari 238U untuk 206Pb isotop stabil poin
terakhir melibatkan banyak tingkatan, seperti 235U ke 207Pb. Paruh hidup
A S T R O F I S I K A 173
dari kekurangan ini adalah 4470 Ma dan 704 Ma berturut-turut, dan
diketahui untuk ketelitian yang tinggi dibandingkan dengan paruh hidup87Rb-87Sr.
Umur paling tua dari radiometrik memperoleh beberapa bagian
dalam sistem tata surya adalah untuk CAI dan chondrules dalam meteorit,
4570 Ma. Umur ini telah ditetapkan dari 238U-206Pb dan kekurangan
lainnya. Hal ini digunakan untuk menjadi umur sistem tata surya.
Chondrules mendekati 2 Ma lebih muda dibandingkan dengan CAI. Untuk
menentukan perbedaan umur yang kecil diantara dua umur yang besar
digunakan paruh hidup isotop. Sebagai contoh, kekurangan 26Al untuk26Mg dengan paruh hidup hanya 0,73 Ma, lebiih cepat dibandingkan
dengan kekurangan dari 238U. Jadi, dengan membandingkan kepastian dan
bagian isotop magnesium dari CAI dan chondrules kita mendapatkan
perbedaan umur dengan ketelitian yang masuk akal. Penjelasan tersebut
tidak perlu diperhatikan. Dicatatkan bahwa kehadiran dari paruh hidup
isotop, disimpulkan dari produk yang dihasilkan, diindikasikan bahwa CAI
terpisah diantara beberapa juta tahun dari paruh hidup isotop yang
ditimbulkan dalam bintang-bintang. Selanjutnya, CAI dan chondrules
tidak dapat diselamatkan dalam isolasi untuk beberapa juta tahun lagi, and
juga formasi dari induk meteorit harus fairly rapid. Hal ini konsisten
dengan skala waktu dari formasi planetesimal di Chapter 2. Some
separation ages are younger, tetapi yang paling sedikit adalah 1600 Ma.
Umur paling muda ini adalah hasil dari beberapa pelelehan atau
vaporisasi dari pemasangan ulang jam radiometrik.
Asal - Usul Meteorit
Meteorit dalam perjalanan sejarah tata Surya memiliki peran
penting, karena ia merupakan alat utama dalam memahami sejarah Tata
Surya. Komposisi meteor merekam proses geologi di masa lalu yang terjadi
A S T R O F I S I K A 174
saat mereka masih bersatu dengan induknya (tubuh utamanya). Maksut
induk atau tubuh utama disini adalah ada sbeuah asteroid yang kemudian
ketika terjadi tabrakan melontarkan sejumlah materi keluar dan materi
yang terlontar inilah yang kita kenal sebagai meteorit. Masalahnya,
astronom seringkali gagal untuk menemukan induk si meteorit yang
umum ditemukan di Bumi sehingga tak bisa diketahui spesimen asal si
meteorit pada sabuk asteroid. Chondrites umum merepresentasikan 75%
dari seluruh meteorit yang berhasil ditemukan.
Untuk menemukan asal sumber meteorit, astronom harus
membandingkan spektrum spesimen meteorit dengan asteroid yang
diamati. Ini sulit, karena setelah terlontar keluar, proses yang berlangsung
di dalam meteorit dan di dalam asteroid yang jadi induknya sudah
berbeda. Umumnya, permukaan sering mengalami perubahan akibat
proses “cuaca angkasa”, yang berasal dari pergerakan mikrometeorit dan
angin matahari. Kedua komponen ini secara progresif merubah spektrum
permukaan asteroid, sehingga spektrumnya jadi berbeda dari meteorit
yang yang terkait dengannya.
Sama halnya seperti induk orbit Tagish Lake (Bagian 6.1.2),
petunjuk tentang asl usul meteorit didapat dari beberapa induk meteorit
terkenal, yang menyerupai orbit Neas ( Bagian 6.1.1 ).
Hal Apa Yang Menunjukkan Bahwa Wilayah Tersebut Adalah Sumber
Meteorit ?
Kita dapat mengetahui bahwa wilayah tersebut merupakan
sumber meteorit berdasarkan inti asli pada sabuk asteroid. usia paparan
sinar kosmik yang pendek pada bebatuan mendukung kesimpulan ini,
usianya konsisten dengan tingginya tingkat tumbukan yang terjadi dalam
sabuk asteroid, yang secara terus menerus membebaskan bahan yang tak
terkena cahaya, dan dalam waktu yang relatif singkat banyak meteoroid
A S T R O F I S I K A 175
yang dihasilkan akan bertabrakan dengan Bumi. Banyak meteorit yang
menunjukkan bukti terjadinya gangguan tumbukan, terutama mineral
yang telah terbuang, dan dalam struktur yang menunjukkan fragmen2
yang patah yang telah disemen/menyatu bersama-sama. Kadang-kadang
fragmen2 ini terlihat berasal dari benda yang berbeda, atau subjek dalam
proses yang berbeda. Untuk mendapatkan Meteoroid dari sebuah orbit
dengan sabuk asteroid yang berdekatan dengan orbit Bumi, biasanya orbit
tersebut memerlukan bantuan dari jupiter, atau kadang-kadang Mars,
ketika meteorit tersebut menemukan sebuah mmr. hal seperti ini terus
terjadi karena migrasi orbital yang disebabkan oleh efek Yarkovsky
(Bagian 3.1). Dari sekitar 30.000 meteorit yang dikenal, hampir
semuanya terlihat seperti fragmen asteroid.
Bukti lain yang menunjukkan bahwa meteorit berasal dari
asteroid adalah dengan membandingkan membandingkan spektra
reflektansi dari berbagai kelas asteroid dan kelas meteorit. Seperti
disebutkan dalam Bagian 3.1.6, ada hubungan yang jelas telihat antara
CC dan kelas asteroid C yang melimpah. CCS merupakan fragmen dari
tumbukan asteroid yang tidak pernah cukup panas untuk menghilangkan
bahan karbon dan mineral yang terhidrasi, dan sangat jauh berbeda
dengan dingin. Induk asteroid juga kemungkinan merupakan fragmen
dari benda yang tidak panas/dingin. Di sabuk luar kita melihat asteroid
kelas C dalam sebuah susunan, menunjukkan bahwa pada susunan ini
asteroid besar menghindari perbedaan, mungkin karena pemanas induksi
magnetik yang lemah (Bagian 3.1.6), dan rendahnya porsi dari bahan batu
dan besi, yang akan memberikan lebih sedikit pemanasan accretional dan
radioaktif. Dari posisinya pada sabuk luar kemungkinan untuk transfer
ke dekat orbit bumi menjadi sangat rendah, yang menjelaskan mengapa
kelas C asteroid yang umum/banyak, tetapi meteorit yang sesuai, CC,
jarang terjadi/ada.
A S T R O F I S I K A 176
Ada juga korespondensi yang jelas antara besi dan asteroid
kelas M yang langkah. seperti yang ditunjukkan dalam Bagian 3.1.6, awal
dari sejarah tata Surya pada Sistem asteroid yang lebih besar (sekitar
beberapa ratus kilometer, atau lebih besar) bisa menjadi cukup jelas untuk
membedakan sepenuhnya atau sebagian. Gambar 3.16 menunjukkan hasil
dari struktur berlapis dalam sebagian kasus yang berbeda. Pola
Widmanstatten pada besi merupakan indikasi dari pendinginan lambat
yang terjadi pada inti besi dari sebuah asteroid besar. Fragmentasi asteroid
dapat mengekspos inti, yang kemudian bisa dipecah-pecah dengan
sendirinya. Inti, atau fragmen nya, adalah asteroid kelas M, dan fragmen
yang lebih kecil adalah induk dari meteorit besi. Sebuah komplikasi adalah
bahwa silikat yang kaya magnesium yang disebut enstatite bisa bercampur
dengan besi-nikel dengan sendirinya. Oleh karena itu, beberapa asteroid
kelas M mungkin merupakan campuran besi-nikel dengan jenis silikat ini.
Penanggalan radiometrik dari besi besi menunjukkan bahwa asteroid
induk terbentuk, pada awal sejarah tata surya, hanya 5-10 Ma setelah
CAIs.
Stony - besi menunjukkan beberapa korespondensi dengan
asteroid kelas S.
Kemungkinan Mengenai Asal Sebuah Asteroid ?
Asteroid bisa berasal dari permukaan antara inti besi dan
mantel silikat (sebagian) dari asteroid yang berbeda, di mana silikat dan
besi dicampur. Hanya ada beberapa asteroid yang cocok dengan
achondrites. subkelompok achondrite terbesar terdiri howardites, eucrites,
dan diogenites, disebut subkelompok HED. subkelompok Ini terdiri dari
silikat seperti feldspar dan piroksen (Tabel 2.3 dan 6.1). Dalam sebuah
asteroid silikat ini akan diproduksi oleh mencairnya silikat induk,
terutama olivin dan piroksen (Tabel 6.1).
A S T R O F I S I K A 177
Diikuti oleh diferensiasi, dengan silikat baru muncul ke
puncak, yang merupakan basal (feldspar + piroksen), dan besi metalik
yang tenggelam untuk membentuk inti. Hal ini memerlukan sebuah
asteroid lebih dari beberapa ratus kilometer, kondisi yang diperlukan (tapi
tidak cukup) untuk diferensiasi yang (hampir) lengkap, sehingga silikat
achondrite berada di permukaan dan besi metalik dalam inti. HEDS
menunjukkan pertandingan spektral yang baik dengan asteroid kelas V
yang langkah, yang meliputi Vesta, dengan radius rata-rata 256 km, dan
beberapa asteroid kecil, mungkin fragmen tabrakan. Gambar HST Vesta
menunjukkan kawah besar (Gambar 3.6 (a)) yang bisa menghasilkan
sejumlah besar HEDS, pendapat ini didukung oleh beberapa orbit HED
yang dikenal sebagai mirip dengan Vesta. Kepadatan tertinggi Vesta
(Bagian 3.1.5) konsisten dengan inti besi yang cukup. Penanggalan
radiometrik dari HEDS menunjukkan pembentukan inti dalam 4 Ma
pembentukan CAI. Beberapa achondrites yang bukan HEDS bisa berasal
dari diferensiasi interior asteroid sebagian (Gambar 3.16) yang mengalami
gangguan tabrakan.
Basal meteorit langka (NWA011) mungkin berasal dari
asteroid Magnya yang tampaknya memiliki permukaan basal, dalam hal
ini Magnya adalah wilayah diferensiasi.
A S T R O F I S I K A 178
(Gambar 3.1.6 sebuah asteroid diferensiasi sebagian,yang
menunjukkan wilayah asal dari berbagai jenis meteorit)
Chondrites biasa merupakan Kelas yang paling umum dari meteorit
chondrite, OC (Gambar 3.14), di mana silikat yang sebagian besar terdiri
dari piroksen dan olivin, dan (termasuk zat yang mudah menguap) dengan
komposisi unsur yang mirip dengan Matahari. Hal ini menunjukkan
bahwa bahan-bahan ini berasal dari non-diferensiasi bahan asteroidal.
Terlepas dari susunannya, pada tahun 1993 ditemukan sebuah asteroid
yang menghasilkan spektral yang baik. Ini adalah Boznemcova, dan
jaraknya hanya 7 km. kandidat Asteroid lainnya adalah kelas Q, meskipun
kelas ini sedikit jumlahnya.
Calon kadidat utama yang menjanjikan adalah kelas S asteroid
Hebe, dengan sumbu semimajor 2,43 AU yang terletak di sabuk utama.
radius rata-rata sekitar 90 km, dan pada tahun 1996 spektrum
permukaannya dicocokkan dengan dari subclass- jenis H yang berjumlah
A S T R O F I S I K A 178
(Gambar 3.1.6 sebuah asteroid diferensiasi sebagian,yang
menunjukkan wilayah asal dari berbagai jenis meteorit)
Chondrites biasa merupakan Kelas yang paling umum dari meteorit
chondrite, OC (Gambar 3.14), di mana silikat yang sebagian besar terdiri
dari piroksen dan olivin, dan (termasuk zat yang mudah menguap) dengan
komposisi unsur yang mirip dengan Matahari. Hal ini menunjukkan
bahwa bahan-bahan ini berasal dari non-diferensiasi bahan asteroidal.
Terlepas dari susunannya, pada tahun 1993 ditemukan sebuah asteroid
yang menghasilkan spektral yang baik. Ini adalah Boznemcova, dan
jaraknya hanya 7 km. kandidat Asteroid lainnya adalah kelas Q, meskipun
kelas ini sedikit jumlahnya.
Calon kadidat utama yang menjanjikan adalah kelas S asteroid
Hebe, dengan sumbu semimajor 2,43 AU yang terletak di sabuk utama.
radius rata-rata sekitar 90 km, dan pada tahun 1996 spektrum
permukaannya dicocokkan dengan dari subclass- jenis H yang berjumlah
A S T R O F I S I K A 178
(Gambar 3.1.6 sebuah asteroid diferensiasi sebagian,yang
menunjukkan wilayah asal dari berbagai jenis meteorit)
Chondrites biasa merupakan Kelas yang paling umum dari meteorit
chondrite, OC (Gambar 3.14), di mana silikat yang sebagian besar terdiri
dari piroksen dan olivin, dan (termasuk zat yang mudah menguap) dengan
komposisi unsur yang mirip dengan Matahari. Hal ini menunjukkan
bahwa bahan-bahan ini berasal dari non-diferensiasi bahan asteroidal.
Terlepas dari susunannya, pada tahun 1993 ditemukan sebuah asteroid
yang menghasilkan spektral yang baik. Ini adalah Boznemcova, dan
jaraknya hanya 7 km. kandidat Asteroid lainnya adalah kelas Q, meskipun
kelas ini sedikit jumlahnya.
Calon kadidat utama yang menjanjikan adalah kelas S asteroid
Hebe, dengan sumbu semimajor 2,43 AU yang terletak di sabuk utama.
radius rata-rata sekitar 90 km, dan pada tahun 1996 spektrum
permukaannya dicocokkan dengan dari subclass- jenis H yang berjumlah
A S T R O F I S I K A 179
sekitar 40 %. Selain itu, orbit Hebe berjarak 03:01 resonansi dengan
Jupiter (Gambar 3.1), sehingga chip permukaannya akan mudah
menemukan jalan ke Bumi. Beberapa OCs lainnya bisa berasal dari zona
terluar dari sebuah asteroid diferensiai sebagian (Gambar 3.16). asteroid
kelas S lainnya bersumber pada OCs juga. Kelas S memiliki jumlah sekitar
80 % dari sabuk utama bagian dalam (Gambar 3.8), dimana ada akses
langsung untuk Bumi.
Asteroid ini memiliki spektrum yang dalam beberapa kasus yang
cocok untuk OCs, tetapi dalam banyak kasus hanya terlihat fitur spektral
dari piroksen dan olivin. Namun, telah terbukti bahwa ruang pelapukan
oleh radiasi UV matahari, pemboman micrometeorite, dan sinar kosmik,
bahan OC yang lebih gelap dan merah, dan bahwa permukaan murni dari
sebuah asteroid kelas S harus benar-benar cocok dengan interior OC. Misi
NEAR terhadap asteroid kelas S Eros telah menunjukkan bahwa asteroid ini
memiliki komposisi yang sama seperti OCs.
Meteorit Mars Dan Bulan
Pada pertengahan tahun 2006, terdapat 34 meteor yang ditemukan
oleh para ahli dimana rasio isotop oksigen yang seluruh kelompoknya
non-terestial, dan cukup mirip untuk menyatakan asal usul secara umum.
Masing-masing isinya seperti mineral yang berasal dari letusan gunung
berapi dengan usia pembekuan berkisar 165-1360 Ma.
(Kecuali, ALH84001, yang memiliki usia pembekuan 4500
Ma). Disaat sebuah tubuh induk extraterrestrial yang dapat
menghasilkan lelehan batu pada permukaannya melalui proses
vulkanis Tahun 1380 Ma yang sudah lalu. Ia juga telah menjadi relatif
dekat, dan pada bagian atmosfir yang paling tipis menyebabkan
meteorit yang sangat besar bertabrakan sehingga permukaan material
meteorite terlempar ke ruang antar planet. Di antara para planet
A S T R O F I S I K A 180
terdekat lainya, terkini hanya Venus dan Mars yang mempunyai proses
vulkanis yang begitu kompratitif .
Venus Telah Tersingkir,. Mengapa?
Venus memiliki atmosfer sangat tebal, sehingga menghambat
batuannya terlepas keluar. Juga, tabrakan dalam Venus yang begitu
hebat dapat membuat tiap batuannya menjadi komplit, atau menjadi
sebuah penanda tabrakan yang hebat, dan hal ini tidak terlihat.
Sehingga Mars dianggap menjadi satu-satunya yang dapat
digunakan. karna Mars merupakan tubuh induk yangsangat kuat yang
ditunjukkan oleh gas yang terperangkap dalam salah satu meteorit,
EETA 79001 - pada pertengahan tahun 1980 ini telah
ditunjukkan mempunyai komposisi serupa dengan atmosfer mars, dan
tidak seperti asal usul yang masuk akal. Baru-baru ini, pengembangan
penjelajahan Mars, peluang ditemukannya batu dengan komposisi
mineral sangat mirip dengan EETA 79001. Meteorit lain dalam
kelompok ini telah telah menunjukan karakteristik seperti pada Mars.
Meteorit Mars yang memberikan kita informasi penting tentang Mars,
dapat kita lihat didalam bab selanjutnya.
Apa Jenis Tabrakan Di Mars Yang Diperlukan Untuk Memberikan
Bukti Adanya Meteorit Martian?
Model komputer menunjukkan tabrakan yang akan menghasilkan
kawah sekitar 3 km yang akan mengeluarkan jutaan bit kerak Martian
ke dalam ruang cukup besar untuk membentuk meteoroid- meteoroid
berukuran lebih dari pada debu, dan dengan dampak peleburan dapat
diabaikan. Setelah ledakan berat, yang berakhir kira-kira 3900 Ma lalu,
sebuah kawah Martian sekitar 3 km akan tercipta pada interval rata
0,2-Ma, yang membawa kepada perkiraan dari beberapa pendaratan
A S T R O F I S I K A 181
meteorit per tahun di Bumi, tentu cukup untuk dijadikan sebagai
sampel kecil yang telah ditemukan. Tetapi sekurang-kurangnya
setengah kerak Martian yang telah dibentuk sekitar 4000 Ma lalu, jadi
mengapa sebagian usia meteorite jauh lebih muda?. Satu penjelasan
kerak Martian yang lebih tua, yang telah terkena pengeboman meteorit,
telah mengembang menjadi sebuah lapisan tebal dari reruntuhan yang
terlepas dan debu (regolith) yang terlindungi. Selain itu, atau sebagai
alternatif, yang meluas dari kehadiran sedimen di daerah yang lebih
tua dapat menjadi sebuah pelindung.
Hampir 100 meteorit dari bulan juga telah ditemukan, yang
sebagian besar asal usul keseluruhannya hanyalah imajinasi belaka
karena kesamaan komposisi dengan contoh permukaan Lunar yang
telah kembali ke bumi oleh ekspedisi Lunar. Selanjutnya Bahan
material dari bulan sebagian besar banyak ditemukan di bumi. Ini
adalah benda kaca bulat, biasanya 10 mm ukurannya, dengan
menganggap vulkanis atau asal ledakan yang melebur.
Bulan memiliki jarak yang sangat dekat dengan bumi daripada
Mars. Oleh karena itu dapat menimbulkan teka-teki mengapa meteorit
bulan tidak jauh lebih dari salah satu model mars yang
memprediksikan rasio sekitar 100:1.
Sumber-Sumber Micrometeorites
Kebanyakan micrometeorites berasal dari pecahan/ bongkahan
dalam ruang yang ukurannya kurang dari beberapa milimeter. Sebagian
besar bagian tubuh micrometerorites ini benar-benar menguap di
atmosfer Bumi seperti halnya untuk sebagian besar meteor . Oleh
karena itu, jika kita dapat menemukan sumber/ asal-usul dari meteor
kita juga akan menemukan sumber/asal-usul (s) dari micrometeorites.
A S T R O F I S I K A 182
Jika Anda keluar di malam yang gelap, saat itu hampir setiap hari
dalam setahun Anda akan melihat rata-rata sekitar 10 meteor per jam.
Pada atau sekitar beberapa tanggal tertentu, sama setiap tahunnya,
terjadi peningktan tiap jamnya. Angka ini ditingkatkan disebut hujan
meteor. Hanya berapa banyak yang lebih besar mengalami peningkatan
per jamnya yang menjadi hujan dengan variasi berbeda dari tahun ke
tahun, tetapi yang luar biasanya, dapat mengalami peningkatan dalam
beberapa tahun lebih dari 105 meteor per jam yang dapat diamati ini
yang disebut dengan badai meteor.
Pengamatan menunjukkan bahwa hujan meteor hampir sama di
berbagi orbit pada umumnya, dan bagi banyak hujan orbit ini adalah
sama dengan orbit komet yang kita kenal. Dalam kasus lain orbit
menunjukkan sumber asteroidal. Ada 19 hujan meteor utama. Tabel 3.1
menunjukan daftar enam hujan meteor yang terkuat, dengan tanggal
dan komet atau asteroid yang terkait.
A S T R O F I S I K A 182
Jika Anda keluar di malam yang gelap, saat itu hampir setiap hari
dalam setahun Anda akan melihat rata-rata sekitar 10 meteor per jam.
Pada atau sekitar beberapa tanggal tertentu, sama setiap tahunnya,
terjadi peningktan tiap jamnya. Angka ini ditingkatkan disebut hujan
meteor. Hanya berapa banyak yang lebih besar mengalami peningkatan
per jamnya yang menjadi hujan dengan variasi berbeda dari tahun ke
tahun, tetapi yang luar biasanya, dapat mengalami peningkatan dalam
beberapa tahun lebih dari 105 meteor per jam yang dapat diamati ini
yang disebut dengan badai meteor.
Pengamatan menunjukkan bahwa hujan meteor hampir sama di
berbagi orbit pada umumnya, dan bagi banyak hujan orbit ini adalah
sama dengan orbit komet yang kita kenal. Dalam kasus lain orbit
menunjukkan sumber asteroidal. Ada 19 hujan meteor utama. Tabel 3.1
menunjukan daftar enam hujan meteor yang terkuat, dengan tanggal
dan komet atau asteroid yang terkait.
A S T R O F I S I K A 182
Jika Anda keluar di malam yang gelap, saat itu hampir setiap hari
dalam setahun Anda akan melihat rata-rata sekitar 10 meteor per jam.
Pada atau sekitar beberapa tanggal tertentu, sama setiap tahunnya,
terjadi peningktan tiap jamnya. Angka ini ditingkatkan disebut hujan
meteor. Hanya berapa banyak yang lebih besar mengalami peningkatan
per jamnya yang menjadi hujan dengan variasi berbeda dari tahun ke
tahun, tetapi yang luar biasanya, dapat mengalami peningkatan dalam
beberapa tahun lebih dari 105 meteor per jam yang dapat diamati ini
yang disebut dengan badai meteor.
Pengamatan menunjukkan bahwa hujan meteor hampir sama di
berbagi orbit pada umumnya, dan bagi banyak hujan orbit ini adalah
sama dengan orbit komet yang kita kenal. Dalam kasus lain orbit
menunjukkan sumber asteroidal. Ada 19 hujan meteor utama. Tabel 3.1
menunjukan daftar enam hujan meteor yang terkuat, dengan tanggal
dan komet atau asteroid yang terkait.
A S T R O F I S I K A 183
Gambar 3.17 menunjukkan bagaimana komet menimbulkan hujan
meteor (kasus sumber asteroidal adalah sama). Partikel Rocky hilang oleh
komet dan awalnya tidak didapatkan lagi. Mereka diperkirakan mampu
merubah ukurannya dari partikel debu submicrometre, sampai beberapa
milimeter, dan kadang-kadang jauh lebih besar. Dengan setiap bagian dari
perihelion komet puing-puing menumpuk, dan berbagai gangguan secara
bertahap menyebar sepanjang dan setiap sisi orbit. Puing-puing bergerak
di sekitar orbit, dan ketika bumi berada pada atau dekat orbit komet pada
saat yang sama dengan puing-puing dapat menghasikan hujan. Variasi
dari tahun ke tahun adalah hasil dari suatu distribusi seragam dari puing-
puing sepanjang orbitnya. Asal hujan komet ini lebih banyak didukung
oleh perkiraan kepadatan partikel, yang diperoleh dari tingkat di mana
atmosfer bumi memperlambat mereka. Nilai dalam kisaran 10-1000 kg m-
3 diperoleh, menunjukkan ukuran kecil partikel debu yang dapat
menghasilkan komet.
Micrometeorites juga kehilangan jumlah/ukuran tubuh,
menunjukkan bahwa mereka adalah puing-puing komet yang telah
bertahan masuk atmosfer. Kemungkinan ini sangat didukung oleh
komposisi micrometeorites, yang sesuai dengan pengamatan terpencil
komet dan dengan pengukuran in situ dibuat oleh Giotto di debu hilang
A S T R O F I S I K A 183
Gambar 3.17 menunjukkan bagaimana komet menimbulkan hujan
meteor (kasus sumber asteroidal adalah sama). Partikel Rocky hilang oleh
komet dan awalnya tidak didapatkan lagi. Mereka diperkirakan mampu
merubah ukurannya dari partikel debu submicrometre, sampai beberapa
milimeter, dan kadang-kadang jauh lebih besar. Dengan setiap bagian dari
perihelion komet puing-puing menumpuk, dan berbagai gangguan secara
bertahap menyebar sepanjang dan setiap sisi orbit. Puing-puing bergerak
di sekitar orbit, dan ketika bumi berada pada atau dekat orbit komet pada
saat yang sama dengan puing-puing dapat menghasikan hujan. Variasi
dari tahun ke tahun adalah hasil dari suatu distribusi seragam dari puing-
puing sepanjang orbitnya. Asal hujan komet ini lebih banyak didukung
oleh perkiraan kepadatan partikel, yang diperoleh dari tingkat di mana
atmosfer bumi memperlambat mereka. Nilai dalam kisaran 10-1000 kg m-
3 diperoleh, menunjukkan ukuran kecil partikel debu yang dapat
menghasilkan komet.
Micrometeorites juga kehilangan jumlah/ukuran tubuh,
menunjukkan bahwa mereka adalah puing-puing komet yang telah
bertahan masuk atmosfer. Kemungkinan ini sangat didukung oleh
komposisi micrometeorites, yang sesuai dengan pengamatan terpencil
komet dan dengan pengukuran in situ dibuat oleh Giotto di debu hilang
A S T R O F I S I K A 183
Gambar 3.17 menunjukkan bagaimana komet menimbulkan hujan
meteor (kasus sumber asteroidal adalah sama). Partikel Rocky hilang oleh
komet dan awalnya tidak didapatkan lagi. Mereka diperkirakan mampu
merubah ukurannya dari partikel debu submicrometre, sampai beberapa
milimeter, dan kadang-kadang jauh lebih besar. Dengan setiap bagian dari
perihelion komet puing-puing menumpuk, dan berbagai gangguan secara
bertahap menyebar sepanjang dan setiap sisi orbit. Puing-puing bergerak
di sekitar orbit, dan ketika bumi berada pada atau dekat orbit komet pada
saat yang sama dengan puing-puing dapat menghasikan hujan. Variasi
dari tahun ke tahun adalah hasil dari suatu distribusi seragam dari puing-
puing sepanjang orbitnya. Asal hujan komet ini lebih banyak didukung
oleh perkiraan kepadatan partikel, yang diperoleh dari tingkat di mana
atmosfer bumi memperlambat mereka. Nilai dalam kisaran 10-1000 kg m-
3 diperoleh, menunjukkan ukuran kecil partikel debu yang dapat
menghasilkan komet.
Micrometeorites juga kehilangan jumlah/ukuran tubuh,
menunjukkan bahwa mereka adalah puing-puing komet yang telah
bertahan masuk atmosfer. Kemungkinan ini sangat didukung oleh
komposisi micrometeorites, yang sesuai dengan pengamatan terpencil
komet dan dengan pengukuran in situ dibuat oleh Giotto di debu hilang
A S T R O F I S I K A 184
oleh komet Halley. Komposisi mikrometeroit adalah sesuatu yang hampir
sama seperti CCs, meskipun cukup berbeda untuk menunjukkan sumber
selain kelas C asteroid. Oleh karena itu tampaknya bahwa sebagian besar
meteor, dan karenanya sebagian micrometeorites, berasal dari komponen
berbatu komet.
Dari meteor yang tidak termasuk hujan meteor, yang paling
dianggap puing-puing komet tidak lagi terkonsentrasi di sepanjang orbit
induk komet. Beberapa meteor memiliki kecepatan masukan yang begitu
tinggi (> 72 ms-1) bahwa mereka mungkin berasal dari luar tata surya.
Penafsiran ini didukung oleh fluks yang lebih besar dari kecepatan meteor
ketika bumi berada pada titik dalam orbitnya, ketika itu juga adalah
perjalanan dalam arah yang sama melalui Galaxy sebagai suatu tata surya
secara keseluruhan, atau perjalanan menuju bintang raksasa di dekatnya.
A S T R O F I S I K A 185
BAB VIIINTERIOR PLANET
A S T R O F I S I K A 186
INTERIOR PLANET DAN SATELIT: PEMODELAN UNTUK TIAP-TIAP
PLANET
PengantarModel yang diuraikan disini adalah interior tiap planet yang masihdipercaya oleh para ilmuan sampai dengan hari ini. Perkembangan dariinterior (keaadaan dalam) planet-planet tersebut sejak masa lampausampai hari ini serta sampai pada masa yang akan datang sebagian besardibahas pada bab-bab berikutnya sebab hal tersebut berkaitan dengankeadaan permukaan dan atmosfer.Pada bab sebelumnya dipaparkan tentang model interior planetyang memiliki fitur dasar, komposisi yang spesifik, temperatur, tekanan,dan kepadatan pada seluruh jari-jari pusatnya. Dengan adanya spesifikasidasar ini ,hal-hal lain akan berkaitan yaitu gerakan internal, medanmagnet dan sebagainya. Pemodelan tersebut dicapai melalui penerapanprinsip-prinsip fisika agar dapat ditentukan dan diamati sifat fisik daritiap planet, dan pemodelan tersebut divariasikan sampai kepada tingkatyang dapat diterima melalui kesepakatan-kesepakatan pengamatan yngdiperoleh. Hal tersebut sering kali terjadi, bahwa berbagai model dapatdibuat agar sesuai dengan rentangan data hasil pengamatan. Rentangdata teersebut tidak akan sesuai (akan melebar) jika data yang diperolehtidak pasti. Atau jika salah satu data tidak diperoleh. Seperti untuk datayang berkaitan dengan gempa. Oleh karena itu pemodelan ini tidakdikhususkan, meskipun fitur pemodelan tersebut tidak diragukan.Dalam mempertimbangkan bagian-bagian dari masing-masingplanet, bukan menjadi hal yang mudah , hal tersebut akan menjadi tugas
A S T R O F I S I K A 187
yang sangat panjang untuk mengaitkan secara keseluruhan berbagai fiturdari sebuah pemodelan yang didapat dari data pengamatan dan dataeksperimen yang mampu mendukung hal itu. Oleh karena itu, kita hanyaakan menyoroti sebagian kecil contoh dimana data tersebut cukup kuatuntuk menyugesti fitur model yang ada.7.1. Planet-Planet TerestrialGambar 5.1 menunjukan model interior keadaan dalam dariplanet-planet terrestrial dan yang menjadi sorotan utamanya ada padabagian masing-masing. Komposisi. Secara umum diluar dari kerak bumiterdapat mantel yang menutupi/menyelubungi pusat inti bumi.Perhatikan pada gambar lapisan-lapisan pada gambar 5.1, sangatpenting untuk mengetahui tentang bagian-bagian /lapisan-lapisantersebut melalui penampang volume bola yang ditampilkan sehinggamudah mendapatkan perbedaan (wrong impression) denganmembandingkan antara volume-volume lapisan yang berbeda tersebut.Sebagai contoh, dari tampilan luar mungkin tampak inti bumi ( intibagian dalam dan inti bagian luar) adalah lebih dari setengah bagiandari total volume bumi. Tetapi perbandingan yang sebenarnya adalah1/6 Sebuah gambaran yang lebih baik diperoleh dari perpotongan-perpotongan lancip (cutaway) yeng terlihat pada gambar 5.2.Dari keseluruhan planet teresterial, gambar tersebut memberikandata yang cukup untuk mengindikasikan (menunjukan) tentangpeningkatan kepadatan terhadap kedalamannya. Hal tersebutmengandung makna yang cukup untuk material pada bagianpermukaan, serta dapat ditemukan atau dilihat tingkatan tekanan padakedalamannya. Data tentang gaya gravitasi, yang diuraikan pada bagian
A S T R O F I S I K A 188
4.1 menjadi penting, dalam memberikan data atau profil tentangkepadatan planet. Sesuai dengan data hasil observasi, bagian-bagianplanet menunjukan hal yang berbeda dengan zat padat yang terkandungdidalamnya. Disana, silikat mendominasi lapisan luar, atau bagian yangkaya zat besi seperti besi suflida (FeS) mendominasi inti atau pusat.Oleh karena itu kita memiliki material batuan secara keseluruhan dilapisan luar.Perhatikan gambar!
A S T R O F I S I K A 189A S T R O F I S I K A 189A S T R O F I S I K A 189
A S T R O F I S I K A 190
Terlepas dari unsur kimia yang ada, lebih dari 90% massa darimasing-masing planet teresterial terdiri dari oksigen, besi, silikon,magnesium, dan sulfur,walaupun proporsi dalam kelompok planet-planet tersebutbervariasi. Ada diantara 15 unsur kimia yang paling berlimpah ditatasurya secara keseluruhan (tabel 1.5) Elemen-elemen berlimpah ditatasurya lainnya yang ada tapi tidak banyak, khususnya hydrogen, helium,carbon, nitrogen, dan neon. Hal ini di karenakan elemen-elemen murnitersebut atau senyawa-senyawa biasa meliputi material es, memilikikerapatan yang sangat rendah bahkan pada tekanan yang tinggi sesuaidata kepadatan planet. Hal tersebut menyebabkan kelangkaan senyawatersebut diplanet teresterial.
A S T R O F I S I K A 190
Terlepas dari unsur kimia yang ada, lebih dari 90% massa darimasing-masing planet teresterial terdiri dari oksigen, besi, silikon,magnesium, dan sulfur,walaupun proporsi dalam kelompok planet-planet tersebutbervariasi. Ada diantara 15 unsur kimia yang paling berlimpah ditatasurya secara keseluruhan (tabel 1.5) Elemen-elemen berlimpah ditatasurya lainnya yang ada tapi tidak banyak, khususnya hydrogen, helium,carbon, nitrogen, dan neon. Hal ini di karenakan elemen-elemen murnitersebut atau senyawa-senyawa biasa meliputi material es, memilikikerapatan yang sangat rendah bahkan pada tekanan yang tinggi sesuaidata kepadatan planet. Hal tersebut menyebabkan kelangkaan senyawatersebut diplanet teresterial.
A S T R O F I S I K A 190
Terlepas dari unsur kimia yang ada, lebih dari 90% massa darimasing-masing planet teresterial terdiri dari oksigen, besi, silikon,magnesium, dan sulfur,walaupun proporsi dalam kelompok planet-planet tersebutbervariasi. Ada diantara 15 unsur kimia yang paling berlimpah ditatasurya secara keseluruhan (tabel 1.5) Elemen-elemen berlimpah ditatasurya lainnya yang ada tapi tidak banyak, khususnya hydrogen, helium,carbon, nitrogen, dan neon. Hal ini di karenakan elemen-elemen murnitersebut atau senyawa-senyawa biasa meliputi material es, memilikikerapatan yang sangat rendah bahkan pada tekanan yang tinggi sesuaidata kepadatan planet. Hal tersebut menyebabkan kelangkaan senyawatersebut diplanet teresterial.
A S T R O F I S I K A 191
Tabel 5.1 berikut menunjukan suhu, kepadatan (kerapatan)dan tekanan pada tiap kedalaman dibumi dan tabel 5.2 menunjukannilai bagian pusat dari semua planet terestrial dan bulan,. Catatantentang itu memberikan nilai-nilai gambaran, dan dengan nilai-nilaigambaran yang telah disepakati dan disetujui tersebut, memberikanmasukan bahwa adanya keadaan yang saling berhubungan dari ketigakuantitas pada table 5.2.Dan pada prinsipnya, jika kita mengetahui dua kuantitas yangada, maka kita dapat memperoleh dan memperhitungkan kuantitasyang ketiga. Namun persamaanya tidak dapat di ketahui dengan baik,disisi lain hal ini diakibatkan karena sebagian besar planet terrestrialterdiri dari campuran mineral dengan suatu proporsi yang tidak pasti,Sedangkan disisi lainhal tersebut diakibatkan oleh kondisi ekstrimpada bagian yang sangat dalam yang melampaui jangkauanpengamat(peneliti). Dengan menggunakan bantuan pendekatan yangadil(tepat), dapat membantu kita untuk memperkirakan interiorplanet terrestrial dengan mengabaikan pengaruh suhu padakepadatan .Pada kasus bumi, pengaruh kepadatan dan tekanan terhadapkedalaman relatif diketahui dengan pasti dari data pergerakan bumi(seismik) dan data lainnya. Keadaan suhu terhadap kedalaman,datanya jauh lebih buruk dan terbatas.Anda dapat melihat pada table 5.2 bahwa tekanan di sentrallebih besar, lebih besar dan padat pada bagian planet sesuai dengan
A S T R O F I S I K A 192
persamaan (4.12) (bagian 4.4.3) dalam table 5.1 tekanan dan suhumeningkat sesuai kedalaman.Mungkinkah ini sebaliknya?Dalam bagian 4.4.3 memperlihatkan bahwa tekanan harusnyameningkat bersama kedalaman dan pada bagian 4.5.4memperlihatkan adanya pertentangan, dengan waktu yang cukup,suhu akan menurun ketika beraada diluar pusat.Untuk temperature dan tekanan tertentu, suatu daerah yangberbentuk cair, tergantung pada zat-zat yang tergantung didalamnya.Pada tekanan tertentu titik leleh pada silikat mantel sedikit lebihrendah dari titik leleh besi murni (table 2.3). Namun, disisi lain jikaada sebagian kecil campuran zat lain dalam besi, maka akanmembalikan keadaan. Dan juga pada beberapa bagian dari planetpada gambar 5.1 hubungan antara mantel-inti juga ditunjukandengan keadaan padat-cair.Hanya pada tingkat yang sangat detail yang mampumemperlihatan selisih dari berbagai segi dari gambar 5.1 dan datapada table 5.1 dan 5.2.
A S T R O F I S I K A 193
a. BumiData pengamatan yang berkaitan dengan Bumi sangat banyak,hingga akhirnya dibatasi dengan ketat. Dengan banyaknya datagravitasi dan medan magnetic, sehingga kita bisa mengenalkomposisi permukaan Bumi, seperti rincian tingginya aktivitasgeologi. Bumi merupakan satu-satunya planet yang memiliki dataseismic sangat banyak dibandingkan benda lainnya yang tidakA S T R O F I S I K A 193
a. BumiData pengamatan yang berkaitan dengan Bumi sangat banyak,hingga akhirnya dibatasi dengan ketat. Dengan banyaknya datagravitasi dan medan magnetic, sehingga kita bisa mengenalkomposisi permukaan Bumi, seperti rincian tingginya aktivitasgeologi. Bumi merupakan satu-satunya planet yang memiliki dataseismic sangat banyak dibandingkan benda lainnya yang tidakA S T R O F I S I K A 193
a. BumiData pengamatan yang berkaitan dengan Bumi sangat banyak,hingga akhirnya dibatasi dengan ketat. Dengan banyaknya datagravitasi dan medan magnetic, sehingga kita bisa mengenalkomposisi permukaan Bumi, seperti rincian tingginya aktivitasgeologi. Bumi merupakan satu-satunya planet yang memiliki dataseismic sangat banyak dibandingkan benda lainnya yang tidak
A S T R O F I S I K A 194
memiliki data seismic sama sekali – Bulan. Gambar 5.3 menunjukkankecepatan gelombang P dan S terhadap kedalaman Bumi. Apakah batas-batas dalam model Bumi pada Gambar 5.1 sesuaidengan Gambar 5.3?Dalam gambar 5.1, Bumi dibagi menjadi kerak, mantel, inti luar,dan inti dalam sesuai dengan data seismic. Ada banyak bukti yangmenunjukkan adanya perubahan dalam komposisi Bumi. Hilangnyadata seismic gelombang S menunjukkan pada inti luar mengandungcairan (Bagian 4.3.1). kemunculannya pada bagian terdalammenunjukkan bagian inti yang padat.Di inti banyak mengandung besi, akibat kepadatan dalam intiyang ditunjukkan oleh data seismic dan gravitasi. Diantara logam lainnya, Mengapa besi sangat mendominasi?Besi sangat mendominasi karena kelimpahannya relatif tinggi diTata Surya. Meskipun besi sangat mendominasi pada bagian inti,namun masih terdapat 4% nikel dalam inti (mirip dengan meteoritbesi), meskipun komposisi inti dalam tetap. Sehingga inti luar harus10% lebih rendah dari inti dalam dan titik leleh pun harus lebihrendah. Berbagai unsur pokok lainnya selain nikel, terdapatbeberapa persen sulfide besi (FeS) atau bahkan besi hidrida (FeHx).Hidrida juga mengandung hidrogen yang setara dengan ±100 kaliyang ditemukan di lautan Bumi. Bagian inti padat karenakomposisinya sedikit berbeda dan tekanannya yang lebih tinggi(Gambar 4.11).Bagian luar inti yang cair membuat kuat medan magnet Bumitetap, yang dalam teori dynamo gerakan konvektif membutuhkan
A S T R O F I S I K A 195
cairan elektrolit/listrik (Bagian 4.2). kristalisasi besi dari inti luar keinti dalam dianggap sebagai sumber energi utama yang dibutuhkandi dasar inti luar untuk mempertahankan konveksi. Kristalisasi inimelepaskan kalor dan energi yang berbeda (Bagian 4.5). Hal ini jugamelepaskan unsur yang lebih ringan ke atas sehingga dapatmenaikkan konveksi. Diperkirakan inti padat belum mulai terbentuksampai tahun 1000 M yang lalu. Hal ini disebabkan kerugian darienergi awal dari inti telah mengurangi suhu dari inti ke titik di manaperubahan inti dimulai. Saat ini, jari-jari inti diperkirakanbertambah ±10 mm per abad (≈0.1 km per Ma). Pada jaman dulu,konveksi pada inti cair dapat dibantu dengan hilangnya panas keluar, dan ini masih membuat kontribusi konveksi signifikan tanpamemperhatikan kristalisasi.
A S T R O F I S I K A 196
Figure 5.3 kecepatan gelombang P dan S terhadap dengankedalaman BumiDalam mantel terdiri atas silikat, dan dari sampel mantel inidiketahui bahwa hampir seluruh dari mantel terdiri dari batu yangdisebut peridotite. Sebagian besar campurannya terdiri dari berbagaisilikat – sekitar 60% olivine (( , ) ), 36% pyroxene(( , , ) , dimana jarang terdapat logam Na, Al, atau Ti), dan4% lainnya silikat. Dari kedalaman sekitar 400 km sampai 1050 kmterdapat zona transisi yang kecepatan seismiknya bertahap (Gambar5.3) yang dapat dijelaskan dengan adanya perubahan yang bertahapdari mineral peridotit menjadi lebih tinggi kepadatan strukturkristalnya sehinggamenjadi lebih stabil pada tekanan tinggi. Efekperubahan tersebut sangat jelas pada kedalaman sekitar 410 km dan670 km. Perubahan ini terus turun ke inti, meskipun demikiankomposisi kimianya tetap sama. Perubahan kecepatan yang tajamterdapat pada kedalaman rata-rata sekitar 30 km yang menandai batasantara kerak benua dan mantel; kerak samudera sangat tipis yaitusekitar 5-10 km. ini adalah perubahan kimia, meskipun kerak, sepertimantel, didominasi oleh silikat.Data seismic menunjukkan berbagai struktur dalam mantel. Yangmenarik pada lapisan D” yang terdapat di titik terendah sekitar 400 km.Data tetap dengan silikat yang didominasi oleh ( , ) , dalamberbagai bentuk, termasuk mineral perovskit. Lapisan dalamdiindikasikan, dapat diperoleh dari lembaran litosfer Bumi (lihat dibawa) yang dibawah turun oleh konveksi mantel.
A S T R O F I S I K A 197
Mantel diperkirakan mengandung hidrogen yang setidaknyamenambah massa dalam lautan Bumi.Komposisi keseluruhan model Bumi banyak terdapat unsur-unsuryang belum stabil dari Tata Surya, seperti yang terlihat dalamchondrites biasa.Besi tidak dapat mewakili bagian kerak karenasebagian besar telah terkonsentrasi dalam inti. Komposisi kerak mudahdidapat, hal ini akan dibahas dalam Bagian 8. 1. 1.Tidak jauh dari bagian kerak – mantel, data seismic dalam Gambar5.3 menunjukkan lapisan dengan pergerakan yang relatif rendah, tetapitidak semua dari mantel atas, dan diperkirakan sampai pada kedalaman50-200 km. Hal ini menunjukkan bahwa di kedalaman ini bahanutamanya adalah plastic. Plastisitas ini konsisten dengan isostasy padasebagian besar kerak. Struktur termal yang memiliki konveksi sangatpadat ada di mantel. Konveksi yang dangkal di sekitar lapisan dengankecepatan yang rendah dan konveksi dengan skala yang lebih besarmungkin terjadi sampai ke inti. Seperti yang ditunjukan oleh lapisan D.Kedua jenis sel lapisan skematis diperlihatkan pada gambar 5.4. Daerahyang banyak mengandung plastic dari mantel merupakan astenofer(daribahasa Yunani “asteenes” yang berarti batu). Rata-rata ketebalannyasekitar 95 km, Dengan variasi local yang cukup besar. Perhatikan bahwapada batas litosfer – astenosfer ada perubahan dalam sifat dinamis danbukan dalam perubahan komposisi. Dalam litosfer perpindahan panassecara konduksi sedangkan pada astenosfer perpindahan panas terjadisecara konveksi. Konveksi pada bagian dalam permukaan bumi terjadimelalui gerakan litosfer yang merupakan lempengan tektonik. Litosferbumi dibagi menjadi beberapa pelat yang bergerak bersama satu sama
A S T R O F I S I K A 198
lain. Pada batas lempeng litosfer ada beberapa lempeng yang terjunmasuk ke batas lempeng litosfer lain yang sedang mengalir sehinggaterbentuk lempeng litosfer yang baru. Piring tektonik pada bagiangambar 8.1.2.yang penting adalah terlepas dari apakah konveksisehingga mencapai inti,piring litosfer pada kedalaman besar sebagaibagian dari gambar 5.4 merupakan konveksi dalam astenosfer Bumilitosfer yang padat.
Gambar 5.4 konveksi dalam astenosfer Bumi dan lapisan litosfer
A S T R O F I S I K A 198
lain. Pada batas lempeng litosfer ada beberapa lempeng yang terjunmasuk ke batas lempeng litosfer lain yang sedang mengalir sehinggaterbentuk lempeng litosfer yang baru. Piring tektonik pada bagiangambar 8.1.2.yang penting adalah terlepas dari apakah konveksisehingga mencapai inti,piring litosfer pada kedalaman besar sebagaibagian dari gambar 5.4 merupakan konveksi dalam astenosfer Bumilitosfer yang padat.
Gambar 5.4 konveksi dalam astenosfer Bumi dan lapisan litosfer
A S T R O F I S I K A 198
lain. Pada batas lempeng litosfer ada beberapa lempeng yang terjunmasuk ke batas lempeng litosfer lain yang sedang mengalir sehinggaterbentuk lempeng litosfer yang baru. Piring tektonik pada bagiangambar 8.1.2.yang penting adalah terlepas dari apakah konveksisehingga mencapai inti,piring litosfer pada kedalaman besar sebagaibagian dari gambar 5.4 merupakan konveksi dalam astenosfer Bumilitosfer yang padat.
Gambar 5.4 konveksi dalam astenosfer Bumi dan lapisan litosfer
A S T R O F I S I K A 199
b. VenusDalam ukuran kepadatan, venus hampir kembar dengan bumi .ketika suatu harga dibuat di venus untuk tekanan internal yang lebihrendah (karena kepadatan rata-rata yang lebih kecil dari jari-jari)sehingga kepadatan rata-rata terkompresi dan medekati, kepadatantersebuterupakan dasar yang lebih baik untuk membandingkankomposisi. Venus juga merupakan tetangga planet kita, sehinggatersedia banyak konstruksi bahan dari jenis yang sama dengan bumi.Berikut beberapa data yang sangat kuat untuk menynjukkan bahwainterior venus tidak jauh berbeda dengan interior bumi. Dan haltersebut tercermin dari pemodelan pada gambar 5.1. dukungan untukA S T R O F I S I K A 199
b. VenusDalam ukuran kepadatan, venus hampir kembar dengan bumi .ketika suatu harga dibuat di venus untuk tekanan internal yang lebihrendah (karena kepadatan rata-rata yang lebih kecil dari jari-jari)sehingga kepadatan rata-rata terkompresi dan medekati, kepadatantersebuterupakan dasar yang lebih baik untuk membandingkankomposisi. Venus juga merupakan tetangga planet kita, sehinggatersedia banyak konstruksi bahan dari jenis yang sama dengan bumi.Berikut beberapa data yang sangat kuat untuk menynjukkan bahwainterior venus tidak jauh berbeda dengan interior bumi. Dan haltersebut tercermin dari pemodelan pada gambar 5.1. dukungan untukA S T R O F I S I K A 199
b. VenusDalam ukuran kepadatan, venus hampir kembar dengan bumi .ketika suatu harga dibuat di venus untuk tekanan internal yang lebihrendah (karena kepadatan rata-rata yang lebih kecil dari jari-jari)sehingga kepadatan rata-rata terkompresi dan medekati, kepadatantersebuterupakan dasar yang lebih baik untuk membandingkankomposisi. Venus juga merupakan tetangga planet kita, sehinggatersedia banyak konstruksi bahan dari jenis yang sama dengan bumi.Berikut beberapa data yang sangat kuat untuk menynjukkan bahwainterior venus tidak jauh berbeda dengan interior bumi. Dan haltersebut tercermin dari pemodelan pada gambar 5.1. dukungan untuk
A S T R O F I S I K A 200
kesimpulan ini berasal dari tujuh pesawat luar angkasa soviet yangmendarat dipermukaan venus pada tahun 1970-an dan 1980-an. Enamjenis silikat ditemukan yang mellambangkan cekungan samudera bumidan yang ketujuh ditemukan dari jenis yang melambangkan bagian atasbumi. Dukungan lebih lanjut bias diharapkan dari data lapanganseismic, gravitasi, dan magnetic. Sayangnya, kita tidak memiliki dataseismic untuk venus. Dan hal ini sangat dekat untuk bola yang memilikidistribusi masa yang simetris dimana kendalanya ada pada datagravitasi yang sangat lemah untuk kepadatan terhadap kedalaman(table 4.2) simetri bola sebagian besar merupakan hasil dari rotasivenus yang paling lambat dari semua planet, yakni dengan perioderotasi 243 hari.Apakah hal itu relevan?Terdapat sedikit rotasi yang merata, yang menyebabkan adanyasimetri bola pada planet ini. Bukti interior panas tampak ditemukandari permukaan venus.Meskipun saat ini belum tampak adanya aktivitas geologi walaupunyang sangat sederhana, beberapa ratus juta tahun yang lalu, padapermukaan tampak bukti interior plastic, (bagian 8.2) tidak ada buktidari adanya lempeng tektonik dan sebagainya, sehingga litosfer sebagaitutup stagnan pada konveksi mantel.Dalam hal ini panas radiogenic diproduksi ditempat yang samaseperti di bumi, yang menghilang perlahan-lahan dan suhu internalyang meningkat. Efek dramatis pada permukaan diuraikan pada bagian8.2. interior venus lebih panas perkembangannya tidak bersesuaian darilempeng tektonik. Sehingga masih adanya kemungkinan bahwa inti
A S T R O F I S I K A 201
padat belum berkembang. Selain itu, mantel panas dapat mendorongkonveksi cairan besi pada inti.Medan magnet di planet venus sangat lemah dan hanya terdapatmomen dipole magnetid dengan batas atas yang sangat kecil (table 4.2) .dan hal itu bahwa tidak terdapat inti besi atau inti besi yang ada dalamkeadaan padat. Tidak adanya inti besi cair akan sangat mengejutkankarena venus memiliki ukuran luas dan massa yang sama dengan bumi.Seperti halnya cairan penghantar listrik, apa persyaratan lain untukmenghasilkan medan magnet internalnya?Arus konveksi dan rotasi yang cukup cepat dianggap perlu untukplanet (bagian 4.2). kita telah mengetahui bahwa konveksi pada inti itutidak ada. Selain itu venus berputar perlahan-lahan. Sedangkan di bumitidak adanya inti yang padat mungkin berarti bahwa tidak adanyakristalisasi dari besi ke sebuah inti yang diperkirakan mendorong alirankonveksi dalam inti luar bumi. Perhatikan juga bahwa kepadatan intidalam bumi berarti konduksi cairan di bumi bagian dalamnya lebihdari bagian permukaannya. Dan ternyata lebih mudah untukmemperoleh besar momen dipole magnetic pada bagian permukaan.Dengan demikian terlepas dari dipole bidang yang sngat emah kitadapat mempertahankan inti besi cair pada venus.Secara keseluruhan, segala sesuatu yang kita ketahui tentanginterior venus, nampaknya terlalu sulit dan diluar alas an kemampuan,keraguan tentang itu tidak hanya mengenai interior panas, tetapi jugainti besi yang cair dan mantel silikat yang memiliki kesamaan ukurandan komposisi dengan bumi. Pada tingkat yang lebih rinci pemodelanada pada ketidakpastian yang jauh.
A S T R O F I S I K A 202
c. MerkuriusData observasi pada planet merkurius sulit didapat. Kita dapatmengetahui massa dan jari-jari, serta kepadatan rata-ratanya dapatdihitung, dan itu berada di antara Venus dan Bumi. Namun, planetMerkurius memiliki jari-jari yang paling kecil, sehingga tekanan yangada dalam planet jauh lebih sedikit. Saat terkompresi, nilai kepadatanrata-rata dari Merkurius tidak lebih dari 5430 / , sedangkankepadatan rata-rata dari Venus dan Bumi tidak kurang sampai4000 − 4500 / ketika terkompresi. Oleh karena itu, kepadatanrata-rata Merkurius saat terkompresi sebenarnya lebih besar dari Bumi,dan merupakan yang tertinggi dari semua planet. Hanya ada satusubstansi yang cukup padat dan paling mendominasi – besi. Modelpembentukan Merkurius mengindikasi temeperatur yang cukup tinggiuntuk melengkapi perbedaan, dalam hal ini inti besi dan mantel silikat,dan sebagian besar volume inti planet.Merkurius terdiri dari besi, seperti pada Gambar 5. 1. Awalnya,Merkurius mungkin memiliki rasio silikat – besi lebih mirip Venus danBumi, namun yang membuat perbedaan adalah dampak dariberkurangnya mantel silikat.Permukaan belum bisa menjadi sampel, namun data IRspektroskopi dari teleskop berbasis Bumi menunjukkan adanyakomposisi silikat, dalam bagian feldspars tertentu termasuk kalsium,dan mungkin piroksen (Tabel 4.3, 6.1).Data gravitasi atau seismic dapat mengkonfirmasi keberadaan intibesi. Sayangnya, untuk Venus, kita tidak memiliki data seismic, dan data
A S T R O F I S I K A 203
gravitasi yang bisa membantu, untuk alasan yang sama seperti Venus –periode rotasi sidereal Merkurius adalah 58,6 hari, dan rotasi yanglambat menyebabkan perataan yang cukup besar. Oleh Karena itu,planet ini hampir menyerupai bola yang simetris, sehingga kita dapatmempelajari tentang peningkatan kepadatan dengan kedalaman planet.Kita tahu bahwa tekanan dalam inti rendah (Tabel 5.2), hal ini dapatmenunjukkan bahwa inti besi tidak memperoleh banyak oksigen (dalambentuk besi oksida). Sulfur, unsur lain yang dapat memperbanyakjumlah senyawa dalam inti besi (misalnya FeS), dapat hilang dari planetMerkurius, karena suhu tinggi akibat jaraknya yang dekat denganMatahari. Sehingga inti bisa menjadi besi murni dan menjadi lebihpadat. Dalam hal ini untuk memenuhi massa mantel yang kurang padat,jika itu kurang zat besi (dalam bentuk FeO). Permukaan Merkurius(Bagian 7.2) menunjukkan tidak adanya aktivitas geologi dari dalamplanet dari awal sejarah Sistem Tata Surya – hal itu mencakup kawahyang telah terakumulasi selama miliaran tahun, dengan sedikit tandapenghapusan. Kurangnya aktivitas ini menandakan bahwa litosferplanet ini sangat tebal, dan ini sangat konsisten dengan tigginya tingkatpendinginan dari planet Merkurius yang memiliki ukuran kecil. Namun,jika ketebalan litosfer mulai berkurang hal ini pun akan berdampakpada berkurangnya tingkat pendinginan, yang dapat menimbulkanpertanyaan – setidaknya beberapa dari inti besi yang masih cair? Dalamhal ini momen dipol non magnetic dari Merkurius dapat diabaikan.Faktanya, dalam kasus ini (Tabel 4.2), menunjukkan bahwasetidaknya beberapa dari inti besi telah mencair. Model thermalmenunjukkan sebagian dari inti besi mendingin dengan perlahan-lahan
A S T R O F I S I K A 204
akibat konduksi yang terjadi melalui mantel litosfer, yang ditambahdengan banyaknya isotope radioaktif sederhana yang memiliki umuryang panjang, bagian terluar dari inti mungkin masih cair, asalkan padainti berisi sebagian kecil unsur yang lebih ringan, seperti sulfur, untukmengurangi suhu pembekuan – waktu pembekuan inti diperkirakansekitar 500 Ma untuk inti besi – nikel murni. Pada inti bagian dalam,yang memiliki tekanan yang besar dan dengan komposisi yang sedikitberbeda, diperkirakan akan memadat, seperti di Bumi. Meskipundengan penutup yang cair, rotasi dari Merkurius yang lambat akanberpengaruh pada besarnya medan magnet yang dihasilkan. Momendipol yang kecil akan menyebabkan planet berotasi dengan lambatsecara konsisten. Hal ini menyebabkan berkurangnya kepercayaanbahwa bidang yang diamati merupakan permukaan yang kaya akanbatuan besi pada awal sejarah Merkurius, karena mungkin ada suatumedan yang kuat dalam inti besi yang tidak dipadatkan. Karenamemiliki waktu rotasi yang singkat maka Merkurius pun akan berputarlebih cepat – namun rotasi itu telah diperlambat oleh interaksi pasangsurut dengan matahari.Keberadaan inti yang cair pada awal sejarah Merkurius dinyatakanoleh topografi permukaan, yang menunjukkan kontraksi awal, yangmenghasilkan pemadatan pada beberapa bagian pada inti, tapi tidaksemuanya.d. MarsMars adalah planet yang lebih besar dari merkurius namun kurangpadat dengan berat jenisnya 3700-3800 kg.m-3 yang berarti memiliki
A S T R O F I S I K A 205
berat yang lebih kecil dari berat bumi (4000-4500kg.m-3). Berdasarkanpenelitian dan data yang ada menyatakan bahwa permukaan marstersusun atas besi yang menyelimuti permukaan. Kekurang padatannyamengidentifikasikan penyusun permukaannya, dimana bumimengandung besi lebih banyak dibandingkan mars.Data gempa diplanet mars sangat terbatas, Viking 2 Landermencoba mendeteksi bagaimana gempa di mars pada tahun 1976-1980.Tidak ada aktivitas gempa yang terdeteksi, ,meskipun dengan anginyang lebih kencang daripada yang diharapkan menyelimuti mars tapigempa yang terkuat terjadi padastandar teresterial.Untuk membuktikan inti intrinsikaldari planet mars dapat digunakan rumus / , dapat pula dilihat pada tabel 4,2. (padalampiran)Berapa nilai / untuk bidang yang homogen?Untuk bidang yang homogen nilainya 0,4 (bagian 4.1.3). Besar nilaimars 0,365 cukup kecil untuk disederhanakan menjadi lebih kecil,kandungan pada inti besi. Nilai / dapat di cari dengan perioderotasi T, nilai koefisien grafitasi J2, dan periode rotasi mengelilingi inti(0,1711).Inti mars diperkirakan merupakan campuran antara besi danmaterial tebal sepeti FeS dan mungkin magnetit Fe304, kemungkinaninti diberikan tekanan yang sangat kecil yang kemudian menghasilkankomponen yang signifikan. Campuran komponen ini dipengaruhi modelpanas mars yang kurang kompleks dan berbeda bila dibandingkandengan bumi. Kekurangkompleksan ini juga sesuai dengan kandunganbesi di permukaan dan model yang mengindikasikan kandungan FeO
A S T R O F I S I K A 206
yang lebih tinggi di kulit mars daripada halnya di bumi. Isotop dimeteorit martianmenunjukan bahwa pembentukan formasi intiberlangsung puluhan tahun.Fakta menunjukan bahwa unsur paling sedikit didapati di marsadalah air, disebabkan ketinggianmartian dari matahari (berdasaranpenelitian Mars Global Subveyor).Rata-rata ketinggian amplitudonyahanya beberapa milimeter di permukaan,planet mars. Selanjutnya, yangmendukung adanya kandungan cairan terbentuk dari model suhu mars.Hal ini mengindikasikan bahwa sebelumnya telah terbentuk litosfertebaldi sejarah planet mars, yang mana konsisten dengan data grafitasipada sebuah skala daerah dengan bentuk permukaan. Litosfer sudahterbentuk seperti suatugenangan cairan yang tertutup. Dengangenangan tertutup ini, inti bisa jadi cukup hangat dan terbentukmenjadi kandungan cairan (sebagian), seperti sulfur pada struktur FeS.hal ini memungkinkan padatnya pusat inti terdiri atas nikel murni,mungkin setengah dari radius seluruh inti.Hanya sedikit diatas batas adanya moment dipol magnetik (tabel4.2), dan ini lebih kecil dari 0.003% momen dipol magnetik dari bumi.Menyebabkan mars berotasi cepat, jika memang bagian inti mars adalahcairan, ini menandakantidak ada konveksi. Suatu kemungkinan bahwatidak ada unsur padat yang menyusun inti.Sebagaimana seluruh inti merupakan cairan, jika terjadi penurunantitik didih oleh unsur lain. Jika total sulfur di inti kurang lebih 15%,seluruh inti telah menjadi cairan saat ini. Walaupun kini inti cairannyadapat menghasilkn medan listrik diwaktu lampau. Petunjuk dapatterlihat pada pendektesian kemagnetan remanen yang menurun pada
A S T R O F I S I K A 207
batuan krustal (dilakukan oleh Mars Global Surveyor), di area kunoplanet mars menandakan mars pernah memiliki medan magnetsekitar4150 Ma yang telah mati/hilang. Hilangnya medan magnet kandungansulfur yang rendah dan menyebabkan perkembangan cepat dalaminti,kemudian diikuti dengan perkembangan yang lamban, terjadibersamaan dengan konveksi cairan dengan lemah. Daya tarik(kemagnitan) remanen kurang sesuai atau tidak sejalan denganpendapat topografi yang menyatakan bahwa sebuah lapisan medanmagnet sangat tersembunyi, mungkin mencakup kandungan mineralbesi.
Gambar 5.1 menunjukan inti besi dengan radius antara 1300-1800 kmyang mana sesuai dengan susunan lapisan yang dinyatakan olehmeteorit Martian dan dengan nilai dari / (tabel 4.2). Perbedaanterperinci susunan inti berperan untuk ukuran jari-jari (radius).A S T R O F I S I K A 207
batuan krustal (dilakukan oleh Mars Global Surveyor), di area kunoplanet mars menandakan mars pernah memiliki medan magnetsekitar4150 Ma yang telah mati/hilang. Hilangnya medan magnet kandungansulfur yang rendah dan menyebabkan perkembangan cepat dalaminti,kemudian diikuti dengan perkembangan yang lamban, terjadibersamaan dengan konveksi cairan dengan lemah. Daya tarik(kemagnitan) remanen kurang sesuai atau tidak sejalan denganpendapat topografi yang menyatakan bahwa sebuah lapisan medanmagnet sangat tersembunyi, mungkin mencakup kandungan mineralbesi.
Gambar 5.1 menunjukan inti besi dengan radius antara 1300-1800 kmyang mana sesuai dengan susunan lapisan yang dinyatakan olehmeteorit Martian dan dengan nilai dari / (tabel 4.2). Perbedaanterperinci susunan inti berperan untuk ukuran jari-jari (radius).A S T R O F I S I K A 207
batuan krustal (dilakukan oleh Mars Global Surveyor), di area kunoplanet mars menandakan mars pernah memiliki medan magnetsekitar4150 Ma yang telah mati/hilang. Hilangnya medan magnet kandungansulfur yang rendah dan menyebabkan perkembangan cepat dalaminti,kemudian diikuti dengan perkembangan yang lamban, terjadibersamaan dengan konveksi cairan dengan lemah. Daya tarik(kemagnitan) remanen kurang sesuai atau tidak sejalan denganpendapat topografi yang menyatakan bahwa sebuah lapisan medanmagnet sangat tersembunyi, mungkin mencakup kandungan mineralbesi.
Gambar 5.1 menunjukan inti besi dengan radius antara 1300-1800 kmyang mana sesuai dengan susunan lapisan yang dinyatakan olehmeteorit Martian dan dengan nilai dari / (tabel 4.2). Perbedaanterperinci susunan inti berperan untuk ukuran jari-jari (radius).
A S T R O F I S I K A 208
Model lapisan mars lebih tebal (beberapa %) dari lapisan bumi.Proporsi FeO yang lebih besar sisanya di lapisan martian juga dapatmenandakan lapisan kulit mars juga tersusun atas besi, Fe2O3 (ferricoxide), yang memberi warna merh pada permukaan mars. Jika FeSmerupakan bagian penting inti waktu lapisan akan selalu menipis/berkurang dalam sulfur.Ada beberapa bukti mengenai menipisnya lapisan meteorit martian.Penipisan ini merupakan contoh dari lapisan kulit yang dapatmenyimpulkan tentang susunan lapisan, karena lapisan kulit berasaldari lapisan.Model pertama yakni kulit teratas didominasi oleh olivine,yang didasari oleh campuran padatan. Jika inti cukup kecil, dapatmenyebabkantekanan tinggi pada dasar lapisan yang menghasilkansebuah kulit tipis berupa mineral perovskit padat, seperti pada daerahlapisan bumi.
A S T R O F I S I K A 209
BAB VIIISATELIT PLANET, PLUTO
DAN EKOs
A S T R O F I S I K A 210
8.1. SATELIT PLANET, PLUTO, dan EKOs
Susunan satelit planet terbesar, pluto dan EKOs terbagi menjadi dua
kelompok besar. Bulan, Io, Europa adalah daratan yang sebagian besar
komposisinya terdiri dari bebatuan. Ganymede, calisto, titan, triton,
Pluto dan EKOs besar (termasuk EKOs kecil) memiliki komposisi yang
berbeda dari pluto dimana sebagian besar susunan dari setiap satelit
terdiri dari es, sehingga diklasifikasikan menjadi susunan batu- es.
Nama Satelit Planet, Pluto Komposisi
1. Bulan Bebatuan,Silikat,Besi
2. Titan 52 % Silikiat, Air dengan 15 %
kandungan NH3 dan sisanya
NH4,NH3,CH.
3. Triton N2, CO, CH4 dan CO2
4. Pluto Bebatuan, N2
5. Io Besi, bebatuan
6. Europa Bebatuan, air garam, es, dan besi
7. Ganymede Bebatuan dan es
8. Callisto Es, es bebatuan
8.2. Bulan
Setelah bumi, bulan adalah salah satu satelit yang telah banyak
dipelajari strukturnya.Hal ini disebabkan karena jaraknya yang begitu
dekat dengan bumi. Bulan telah dikunjungi olehberbagai jenis pesawat
luar angkasa, dan merupakan satu satunya satelit yang pernah
dijelajahi oleh manusia, sejak misi apolo 11,12, 14 – 17 , antara tahun
1969 dan 1972.
Ukuran bulan sangatlah kecil dengan kisaran kepadatan rata rata
sekitar 3340 kgm-3walaupun demikian ukuran ini sangatlah kecil jika
dibandingkan dengan kisaran kepadatan rata rata bumi dan juga mars,
A S T R O F I S I K A 211
hal ini mengindikasikan bahwa besi sangatlah langkah di bulan. Nilai
dari C M telah diperoleh dari kombinasi J dan reaksi bulan (sesuai
tetapan sinar laser) terhadap pasang surut gelombang yang
disesbabkan oleh matahari dan bumi. Nilai 0,394 (table 4.2) memang
kecil tetapi sangatlah kecil jika dibandingkan dengan persamaan
lingkaran. Karena ukurang yang sangat kecil, mengindikasikan bahwa
bulan tidaklah terdiri dari satu lingkaran yang sama, melainkan bulan
memiliki sebuah inti kecil yang tebal. Jika inti bulan mengandung besi
murni maka jaraknya ke inti sekitar 300–400 km, tetapi jika inti bulan
terdiri dari susunanan besi-percampuran, seperti FeS, maka karena
bentuk ini kurang padat dari besi, jarak inti mungkin sedikit lebar.
Gambar 5.5 menunjukan sebuah model susunan dalam bulan dimana
inti berjarak 470 km, yang diasumsukan mengandung besi –
percampuran dalam skala besar. Inti yang mengandung kandungan
besi murni akan berjarak sekitar 530 km2.
A S T R O F I S I K A 212
Fakta lain yang menunjukan bahwa inti bulan mengandung
besi adalah pengaruh bulan terhadap gaya magnetic bumi, yang
menunjukan adanya konduktor listrik dalam skala yang besar. Hal ini
juga akan menyebabkan berkurangnya elemen dalam mare basalts
(sejenis batu hitam yang dihasilkan dari gunung vulkanik) yang
berperan dalam pembentukan inti. Penanggalan radio metric terhadap
mineral bulan menunjukan perbedaan antara 25 – 30 Ma setelah
tumbukan kuat yang membentuk bulan.
Indikasi secara menyeluruh dari suhu bagian dalam
diperoleh dari pengukuran listrik yang dihasilkan di bulan melalui
medan magnetic. Untuk menghasilkan angin solar dan medan
magnetic tergantung dari temeperatur bagian dalam tertinggi dan
lebar terluas. Suhu akan semakin menungkat jika semakin kedalam,
mendekati 1000 K pada kedalamam 300 km dan 2000 K pada
kedalaman 1000 km.
Data lebih lanjut tentang suhu bagian dalam diperoleh dari
angka angak love yang diambil dari 100 mm, pada permukaan bulan.
Ukuran ini diukur dari garis lingkar laser terhadap pemantul balik kiri
oleh pesawat apolo.Hal ini memberikan hasil yang cepat serta
A S T R O F I S I K A 213
membutuhkan ketelitian.Sebagian cairan dalam telah diketahui salah
satunya yaitu tetap dan dihasilkan oleh lotosfer bulan yang tebal.
Kita juga memiliki data seismic (yang berkaitan dengan
gempa bumi).Pada apolo 11, 12, 14, 16, beberapa seismometer disetel
diukur dengan sukses. Gempa yang terjadi di bulan tidaklah seaktif
gempa yang terjadi bumi, tetapi ‘moonquakes’(istilah gempa di bulan
yang disebabkan pasang surut di bumi), telah menghasilkan data
seperti yang terdapat pada gambar 5.6 kedua profil ini telah
ditunjukan sebelumnya pada gambar 4.6 dimana telah dicatat bahwa
angaka angka tersebut merupakan rata rata dari angka setiap profil.
Hal ini telah menyangkal adanya keistimewaan pada setiap individu
dari profil tersebut.Perlu diingat, khususnya ada ketidaktentuan yang
sangat besar, sebuah hasil dari jarangnya gempa pada bulan dan
sedikitnya angka seismometer, yang semuanya hanya terdapat pada
satu sisi bulan.
Pertambahan kecepatan yang cukup tinggi pada gelombang P
dan S pada daerah yang dangkal adalah tetap dan sebuah retakan besar
A S T R O F I S I K A 214
pada lapisan permukaan yang kemudian keretakannya menjadi
semakin berkurang karena tekenan meningkat, dan pada kedalaman
20 km, tidak terdapat retakan sama sekali. Gambar 7.4 menunjukan
bahwa ada peningkatan kecil yang cukup menyolok pada kecepatan
sekitar 40 km (pada sisi yang berdekatan ), dipercaya bahwa hal ini
disebabkan perubahan komposisi atau susunan, dari kepadatan silikat
rendah pada permukaan ke kapadatan silikat tinggi termasuk pyroxene
dan olivine yang dimonan apa mantel bumi. Contoh dari kepadatan
silikat tinggi juga ditemukan pada permukaan bulan, yang diperoleh
dari tumbukan besar yang kemudian menciptakan sebuah lubang yang
besar.Hal ini juga yang menyebabkan pada bagian inti terdapat
perbedaan dengan bagian kulit dan mantel bumi.Pada mentel di
kedalaman sekitar 500 km, kemungkinan terjadi peningkatan
kecepatan gelombang yang dangat tiba tiba yang menandakan adanya
perubahan komposisi yaitu sebuah perubahan pada susunan Kristal
dalan material mantel.
Kecepatan gelombang tidak akan terjadi atau terlihat pada
jarak lebih dari 1000 km. sangat sedikit data yang menunjukan adanya
A S T R O F I S I K A 215
gelombang pada kedalaman ini. Hal ini dapat disebabkan karena
pembelokkan gelombang pada bagian terendah dari permukaan.Hal ini
juga dapat disebabkan karena tidak ada gempa di bulan yang dekat
pada bagian utama sisi terluar untuk menghalau gelombang melintasi
bagian inti.Kemungkinan lain adalah karena pelaifan yang kuat dalam
sebuah plastic sehingga dapat menghantarakan panas. Hal ini mungkin
terjadi jika ada bagian yang meleleh dengan jarak sekitar 700 km dari
inti. Dengan demikian perubahan dari padat ke cair bias terjadi di
mantel seperti terlihat pada gambar 5. 5 dan tidak berubahsama sekali
seperti halnya bumi, pada batas antara inti dan mantel. Model thermal
pada bulan, berkaitan pada pengukuran kapasitas dari isotop radioaktif
yang tetap atau sesuai dengan daerah titik didih.Model ini juga
menunjukan bahwa litosfer menjadi lebih tebal 60 – 100 km dengan
ratusan juta tahun formasi bulan. Kesimpulan ini juga didukung
dengan permukaan kawah-kawah raksasa kuno, karena litosfer yangf
begitu tipis tidak bias menutupi permukaan lubang tersebut.
Gambar Bulan
Masa dari kutub magnetic bulan sangatlah kecil untuk di
ukur. Jadi kita hanya bias memilikibatas atas yaitu 10 bagian dari
A S T R O F I S I K A 216
bumi. Lebih jelasnya jika sebagian inti yang kaya besi adalah cairan,
atau tidak berubah sama sekali hingga sakarang, atau rotasi bulan
sangat lamban – periode rotasi bulan adalah 27,3 hari. Meskipun
demikian, medan magnet lemah telah terdeteksidi permukaan
bebatuan. Pada beberapa kasus terlihat bahwa medan magnet
merupakan efek tubrukan. Tapi pada beberapa kasus lainnya terjadi
medan magnet sekitar 3500 samapai 400 Ma. Dengan kata lain
terdapat satu medan sumber pada bagian dalam bulan yang
mengindikasikan bahwa ada masa dimana terdapat zat cair dalam
jumlah yang besar pada inti kaya besi. Rotasi bulan selalu berputar
cepat tapi mulai melambat diakibatkan interaksi pasang surut dengan
bumi.Meskipun demikian hal ini lebih disebabkan karena masa dari
kutub magnetic bulan selalu lebih kecil dari bumi.Ada banyak bukti
penelitian menunjukan bahwa sebagian besar wilayah bulan memiliki
kesamaan dengan mentel bumi.Hal ini sesuai dengan teori asli bulan
pada bagian 2.2. 4. Menjelaskan bahwa ada sebuah embrio dengan
ukuran 10 - 15%dari masa bumi yang bertubrukan dengan bumi dan
mengeuarkan material yang kemudian membentuk bulan, dalam
waktu yang cepat terbentuklah bulan. Pada teori ini bagian inti yang
kaya besi pada bumi yang dikeluarkan sangatlah sedikit. Sehingga
sebagian besar wilayah bulan terbentuk dari bagian mantel bumi dan
embrio tersebut. Embrio ini memiliki komposisi yang hampir sama
dengan bumi, dibentuk pada tempat yang sama pada system tata surya
dan dibentuk juga dengan perbandingan isotop oksigen 18 O /16 O
dan 17 O/ 16 O, yang sama antara bulan dan bumi. Keduanya juga
memiliki isotop krom yang sama.
Oleh karena itu teori ini menjelaskan sebagian besar
kesamaan antara komposisi keseluruhan pada bulan dan mentel bumi,
dan hubungan antara menipisnya besi di bulan dan elemen-elemen
A S T R O F I S I K A 217
sidropil. Teori ini juga menjelaskan penelitian pada bulan tentang
menipisnya penguapan dan zat-zat penyebabnya, kecocokan atau
persamaan antara zat-zat yang keras (bahan-bahan yang disemprotkan
keluar oleh tubrukan embrio yang akan sangat panas untuk
penguapan material material lainnya). Bagian lain dari bulan adalah
kerak atau kulit bulan (bagian 7.1.6) yang juga menjelaskan tentang
asal usul kerak bulan (langkah terakhir pembentukan bulan) dimana
terjadi ledakan besar sehingga meleburkan bagian permukaan dan
mengakibatkan kapadatan semakin menipis sampai kepermukaan.
Akhirnya dari 50 kecendrungan orbit bulan pada tata surya,
dapat disimpulkan bahwa kecendrungannya sekitar 100 terhadap
daerah equator bumi. Hal ini terlihat dari asal usul ledakan yang tetap
atau konsisten dari semua fakta ini teori tubrukan embriolah yang
paling terkenal dari satelit kita.
8.2.1. Asal-usul Bulan
Tiga pendapat berbeda telah lama dibahaskan mengenai asal-
usul Bulan.
Teori pertama adalah pembentukan Bulan melalui
pemecahan.Saat Bumi berputar mengelilingi Matahari,karena
pergerakannya sangat cepat maka ada bagian-bagian tertentu Bumi
yang terlepas dan terkumpul membentuk Bulan.
Namun,analisis batuan Bulan menunjukkan bahwa komposisi
kimianya didapati berbeda dari komposisi kimia batuan Bumi, terutama
kandungan Bulan sebagiannya adalah besi. Oleh yang demikian, Bulan
tidak mungkin terbentuk dari bahan yang diambil dari Bumi dan dia
juga tidak mungkin terbentuk di kawasan persekitaran Bumi.
Teori kedua mengatakan bahwa pembentukan Bumi dan
Bulan secara serentak dari jenis debu-debu yang sama.
A S T R O F I S I K A 218
Teori yang ketiga mengatakan bahwa Bulan telah terbentuk di
suatu kawasan lain di dalam Sistem Suria yang pada suatu ketika dulu
telah terperangkap dalam tarikan gravitasi Bumi.Namun teori ini juga
susah unutk dijelaskan karena bila kita bayangkan
betapasusahnyauntuk Bumi menarik satu objek sedemikian besar dan
membawanya kedalam satu orbit yang stabil.
Dan juga dengan melihat kandungan Bumi dan Bulan yang
hampir sama,menjadi semakin sulit di analisis bahwa dua benda yang
sama di bentuk secara berlainan.
Pada tahun 1975 muncul teori keempat yang jauh lebih
rumit untuk menerangkan asal-usul Bulan.Menurut mereka, awal
dalam sejarah pembentukan Bulan berasal dari tabrakan antara Bumi
dan satu objek lain sebesar Mars.Tabrakan ini menghasilkan sebagian
bahan-bahan terpisah lalu berkumpul membentuk Bulan.
Teori terakhir ini dapat menerangkan persamaan dan juga
perbedaan antara Bumi dan Bulan. Semasa tabrakan tersebut,
kebanyakan unsur-unsur besi telah berkumpul membentuk teras
Bumi.Bahan-bahan yang terpisah dari lapisan mantel pun kurang
kandungan besi menerangkan kenapa Bulan mempunyaikandungan
besi yang rendah.
Jarak rata-rata Bumi-Bulan adalah 384.403 km, sekitar 30
kali diameter Bumi. Diameter Bulan adalah 3.474 km, 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).Dengan
demikian terjadi variasi periodik dalam sistem Bumi-Bulan-Matahari.
A S T R O F I S I K A 219
Variasi periodic dalam sistem Bumi-Bulan-
Mataharimenimbulkan adanya fase-fase Bulan yang berulang
setiap 29,5 hari (perode sinodik).
8.2.2. Permukaan Bulan
Dari Bumi, kita bisa melihat Bulan dengan cukup jelas tanpa
menggunakan alat bantu optik seperti teleskop dan binokular.
Tampaklah bahwa Bulan memiliki permukaan yang kecerahannya
tidak seragam, ada bagian yang terang dan ada yang gelap.Dan secara
sekilas, Bulan tampak memiliki permukaan yang datar/halus.Begitulah
anggapan masyarakat di jaman dahulu.
Pandangan tersebut baru berubah ketika Galileo
menggunakan teleskopnya untuk mengamati Bulan 400 tahun yang
lalu.Galileo mendapati bahwa permukaan Bulan tidaklah rata, tetapi
berbukit-bukit dan memiliki banyak kawah(Di bulan tidak
terdapat udara ataupun air. Banyak kawah yang terlihat di permukaan
A S T R O F I S I K A 220
bulan disebabkan oleh hantaman komet atauasteroid.Ketiadaan udara
dan air di bulan menyebabkan tidak adanya pengikisan yang
menyebabkan banyak kawah di bulan yang berusia jutaan
tahun dan masih utuh).Dan karakteristik permukaan Bulan itu juga
berhubungan dengan kecerahannya.
Daerah yang tampak terang memiliki permukaan yang
berbukit-bukit dan penuh kawah, sedangkan daerah yang tampak
lebih gelap adalah permukaan yang memiliki sedikit kawah. Mereka
pun kemudian memberikan nama dataran tinggi untuk bagian yang
terang dan penuh dengan kawah, serta “mare” (berarti laut dalam
bahasa Latin) untuk bagian yang gelap dan sedikit kawah. Penamaan
lautan ini, sebenarnya adalah sebuah salah kaprah karena di Bulan
tidak ada laut, dilakukan karena dataran gelap tersebut tampak seperti
lautan.
Perbedaan kecerahan di permukaan Bulan itu ternyata
disebabkan oleh perbedaan material batuan yang terkandung di kedua
kawasan itu.Batuan yang berada di bagian dataran tinggi adalah
anorthosit yang mengandung banyak kalsium dan aluminum
silikat.Sedangkan batuan yang menyusun mare adalah basalt, suatu
lava beku yang banyak mengandung besi, magnesium, dan titanium
silikat.
Pengetahuan ini sudah dikonfirmasi dengan contoh batuan
yang diambil dari Bulan, yang berjumlah tidak kurang dari 382 kg.
Dari usia batuan di daerah dataran tingginya, tumbukan-
tumbukan benda asing yang menghasilkan kawah di permukaan Bulan
diperkirakan terjadi tidak lama setelah Bulan terbentuk, yaitu pada
sekitar 4,5 miliar tahun yang lalu.
A S T R O F I S I K A 221
Berbeda dengan Bumi, Bulan tidaklah memiliki atmosfer.Ada
dua alasan yang menyebabkannya.Alasan yang pertama adalah karena
bagian dalam Bulan terlalu dingin untuk hadirnya aktivitas vulkanik.
Di Bumi, aktivitas vulkanik termasuk salah satu penghasil gas dan
pembentuk atmosfer di masa awal pembentukannya. Sementara alasan
kedua memegang peranan yang lebih penting lagi, yaitu karena massa
Bulan terlalu kecil sehingga gaya gravitasi yang dihasilkan tidak cukup
untuk menahan gas-gas yang terbentuk. Kecepatan lepas di Bulan
hanyalah 2,4 km/detik, bandingkan dengan kecepatan lepas di Bumi
yang sebesar 11,2 km/detik. Dengan kecepatan lepas sekecil itu, gas
yang ada di Bulan dapat bergerak lepas dari pengaruh gravitasi Bulan,
sehingga tidak ada udara di permukaannya.
Ketiadaan atmosfer di Bulan menyebabkan banyaknya kawah
di permukaannya.Benda-benda yang mengarah ke Bulan, yang
berukuran besar ataupun kecil, dapat langsung menumbuk
permukaannya tanpa ada penghambat. Berbeda dengan Bumi karena
atmosfernya menyebabkan benda-benda asing yang mengarah ke Bumi
akan mengalami gesekan hingga berpijar, terkikis, dan berkurang
ukurannya. Peristiwa berpijarnya benda asing yang masuk ke atmosfer
Bumi ini kita lihat sebagai meteor. Akibatnya, benda-benda yang kecil
akan habis terbakar dan hanya benda-benda yang cukup besar saja
yang akan menumbuk permukaan sehingga kawah yang ditemukan di
permukaan Bumi tidaklah sebanyak di Bulan.
Di antara kawah terbesar
adalahClavvius dengan diameter 230 kilometer dan sedalam 3,6
kilometer.Ketidakadaan udara juga menyebabkan tidak ada bunyi
dapat terdengar di Bulan.
A S T R O F I S I K A 222
8.2.3. Fase Bulan
Sebagai satelit Bumi, Bulan bergerak mengelilingi Bumi dengan
periode 27,3 hari (periode revolusi). Uniknya, periode revolusi Bulan
itu sama dengan periode rotasinya (berputar pada porosnya), sehingga
wajah Bulan yang terlihat dari Bumi akan selalu tetap dan kita tidak
akan pernah dapat melihat wajah Bulan yang membelakangi Bumi.
Lintasan orbit Bulan tidaklah berhimpit dengan orbit revolusi Bumi
(ekliptika), melainkan menyilang sebesar 5,2 derajat, sehingga kita
dapat melihat fase Bulan purnama atau gerhana Bulan secara
bergantian. Karena apabila lintasan orbitnya berhimpit dengan
ekliptika, kita tidak akan pernah dapat mengamati Bulan purnama
melainkan hanya gerhana Bulan setiap bulannya.
Dalam perjalanannya mengelilingi Bumi, posisi Bulan berubah-ubah
relatif terhadap Matahari dan Bumi sehingga bagian terang di Bulan
yang terlihat dari Bumi berbeda-beda dari waktu ke waktu secara
periodik. Perubahan ini disebut dengan perubahan fase, yang
membutuhkan waktu yang sedikit lebih lama dari periode rotasinya,
yaitu 29,5 hari (disebut dengan periode sinodis). Dan dalam rentang
waktu tersebut, Bulan juga akan terbit pada waktu yang berbeda setiap
harinya.
Apabila Bulan berada di antara Matahari dan Bumi, bagian Bulan
yang terkena cahaya Matahari tidak dapat dilihat dari Bumi sehingga
Bulan tidak akan dapat diamati juga. Saat ini, Bulan yang berada pada
fase mati (atau disebut juga Bulan baru) akan terbit bersamaan dengan
Matahari. Setelah fase ini bagian terang di Bulan yang terlihat dari
Bumi bertambah sehingga Bulan tampak berbentuk sabit (fase sabit
awal) dan waktu terbitnya menjadi semakin siang. Kemudian di hari-
hari berikutnya, bentuk sabitnya akan semakin membesar hingga
akhirnya setengah bagian Bulan yang menghadap Bumi menjadi
A S T R O F I S I K A 223
terang, yang berarti Bulan berada pada fase setengah awal atau kuartir
awal. Jarak sudut antara Bulan dan Matahari saat ini adalah 90 derajat
dan Bulan yang berumur sekitar 7 hari ini akan terbit 6 jam setelah
Matahari.
Dari fase setengah awal, bagian yang terang di wajah Bulan akan
terus bertambah hingga tampak benjol dan akhirnya mencapai bulat
penuh (fase purnama) pada umur antara 14 – 15 hari. Pada fase
purnama ini, Bulan akan terbit bersamaan dengan terbenamnya
Matahari. Setelah itu, wajah Bulan yang terang akan berkurang hingga
setengah (fase setengah akhir, terbit 18 jam setelah Matahari
tenggelam) pada umur 21 hari, kemudian berbentuk sabit (fase sabit
akhir, terbit 3 jam sebelum Matahari terbit) dan akhirnya kembali
menjadi fase Bulan baru/mati.
Karena dapat diamati dengan jelas, penduduk Bumi pun
memanfaatkan fase Bulan sebagai penanda waktu/sistem kalender. Ada
banyak sistem kalender yang didasarkan pada Bulan, dua diantaranya
adalah sistem kalender Islam dan Jawa.Jumlah hari dalam satu bulan di
kedua sistem itu ditentukan dari periode sinodis Bulan.Dalam kedua
sistem kalender tersebut terdapat 12 bulan dalam setahun yang
masing-masing bulannya terdiri dari 29 atau 30 hari. Di kalender
Jawa, bulan pertama memiliki 30 hari dan bulan berikutnya memiliki
29 hari, begitu seterusnya secara bergantian hingga bulan ke-12.
Sedangkan di kalender Islam yang banyak digunakan saat ini, jumlah
hari dalam sebulan ditentukan dari perhitungan usia Bulan sehingga
bisa saja terdapat dua bulan yang berurutan memiliki jumlah hari yang
sama.
A S T R O F I S I K A 224
Gambar fase-fase bulan
8.2.4. Ciri fisik
Bulan adalah satelit kelima terbesar di Tata Surya kita setelah
Ganymede, Titan, Callisto, dan Io.Diameternya adalah sebesar 3.476
km, sepertiga dari diameter Bumi. Sedangkan massanya adalah sebesar
7,35 x 1022 kg. Dengan ukuran dan massa sebesar itu, gaya tarik
gravitasi di Bulan lebih kecil daripada di Bumi, yaitu hanya sebesar
16,5% dari gravitasi di Bumi (1,62 m/s2 berbanding 9,8 m/s2).
Jarak rata-rata Bulan dari Bumi adalah sejauh 384.403 km.
Pada jarak ini, Bulan akan tampak seukuran dengan Matahari yang
jaraknya 400 kali lebih jauh dan ukurannya 400 kali lebih besar
daripada Bulan. Karena ukuran Bulan dan Matahari di langit setara
inilah penduduk Bumi dapat mengalami gerhana Matahari, yaitu ketika
terhalangnya cahaya Matahari yang seharusnya sampai ke permukaan
Bumi karena Bulan berada di antara Bumi dan Matahari.
Bulan memiliki interior yang cukup unik.Bagian kerak Bulan
diketahui lebih tebal di permukaan yang membelakangi Bumi
dibandingkan dengan permukaan yang menghadap Bumi.Hal ini
menjelaskan mengapa di permukaan Bulan yang menghadap Bumi
terdapat banyak mare, yaitu karena tipisnya bagian kerak sehingga
A S T R O F I S I K A 225
tumbukan benda yang cukup besar dapat menghancurkan kerak dan
membuat material cair mengalir keluar ke permukaan.Keunikan
lainnya adalah posisi bagian inti Bulan yang tidak berada tepat di
tengah, melainkan sedikit bergeser ke arah Bumi. Penyebabnya
diperkirakan karena saat pembentukannya dahulu, gaya tarik Bumi
sedemikian kuatnya sehingga dapat menggeser bagian inti Bulan
tersebut. Dan akibat pergeseran ini, bagian interior Bulan di bawah
permukaan yang menghadap Bumi mendingin lebih lama daripada
bagian interior yang membelakangi Bumi.Sehingga terjadilah
perbedaan ketebalan kerak di kedua bagian permukaan tersebut.
Kerapatan Bulan yang hanya sebesar 3,3 g/cm^3
menunjukkan sedikitnya kandungan besi dalam interior Bulan. Bagian
inti Bulan yang berupa material padat dan berukuran kecil, serta
lambatnya rotasi Bulan membuat astronom berkesimpulan bahwa
bagian inti Bulan tidak dapat membangkitkan medan magnet sehingga
tidak ada gunanya kita membawa kompas ke sana. Hal ini sudah
dikonfirmasi oleh para astronot yang mendarat di Bulan.Namun
penelitian juga menunjukkan adanya jejak magnetisme pada batuan
Bulan. Artinya, dahulu Bulan pernah memiliki medan magnet, yaitu
ketika bagian intinya masih berupa material lelehan.
Bulan kini diperkirakan berusia lebih dari 4,5 miliar tahun.
Asal-usulnya belum diketahui secara pasti, namun setidaknya ada
empat teori yang mencoba menjelaskan asal-usul Bulan.Pertama, Bulan
terbentuk bersamaan dengan Bumi.Kedua, Bulan terbentuk ketika Bumi
berputar begitu cepat sehingga sebagian materialnya terlontar dan
memadat menjadi Bulan. Ketiga, Bulan adalah benda angkasa yang
ditangkap oleh gaya gravitasi Bumi.
Ketiga teori ini sudah ada sejak sebelum contoh batuan Bulan
diambil oleh astronot Apollo. Masing-masing teori tersebut akan
A S T R O F I S I K A 226
menghasilkan tiga variasi komposisi material Bulan yang berbeda-
beda. Untuk membuktikan teori mana yang cocok, dibutuhkan contoh
batuan Bulan agar dapat diteliti komposisinya.
Komposisi (%)
Senyawa Formula Dataran rendah Dataran tinggi
Silica SiO2 45.4% 45.5%
Alumina Al2O3 14.9% 24.0%
Lime CaO 11.8% 15.9%
Iron (II) oxida FeO 14.1% 5.9%
Magnesia MgO 9.2% 7.5%
Titanium Dioxide TiO2 3.9% 0.6%
Sodium oxide Na2O 0.6% 0.6%
Total 99.9% 100.0%
Menurut teori pertama, komposisi material penyusun Bulan
akan sama dengan Bumi karena keduanya terbentuk dari material yang
sama. Sedangkan menurut teori kedua, akan ada kemiripan dalam
komposisi batuan keduanya namun tidak akan sama secara
keseluruhan karena material pembentuk Bulan berasal dari sebagian
material Bumi, yaitu hanya dari bagian kerak Bumi saja. Dan menurut
teori ketiga, material Bumi dan Bulan akan sama sekali berbeda.
Setelah contoh batuan Bulan diambil dan diteliti, ternyata ketiga teori
tersebut tidak dapat menjelaskan hasil penelitian yang diperoleh
karena ada material yang komposisinya sama dan ada juga material
yang komposisinya berbeda dengan yang ada di Bumi.
Dari hasil penelitian tersebut muncullah teori keempat yang
menyebutkan bahwa Bulan terbentuk setelah terjadi suatu tumbukan
hebat antara benda angkasa sebesar Mars dengan Bumi muda.Akibat
dari tumbukan tersebut, sebagian material Bumi dan benda asing itu
A S T R O F I S I K A 227
terlontar dan sembari mengelilingi Bumi, material campuran tersebut
kemudian memadat.Dan kini campuran antara material penyusun
Bumi dan benda asing itu kita lihat sebagai Bulan. Teori ini juga dapat
menjelaskan penyebab kemiringan sumbu rotasi Bumi sebesar 23,5
derajat. Dengan begitu, teori ini pun menjadi teori yang diterima oleh
banyak pihak hingga saat ini.
8.2.5. Misi Ke Bulan
Kendaran luar angkasa pertama yang berhasil melakukan
pendaratan adalah Luna 9, dan yang
berhasil mengorbit Bulan adalah Luna 10, keduanya dilakukan
pada tahun 1966.
Program Apollo, program misi luar angkasa milik Amerika Serikat,
adalah satu-satunya misi berawak yang sampai saat ini telah
berhasil melakukan 6 kali pendaratan berawak
antara 1969 dan 1972.
A S T R O F I S I K A 228
Cina meluncurkan misi penjelajah Bulan pertamanya (2013)
Misi yang diberi nama Chang'e-3 ini diluncurkan dari Xichang pada
Minggu (01/12) pukul 01:30 waktu setempat.Roket ini berisi modul
pendaratan dan robot beroda enam yang disebut Yutu atau Kelinci
Giok.Misi ini direncanakan akan mendarat di Bulan pada bulan Desember.
Sukses misi pertama, pesawat China ke bulan lagi 2017.
Setelah sukses mendaratkan pesawat luar angkasa nirawak ke
permukaan bulan untuk pertama kalinya pada Sabtu, pekan lalu, China
sudah siap melakukannya lagi tahun 2017 mendatang.
A S T R O F I S I K A 229
Untuk misi tahun 2017 mendatang, pesawat luar angkasa nirawak akan
mengumpulkan dan membawa sampel objek bulan yang diteliti.
8.2.6. Komposisi Bulan
Bulan adalah satelit yang berbatu-batu dari batu, dan tersusun dari
material yang mirip dengan bumi.Bulan mempunyai lapisan batuan
luar, atau mantel dan inti yang mungkin sebagian besar terbuat dari
besi. tidak seperti mantel cair dari bumi, bagian dalam dari bulan
dingin dan padat. Hanya sedikit atau tidak ada aktivitas vulkanis di
bulan. Akan tetapi ketika bulan mendingin, pada tahap awal hidupnya,
banjir dan aliran lava mengalir di seluruh permukaan bulan. Bulan
juga mempunyai rangkaian gunung, banyak diantaranya merupakan
sisa dari dampak kawah dan gunung berapi yang aktif ketika bulan
masih panas. Ada beberapa lembah luas yang disebut rill, yang
panjangnya dapat mencapai ratusan mil dan terlihat seperti dasar
sungai.
A S T R O F I S I K A 230
8.3. WILAYAH BEBATUAN – ES: TITAN, TRITON, PLUTO DAN EKOs.
Pluto dan beberapa satelit besar lain berada digaris luar
system tata surya, jadi kita harus mempertimbangkan bahwa sebagian
besar komponennya adalah es. Meskipun hal ini didapat dari kepadatan
rata rata, dan nilai keseluruhan tetapi Io dan europa memiliki indikasi
yang cukup rendah bahwa daerahnya terdiri dari bebatuan–es, dengan
jumlah material es hanya sebagian dari wilayahnya saja. Pada rasi
bintang nebula perbandingan masa es dan bebatuan sekitar 3: 1,
sehingga terlihat bahwa material es semakin menipis pada bagian ini,
dan juga akan semakin menipis pula Io dan Europa. Hydrogen dan
helium dinyatakan sebagai penyumbang besar terhadap masa karena
hanyadi planet-planet besar zat-zat ini memberi tekanan yang kuat
untuk menambah kepadatan atau berat planet.
Air adalah bagian dari material es yang paling banyak
ditemukan di nebula kemudian mengalir masuk ke daerah Jupiter. Saat
melewati wilayah Jupiter banyak es yang kemudian mencair dan
menguap, khususnya ammonia (NH3), metana (CH4), karbon
dioksida(CO2), karbon monoksida (CO), dan molekul nitrogen (N2).
Jika ada persamaan kimia, maka pada suhu terendah di bagian luar
nebula, nitrogen akan menjadi lebih besar sebagai NH3 dan NH3.H2O,
dan karbon sebagai CH4 dan CH4.7H0. Meskipun demikian kepadatan
terendah pada bagian luar tata surya tidak menimbulkan persamaan
kimia. Diantara para bintang nitrogen sebagian besar muncul sebagai
N2dan karbon sebagai CO, dengan demikian system tata surya juga
akan memiliki CO, N2, dan N2.6H2O dalam jumlah yang tak
terbatas.Tak jauh dari tempat dimana planet raksasa dibentuk, terdapat
kepadatan yang tinggi dan juga peningkatan suhu yang memungkinkan
adanya persamaan kimia. Dengan sendirinya material Es yang
A S T R O F I S I K A 231
berdekatan dengan planet raksasa tidak akan bisa membeku. Mengapa
tidak?
Tidak bisa membeku karena sistem tata surya kita memiliki
CO, N2, dan N2.6H2O dalam jumlah yang tak terbatas,dan terdapat
kepadatan tinggi dan juga peningkatan suhu yang memungkinkan
adanya persamaan kimia.
Sebuah planet raksasa sangatlah terang atau bercahaya.
Sehingga suhu pada satelitnya (bagian 2.3.1) juga akan sangat tinggi.
Persamaan pada wilayah bebatuan – es memiliki jumlah
material es yang banyak. Takarannya tergantung dari keadaan es yang
berbeda-beda.Material es bukan hanya air saja, tetapi juga terdiri dari
bahan yang mudah menguap, dan kestabilannya tidak dapat dikontrol.
Oleh karena itu, air adalah material es yang terdapat hampir di semua
wilayah planet bebetuan – es. Material es yang mudah menguap
menjadi semakin banyak, dan semakin jauh dari matahari sehingga
dapat membeku di permukaan, perkiraan ini muncul berdasarkan apa
yang dikenal sebagai susunan atau komposisi permukaan. Wilayah
yang memiliki daerah es terluas adalah Ganymede, Callisto, titan, triton
dan Pluto. Ganymede dan Callistoadalah 2 dari 4 setelit Galilean
Jupiter. Dari keempat satelit ini akan dibahas pada materi berikutnya.
Oleh karena itu kita akan mulai dengan titan, satelit terbesar dari
saturnus dan beasar kedua setelahGanymede yang ukurannya cukup
besar diantara satelit planet lain pada system tata surya.
a) Titan
Titan hanya memiliki kapadatan rata rata 1880 km-3 kepadatan ini
tetap dengan 52%masanya adalah silikat, dengan sisanya adalah air
(seperti es) dengan kandungan NH3 sekitar 15%.Sebagian lagi terdiri dari
NH4, NH3, dan CH kemungkinan besar berubah pada level atau tingkat
molekul yang dikelilingi oleh molekul molekul air, yang dikenal sebagai
A S T R O F I S I K A 232
clathrates. Titan memiliki sebuah atmosfir yang besar, sebagian besar
terdiri dari N2(mungkin didapat dari NH3) tapi dengan sedikit kandungan
CH4, dan gas gas lainnya.Perbedaan ini terlihat seperti hitungan
pertambahan energy dan panas radiogenic. Alat ukur magnet pada orbit
cassini (table 4.1) gagal mendeteksi medan magnet dari sumber bagian
dalam medan magnet pada khatulidtiwa sekitar 10. 000 kali kurang dari
yang ada pada khatulistiwa bumi. Berdasarkan pengamtan beberapa
orbiliter seperti huyggnes lander EART – IR menunjukan bahwa bagian
permukaan titan didominasi oleh air es, tetapi dengan es dari CH dan
hidrokarbon juga terlihat dipermukaan.Bagian permukaan terlihat masih
baru.Mungkin kurang dari 300 Ma di beberapa tempat.
Gambar 5.7 menunjukan salah satu kemungkinan dari
susunan bagian dalam titan yang terlihat beberapa perbedaan, dimana
inti yang kaya - besi berpisah dari silikatnya.Hal ini terlihat dari mantel
A S T R O F I S I K A 233
silikat yang terletak sedemikian rupa pada sisi elementh, yang
kemudian berubah menjadi mantel dari material es, yang di dominasi
oleh air. Jika inti yang kaya – besi tidak terpisah, maka bagian mantel
silikat akan seluas 100 – 200 km. Beberapa inti besi bisa saja mencair,
tetapi tidak akan menimbulkan medan magnet, hal ini karena
konveksinya tidak cukup kuat dan karen rotasi titan sangat lambat
yaitu 15,0 hari.
( Gambar awan sirus dan metana di Titan )
Tampaknya, Titan mengalami diferensiasi dan menjadi
berlapis lapis. Bagian inti memiliki diameter 3.440 km dan diselubungi
oleh lapisan kristal es. Mungkin bagian dalamnya masih panas dan
diantara kerak es inti batuan terdapat lapisan cair yang terdiri atas air
dan amonia.
A S T R O F I S I K A 234
(Gambar struktur Titan )
Titan merupakan satu satunya satelit saturnus yang memiliki
atmosfer.awan coklat kekuningan yang menyelubungi titan cukup
tebal sehingga permukaannya tidak bisa diamati. Diperkirakan
atmosfer satelit Titan lebih tebal dari atmosfer bumi.atmosfer Titan
ditemukan oleh Jose Comas Sola pada tahun 1908.
(Gambar awan Titan yang terang)
Permukaan Titan memiliki temperatur – 179o C. pada
temperatur ini, es tidak mengalami sublimasi sehingga atmosfer Titan
tidak memiliki uap air.Atmosfer Titan dipenuhi senyawa – senyawa
A S T R O F I S I K A 235
metana, etana, dan sanyawa organik lainnya.Hal ini mengakibatkan
warna jingga pada atmosfer Titan.( Admiranto
Gunawan.2000.Menjelajahi Tata Surya: Kassinus hal 165 - 167).
Data Titan
Penemu : Christiaan Huygens
Tanggal ditemukan : 25 Maret 1655
Periode orbit : 15 hari
Inklinasi : 0,34854 ° (ke khatulistiwa Saturnus)
Satelit bagi : Saturnus
Jari-jari rata-rata : 2,576 km
Luas permukaan : 8,3×107 km2
Volume : 7,16×1010 km3
Massa : 1,3452±0,0002×1023 kg (0,0225Bumi)
(1,829 Bulan)
Massa jenis rata-rata : 1,8798 ± 0,0044 g/cm3
Suhu : 937 K (664 °C)
Magnitudo tampak : 8.2 hingga 9.0
Tekanan permukaan : 146,7 kPa
Komposisi : 52 % Silikiat
Air dan NH3 15 %Dan sisanya
NH4,NH3,CH
A S T R O F I S I K A 236
Gambar Titan
Susunan dari mentel es tergantung dari suhu dan perbedaan
tekanan di kali kedalaman, yang tidak diketahui. Pada gambar 5.7
sebuah lapisan zat cair terlihat pada kedalaman 75 - 375 km, dengan
kemungkinan suhu berkisar antara 220 – 250 K, dan percampuran
antara air dan es. Garam juga dapat larut di dalam air,pada kasus
tertentu garam akan terpisah menjadi ion – ion akan menciptakan zat
cair yang terhubung secara elektrik.
A S T R O F I S I K A 237
(Gambar tumpukan es yang berupa gunung di Titan)
Hal ini dapat diketahui dari magnet yang dihasilkan dari lintasan
yang menghubungkan zat cair melalui medan magntik saturnus, dan akan
terlihat jelas dari medan magnet yang diawasi cassini. Meskipun demikian,
sejauh ini satu satunya effek dari medan magnetik titan terhadap saturnus
adalah karena atmosfir titan.
1. Triton, pluto, dan Ekos
a. Triton
Triton adalah satelit terbesar dari Neptunus. Triton berada dalam
orbit mundur, oleh karena itu triton tertangkap oleh neptunus setelah
terbentuk (bagian 2.3.1). Energi tidal yang dihasilkan selama proses
pembentukan akan melelehkan triton, dalam kasus tertentu terdapat
perbedaan yang cukup jelas (gambar 5.7), meskipun padat secara
keseluruhan, namun ada sebagian yang mencair pada bagian bawah mantel
es. Sebagian besar mantel adalah atenosfer.
A S T R O F I S I K A 238
Es, N2, CH4, CO dan CO2telah terdeteksi pada permukaan Triton.
Pengamatan, khususnya oleh Voyager 2 pesawat ruang angkasa pada
tahun 1989, menunjukkan bahwa vulkanisme saat ini sangat melibatkan
volatile N2.Hal Ini dianggap sebagai akibatnya berkelanjutan dari energi
tidal yang dilepaskan selama penangkapan dan pemanas radiogenic
triton.Vulkanisme yang melibatkan material es disebut cryovolcanism
(dari bahasa Yunani Kruos, yg berarti es yang dingin atau gel).
A S T R O F I S I K A 239
(Gambar seluruh permukaan Triton )
Data Triton
Penemu : William Lassel
Tahun ditemukan : 10 Oktober 1984
Periode orbit : 5 hari 21 jam
Satelit bagi : Neptunus
Diameter : 2.700 km
Luas permukaan : 4,5 % seluruh luas permukaan bumi.
Massa : 2,14 x 1022 kg
Suhu : - 235o C
Komposisi : N2, CO, CH4 dan CO2
Ciri khas : Memilki Gunung Api Es
A S T R O F I S I K A 240
(Gambar Triton)
Triton adalah satelit terbesar Neptunus yang ditemukan oleh
astronom Inggris William Lassell pada 10 Oktober 1846.Satelit ini sedikit
lebih kecil dari bulan, diameternya sekitar 2.700 kilometer, dan
merupakan satelit terbesar ketujuh di sistem tata surya.
Waktu revolusi Triton mengelilingi Neptunus adalah 5 hari 21
jam.Triton merupakan satelit yang sangat tidak biasa.Kebanyakan satelit
berevolusi searah dengan arah rotasi planetnya.Tapi Triton mengorbit
Neptunus dari arah yang berlawanan. Beberapa ilmuwan berpikir bahwa
orbit Triton berbeda karena satelit ini dahulu merupakan planet yang
terpisah di sebelum ditangkap oleh gravitasi Neptunus. Diperkirakan
Triton berasal dari sebuah wilayah di antariksa yang disebut Kuiper Belt
(Sabuk Kuiper).
Hipotesis tertangkapnya Triton oleh Neptunus bisa memberikan
penjelasan berbagai aspek pada bidang Neptunus, yaitu bidang orbit
Nereid yangsangat lonjong jika dibandingkan dengan orbit lainnya (orbit
Triton mungkin melewati beberapa satelit kecil dan membuat mereka
tersebar jauh melalui interaksi gravitasi ).
Gerak retrogred pada Triton membuat orbitnya akan meluruh
pada 3,6 miliar tahun lagi. Triton melewati batas batuannya dan akan
A S T R O F I S I K A 241
bertumbukan dengan atmosfer Neptunus atau mungkin akan hancur
untuk kemudian menjadi cincin planet.
Dalam proses menjadi satelit Neptunus, Triton mengalami gaya
pasang surut dari Neptunus, gaya ini mengakibatkan gerakan tektonik da
dalam Triton dan melelehkan inti Triton. Akibatnya meteri dalam Triton
dalam bentuk air, ntrogen dan metana bergerak ke permukaannya.Hanya
tiga objek Tata Surya yang memiliki gejala vulkanik yaitu Triton, Bumi dan
Io.
Luas permkaan Triton sekitar 15,5 % luas permukaan daratan
bumi atau 4,5 % seluruh luas permukaan bumi, senyawa yang dominan
pada permukaan Triton adalah N2, CO, CH4 dan CH2.
Disamping itu Triton terdapat juga satu farmasi khas, yang
hanya ada di Triton saja yaitu Wilayah Melon.Karena pola yang ada
diwilayah itu mirip melon.Wilayah melon ini memiliki cekungan yang
berdiameter 30 – 50 km. Triton juga memiliki atmosfer yang tidak terlalu
tebal sehingga mudah diamati. Melalui pengamatan para peneliti bahwa
adanya metana di Triton tidak hanya berbentuk gas saja tetapi berbentuk
padat bahkan padatan ini lebih banyak konsentrasinya dibandingkan gas
metana.Hal ini karena Triton sangat dingin (- 235o C) dan merupakan
tempat paling dingin di Tata Surya. Waktu voyager 2 melewati Triton,
pesawat ini berhasil mengamati tekanan atmosfer di permukaannya
sebasar 14 mikrobar.
Data voyager juga menunjukan bahwa temperatur atmosfir
Triton berubah terhadap ketinggian pada permukaaannya. Pada
ketinggian 8 – 12 km (daerah tropopause) temperaturnya sekitar – 236oC
dan pada ketinggian 200 – 400 km (daerah ionosfer) temperaturnya
adalah pada kisaran – 177o C sampai – 171 o C yang diakibatnya oleh
adanya pancaran radiasi ultraviolet dari matahari dan pemanasan elektron
melalui medan magnet Neptunus.
A S T R O F I S I K A 242
Salah satu ciri khas Triton yang tidak biasa adalah adanya
gunung api es di permukaannya. Gambar dari Voyager 2 menunjukkan
erupsi gunung ini memuntahkan material sejauh 8 kilometer ke ruang
angkasa.Material tersebut adalah nitrogen beku, partikel debu, dan
material lain dari interior Triton yang cukup panas.Untuk menjelaskan
panas ini, para ilmuwan menyebutkan fenomena yang disebut gesekan
pasang surut.Gesekan pasang surut terjadi ketika terjadi perubahan bentuk
selama interaksi gravitasi.Lebih tepatnya, gesekan pasang surut adalah
resistensi terhadap perubahan bentuk.
Bagian dari permukaan Triton terlihat kusut.Bagian lain nampak
ditutupi oleh danau beku.Di tempat tersebut, air mungkin telah keluar
melalui letusan dari dalam Triton dan kemudian membeku seperti batu.
Sebagian besar permukaan Triton ditutupi salju putih yang segar. Salju ini
bukanlah es yang terbentuk dari air karena permukaan Triton terlalu
dingin.Sebaliknya, para ilmuwan berpikir salju ini terdiri atas kristal-
kristal nitrogen yang telah membeku di luar atmosfer.Sinar matahari yang
memantul di permukaan es Triton menjadikannya salah satu objek
terputih di tata surya.
Triton juga tidak biasa karena memiliki atmosfer tipis yang
sebagian besar terdiri atas gas nitrogen. Kebanyakan satelit terlalu kecil
untuk memiliki atmosfer. Tapi Triton begitu dingin hingga gaya
gravitasinya yang lemah bisa menahan atmosfer nitrogen sampai miliaran
tahun lamanya.
3. Pluto
Pluto adalah sebuah planet katai (dwarf planet) dalam Tata Surya.
Sebelum 24 Agustus 2006, Pluto berstatus sebagai sebuah planet dan
setelah pengukuran, dan merupakan planet terkecil dan terjauh (urutan
kesembilan) dari matahari.
A S T R O F I S I K A 243
Pada 7 September 2006, nama Pluto diganti dengan nomor saja,
yaitu 134340. Nama ini diberikan oleh Minor Planet Center (MPC),
organisasi resmi yang bertanggung jawab dalam mengumpulkan data tentang
asteroid dan komet dalam tata surya kita.Pada 1978 Pluto diketahui memiliki
satelit yang berukuran tidak terlalu kecil darinya bernama Charon
(berdiameter 1.196 km).Kemudian ditemukan lagi satelit lainnya, Nix dan
Hydra.
Status Pluto sebagai planet
Kalau melihat sejarahnya, Pluto sebenarnya ditemukan lantaran adanya
teori mengenai planet kesembilan dalam sistem tata surya Bimasakti.Baru
kemudian setelah Clyde mampu menunjukkan bukti-bukti nyata dalam
penelitiannya, akhirnya Pluto resmi menjadi salah satu planet yang
menentukan rotasi galaksi ini. Pada saat Pluto ditemukan, ia hanya diketahui
sebagai satu-satunya objek angkasa yang berada setelah Neptunus. Kemudian,
Charon, satelit yang mengelilingi Pluto sempat dikira sebagai planet yang
sebenarnya. Akhirnya keberadaan satelit Charon ini semakin menguatkan
status Pluto sebagai planet. Akan tetapi, para astronom kemudian menemukan
sekitar 1.000 objek kecil lain di belakang Neptunus (disebut objek trans-
Neptunus) yang juga mengelilingi Matahari. Di sana mungkin ada sekitar
100.000 objek serupa yang dikenal sebagai objek Sabuk Kuiper (Sabuk Kuiper
adalah bagian dari objek-objek trans-Neptunus). Belasan benda langit
termasuk dalam Obyek Sabuk Kuiper di antaranya Quaoar (1.250 km pada
Juni 2002), Huya (750 km pada Maret 2000), Sedna (1.800 km pada Maret
2004), Orcus, Vesta, Pallas, Hygiea, Varuna, dan 2003 EL61 (1.500 km pada
Mei 2004). Penemuan 2003 EL61 cukup menghebohkan karena Obyek Sabuk
Kuiper ini diketahui juga memiliki satelit pada Januari 2005 meskipun
berukuran lebih kecil dari Pluto. Dan puncaknya adalah penemuan UB 313
(2.700 km pada Oktober 2003) yang diberi nama oleh penemunya Xena.
A S T R O F I S I K A 244
Selain lebih besar dari Pluto, obyek ini juga memiliki satelit.Pluto sendiri,
dengan orbit memanjangnya yang aneh, memiliki perilaku lebih mirip objek
Sabuk Kuiper dibanding sebuah planet, demikian anggapan beberapa
astronom. Orbit Pluto yang berbentuk elips tumpang tindih dengan orbit
Neptunus. Orbitnya terhadap Matahari juga terlalu melengkung
dibandingkan delapan objek yang diklasifikasikan sebagai planet.Pluto juga
berukuran amat kecil, bahkan lebih kecil dari Bulan, sehingga terlalu kecil
untuk disebut planet.
Setelah Tombaugh wafat tahun 1997, beberapa astronom menyarankan
agar International Astronomical Union, sebuah badan yang mengurusi
penamaan dan penggolongan benda langit, menurunkan pangkat Pluto bukan
lagi sebagai planet.Selain itu beberapa astronom juga tetap ingin menerima
Pluto sebagai sebuah planet.Alasannya, Pluto memiliki bentuk bundar seperti
planet, sedangkan komet dan asteroid cenderung berbentuk tak beraturan.
Pluto juga mempunyai atmosfer dan musim layaknya planet.Pada 24 Agustus
2006, dalam sebuah pertemuan Persatuan Astronomi Internasional, 3.000
ilmuwan astronomi memutuskan untuk mengubah status Pluto menjadi
“planet katai”.
Asal-usul nama Pluto
Mengenai masalah ini juga sempat menjadi kontroversi.Karena sempat
membuat banyak pihak saling berselisih paham. Banyak yang bilang nama ini
berasal dari karakter anjing dalam komik Walt Disney. Kenyataan bahwa
komik tersebut memulai debutnya pada tahun yang sama dengan penemuan
benda angkasa tersebut oleh manusia dipercaya banyak pihak sebagai salah
satu alasannya. Nama Pluto juga merupakan nama seorang dewa dari
kebudayaan Romawi yang menguasai dunia kematian (Hades dalam
kebudayaan Yunani). Nama ini diberikan mungkin karena benda angkasa ini
sama gelap dan dinginnya dengan dewa tersebut,selain juga misteri yang
A S T R O F I S I K A 245
menyelimutinya. Ternyata banyak nama lain yang pernah ditolak untuk
menamai planet baru tersebut. Salah satunya adalah Minerva, yang berarti
dewi ilmu pengetahuan. Alasannya jelas, karena nama tersebut sudah
dipergunakan untuk hal yang lain. Lalu ada nama Constante, merujuk pada
nama pendiri observatorium tempat Clyde bekerja, Constante Lowell. Namun
pemberian nama Lowell juga ditolak secara perlahan-lahan.
(Gambar Pluto)
Nasib Planet Pluto
Planet Pluto akhirnya diputuskan bukanlah sebuah planet.Hal ini
diputuskan oleh sekitar 2500 orang ahli pada pertemuan di Praha, pada 24
Agustus 2006 yang lalu.Hal tersebut dikarenakan setelah menganalisa lebih
jauh ciri dan sifat dari Pluto itu sendiri. Menurut para ahli ada 3 persyaratan
untuk disebut planet:
1) Harus mengorbit mengelilingi matahari
2) Harus mempunyai ukuran yang cukup besar dan berbentuk bulat
3) Orbit harus jelas dan bebas dari benda lain
A S T R O F I S I K A 246
Dikarenakan orbitnya yang berbentuk elips, maka pluto dianggap
bukan planet, sekarang Pluto berstatus sebagai ‘Dwarf Planet’ bersama
2003 UB313, atau yang sering di sebut Xena.
Gambar Orbit Pluto
Ukuran plutosangat kecil dantidak pernah dikunjungi oleh pesawat
luar angkasa.Oleh karena itu, kita tidak tahu banyak tentang bagian
interior pluto. Massa pluto diperoleh dari orbitsatelit pluto yaitu Charon,
yang memberikan jumlah massa Pluto dan Charon (persamaan (4.2).
Charon hampir sama kecil dengan Pluto sehingga kita tidak bisa berasumsi
bahwa massanya diabaikan. Massa individual Pluto dan Charon diperoleh
dengan mengukur posisi pusat massa dan menggunakan persamaan (4.3)
untuk mendapatkan jumlah massa.Kepadatan rata-rata yang diperoleh
untuk Pluto adalah 2030 . Penggunaan satelit kecil Nix atau Hydra
akan memberikan keputusan secara langsung.
Pluto terbagi menjadi sebuah inti hidrasi bebatuan, mantel es yang
terdiri dari air es dan kerak es yang berdasarkan pengamatan
spectrometric menunjukkan kandungan N yang kuat, dengan beberapa
persen CH4 dan sedikit CO. JikaPluto tidak terbentuk secara terpisah, maka
A S T R O F I S I K A 247
pemanasan radiogenic ditambah dengan pemanasan tidal terhadap Charon
seharusnya cukup untuk menyebabkan diferensiasi. Pemanasan pasang-
surut disebabkan oleh kedekatannya dengan Charon, hanya 19.570 km
dari Pluto dan massa relatif Charon sekitar 10% massa Pluto. Saat ini,
Pluto seharusnya padat secara keseluruhan, mengingat ukurannya yang
kecil, meskipun mantel terendah es bisa merupakan astenosfer.
A "?" menunjukkan tidak ada nilai yang tersedia.Jadi
dapatdibedakan.Kepadatan adalah nilai-nilai yang diperkirakan dalam situs,
yaitu bahwa mereka dikompresi (sedikit) kepadatan.Kelompok besarEuropa,
Ganymede dan Titan sesuai dengan komposisi yang mungkin berbeda.
Pada bagian (5.7) menunjukkan model Interior Pluto, serta model
Titan, Triton dan empat satelit Galilea. Tabel 5.3 memberikan data lain yang
khas. EKOs Eris, yang sedikit lebih besar daripada Pluto, memiliki satelit
kecil. Orbit akan memungkinkan massa Eris untuk menentukan dan karena
itu kerapatannya.Beberapa EKOs memiliki kerabat, yang memunculkan
kepadatan sekitar 200 kg m - 3, yang menunjukkan struktur yang lebih atau
kurang konsolidasi, agak seperti inti komet.
4. Objek Sabuk Kuiper/ EKOs
Sabuk kuiper merupakan wilayah yang berada dalam tata surya
tetapi ia diluar planet. Sabuk Kuiper ini berada antara 30 AU sampai
A S T R O F I S I K A 248
dengan 50 AU yang berarti membentang di antara orbit Neptunus,
sehingga obyek-obyek di dalamnya sering dikenal dengan trans-Neptunus
atau daerah yang terletak jauh melampaui Neptunus.Hampir mirip sejenis
sabuk asteroid tetapi lebih besar. Yang juga merupakan rumah bagi planet
kerdil seperti pluto, dan huamea. Pluto adalah anggota terbesar yang
diketahui dari sabuk Kuiper, dan salah satu dari dua obyek trans-Neptunus
terbesar yang diketahui, bersama dengan tersebar objek piringan Eris.
Awalnya dianggap planet, tetapi status Pluto merupakan bagian dari sabuk
Kuiper yang menyebabkan ia dikeluarkan sebagai sebuah " planet kerdil
"pada tahun 2006.
Astronom pertama yang menunjukkan adanya populasi trans-
Neptunus adalah Frederick C. Leonard. Di sini ia menyimpulkan bahwa
"wilayah luar tata surya, di luar orbit planet-planet, ditempati sejumlah
besar obyek-obyek yang relatif kecil" dan bahwa dari waktu ke waktu,
salah satu dari mereka "berkelana sendirian dan muncul sebagai
pengunjung sesekali ke tata surya", menjadi sebuah komet. Maka dari
sinilah beberapa satelit alami dalam Tata Surya seperti Neptunus Triton
dan Saturnus Phoebe diyakini berasal di wilayah ini.
Sabuk dan objek-objek di dalamnya dinamai sesuai dengan nama
Kuiper setelah penemuan. Namun astronom kadang-kadang
menggunakan nama alternatif Edgeworth-Kuiper belt kredit Edgeworth,
dan objek Sabuk Kuiper yang kadang-kadang disebut sebagai Ekos. Objek
Sabuk Kuiper yang kadang-kadang disebut kuiperoids.Istilah objek trans-
Neptunus (TNO) dianjurkan untuk objek dalam sabuk oleh beberapa
kelompok ilmiah karena istilah ini bukan istilah kontroversial. TNO
mencakup semua benda yang mengorbit Matahari melewati orbit
Neptunus , tidak hanya yang ada di sabuk Kuiper.
A S T R O F I S I K A 249
8.4. Satelit Galilea Jupiter
Satelit Galilea banyak dipelajari oleh flyby probe voyager 1
dan 2 pengorbit Galileo (Tabel 4.1). di lihat pada (5.7) yang
menunjukkan moddel interior dan Tabel (5.3) menunjukkan suhu inti,
densitas dan tekanan dan gambar 1.6 menunjukkan orbit mereka.
8.4.1. Penemuan dan Penamaan Satelit Galilean
Pada tanggal 7 Januari 1610 Galileo Galilei memperhatikan keempat
bulan terbesar Jupiter untuk pertama kalinya.Dia menamakan mereka
dan sebaliknya empat bulan tersebut juga dikenal sebagai bulan
Galileo.Jupiter memiliki 68 satelit, di antaranya Io, Europa, Ganymede,
Callisto (Galilean moons).Yupiter atau Jupiter adalah planet terdekat
kelima dari matahari setelah Merkurius, Venus, Bumi dan Mars.Yupiter
biasanya menjadi objek tercerah keempat di langit (setelah matahari,
bulan dan Venus); namun pada saat tertentu Mars terlihat lebih cerah
daripada Yupiter.
A S T R O F I S I K A 250
( Gambar satelit Galilean Jupiter )
Jarak rata-rata antara Yupiter dan Matahari adalah 778,3 juta km.
Jupiter adalah planet terbesar dan terberat dengan diameter 149.980
km dan memiliki massa 318 kali massa bumi. Periode rotasi planet ini
adalah 9 jam 55 menit, sedangkan periode revolusi adalah 11,86
tahun. Di permukaan planet ini terdapat bintik merah raksasa yang
disebut Badai Besar Abadi.Atmosfer Yupiter mengandung hidrogen (H),
helium (He), metana (CH4) dan amonia (NH3).Lapisan atas atmosfer
Yupiter terdiri dari 88 - 92% hidrogen dan 8 - 12% helium.Suhu di
permukaan planet ini berkisar dari -140oC sampai dengan 21oC.
Seperti planet lain, Yupiter tersusun atas unsur besi dan unsur berat
lainnya.
Yupiter memiliki cincin yang sangat tipis ,berwarna hampir sama
dengan atmosfernya dan sedikit memantulkan cahaya matahari. Cincin
Yupiter terbentuk atas materi yang gelap kemerah-merahan.Materi
pembentuknya bukanlah dari es seperti Saturnus melainkan ialah
batuan dan pecahan-pecahan debu.Setelah diteliti, cincin Yupiter
merupakan hasil dari gagal terbentuknya satelit Yupiter.Cincin yupiter
sangat besar.
A S T R O F I S I K A 251
8.4.2. Galilean moons atau Bulan Galileo :
Io (pengucapan bahasa Inggris: [ˈaɪ.oʊ], atau bahasa Yunani: Ἰώ)
adalah satelit planet Yupiter yang terdekat di antara empat satelit
Galileo, serta merupakan satelit keempat terbesar di Tata Surya.
Panjang diameter Io adalah 3.642 kilometer. Nama Io diambil dari
mitologi Yunani, yaitu nama seorang pendeta Hera yang menjadi salah
satu kekasih Zeus. Io memiliki lebih dari 400 gunung berapi aktif,
sehingga ia adalah obyek yang secara geologis paling aktif di Tata
Surya.
Europa (bahasa Yunani: Ευρώπη) adalah satelit keenam dari planet
Jupiter. Europa ditemukan pada tahun 1610 oleh Galileo Galilei
(dengan pembantahan dari Simon Marius, yang mengklaim bahwa ia
telah menemukannya pada tahun 1609). Satelit ini dinamakan atas
seorang wanita bangsawan Phoenicia yang bernama Europa, yang
kemudian dinikahi oleh Zeus dan menjadi ratu dari Kreta.Satelit ini
adalah satelit terkecil dari empat satelit Galilean.
Ganymede adalah satelit alam planet Yupiter.Satelit ini merupakan
satelit alami terbesar di Tata Surya.Ganymede adalah satelit ketujuh di
Tata Surya dan satelit Galileo ketiga dari Yupiter.Satelit ini mengitari
planetnya selama tujuh hari. Ganymede turut serta dalam resonansi
orbit 1:2:4 dengan satelit Europa dan Io. Satelit ini lebih besar
diameternya daripada planet Merkurius, namun massanya hanya
sekitar setengahnya.
Callisto (pengucapan bahasa Inggris: [kəˈlɪstoʊ], atau bahasa Yunani:Καλλιστώ Yunani) adalah satelit planet Yupiter yang ditemukan pada
tahun 1610 oleh Galileo Galilei. Callisto merupakan satelit ketiga
terbesar di Tata Surya dan kedua terbesar di sistem Yupiter, setelah
A S T R O F I S I K A 252
Ganymede.Callisto memiliki sekitar 99% diameter dari planet
Merkurius tetapi hanya sekitar sepertiga dari massanya. Berdasarkan
jarak, ia adalah satelit Galileo keempat dari Yupiter, dengan jari-jari
orbit sekitar 1.880.000 km. Nama Callisto diambil dari nama putri
Likaon yang bernama Kallisto. Dia digoda oleh Jupiter dan diubah
menjadi beruang.
Bulan Galileo ditemukan oleh Galileo Galilei pada bulan Januari
1610.Observasi tercatat pertama kepada Io dilakukan oleh Galilei pada
7 Januari 1610, menggunakan teleskop refraksi di Universitas Padua.
Meskipun, dalam pengamatan itu, Galilei tidak dapat membedakan
antara Io dan Europa karena lemahnya teleskop yang ia gunakan.
Kedua satelit itu lalu dicatatnya sebagai satu titik cahaya dan bukan
dua.Io dan Europa baru terlihat terpisah keesokan harinya, 8 Januari
1610 (dan kemudian digunakan sebagai tanggal resmi ditemukannya
Europa oleh International Astronomical Union.
Seperti satelit Galilean lainnya, Europa dinamakan atas pencinta
Zeus, yaitu nama Yunani untuk dewa Jupiter. Skema penamaan ini
disarankan oleh Simon Marius, yang mengklaim bahwa ia telah
menemukan seluruh empat satelit Galilean, yang kemudian Galileo
menuduhnya telah melakukan plagiat. Marius memberikan
proposalnya kepada Johannes Kepler.
Nama-nama ini kemudian kehilangan preferensi dan akhirnya
mulai hilang begitu saja seiring waktu hingga pertengahan abad ke
20.Dari kebanyakan literatur astronomi lainnya, Europa lebih sering
disebut sebagai Jupiter II, sebuah sistem yang diluncurkan Galileo
untuk menandakan "Satelit kedua dari Yupiter".Pada 1892, penemuan
satelit Amalthea, yang orbitnya berada lebih dekat ke Jupiter
dibandingkan Europa, mendorongnya masuk ke posisi ketiga.Pemantau
Voyager menemukan tiga lagi, pada 1979, jadi Europa sekarang
A S T R O F I S I K A 253
diperkirakan sebagai satelit keenam, walau kadang satelit ini masih
ditulis sebagai Jupiter II.
Pada tanggal 11 Januari 1610, Galileo Galilei mengamati apa yang
dia percaya adalah tiga bintang di dekat Yupiter; esok malamnya dia
mengetahui bahwa mereka berpindah tempat. Dia menemukan bintang
keempat yang diperkirakan, yang ternyata adalah Ganymede, tanggal
13 Januari. Pada 15 Januari, Galileo menyimpulkan bahwa bintang
tersebut sebenarnya adalah benda yang mengorbit Yupiter. Dia
mengklaim hak untuk memberi nama satelit-satelit tersebut; dia
memikirkan "Bintang-bintang Kosmian" lalu tiba pada "Bintang-bintang
Medicean".
Astronom Perancis Nicolas-Claude Fabri de Peiresc menyarankan
nama individual dari keluarga Medici bagi satelit-satelit itu, namun
usulannya tidak diperhitungkan. Simon Marius, yang pada mulanya
mengklaim telah menemukan satelit Galilean, mencoba menamai
satelit-satelit tersebut "Saturnusnya Yupiter", "Yupiternya Yupiter"
(yang ini adalah Ganymede), "Venusnya Yupiter", dan "Merkuriusnya
Yupiter", tatanama lain yang tidak mendapat perhatian. Dari saran oleh
Johannes Kepler, Marius sekali lagi mencoba memberi nama satelit-
satelit itu.
1. IO
Io adalah salah satu bagian yang paling dalam pada satelit Galilea
Jupiter.Ukurannya sedikit lebih besar daripada bulan dan agak lebih padat.
Kepadatan rata-rata, 3530 kg m - 3, menunjukkan dominasi silikat besi FeS
yang besar serta komposisi dan nila C M 0.378 lebih rendah daripada
nilai uniformsphere dari 0,4 yang dibutuhkan dalam bahan padat. Model
gambar (5.7) adalah inti besi yang dominan sepanjang setengah jalan ke
permukaan, yang volumnya sekitar satu-delapan. Pengorbit Galileo
A S T R O F I S I K A 254
menerima bukti-bukti yang meyakinkan untuk momen dipol magnetik,
sedikit lebih besar dari Merkurius, dengan demikian, bisa mencair
(sebagian). Hal ini juga ditunjukkan dengan kepadatan es.Terlalu rendah
untuk proporsi seharusnya dari besi atau FeS, kecuali proporsi cair.
(Gambar bagian dalam I0)
Sebagian yang panas akan meleleh dalam es, dan ada bukti yang
dramatis tentang hal itu.Io adalah paling aktif dari semua planet pada tata
surya (plate 12)! Mantel, Bagian utama dari volume, diperkirakan
astenosfer yang mana konveksi dalam keadaan padat sedang berlangsung
dan diwarnai oleh litosfer tipis yang mencakup kerak silikat yang kaya
akan belerang. Mencairnya sebagian di astenosfer akan memberikan
output vulkanik dapat diamati, yang terdiri dari silikat, sulfur dan sulfur
SO2.
Data Io
Ditemukan oleh : Galileo Galilei
Kepadatan rata-rata : 3530 kg m – 3
Diameter : 3. 632 km
Gravitasi : 1/6 garvitasi bumi
Satelit : Jupiter
A S T R O F I S I K A 255
Jari – jari dan Orbit : 400.000 km dan 2.000. 000 km
Hal ini mengejutkan banyak para astronom bahwa dunia kecil ini
memiliki kedalaman cukup panas sehingga menjadi sangat aktif.
Persamaan (4.13) (Bagian 4.5.4) menunjukkan bahwa dunia kecil
dengan cepat kehilangan energi, oleh karena itu, harus sejuk pada
kedalaman yang besar. Pada kenyataannya, bulan sebanding dengan Io
dalam ukuran dan massanya masih sedikit atau tidak ada aktivitas gunung
berapi, dan Merkurius lebih besar daripada Io. Terdapat pemanasan
radiogenic, tetapi cukup jauh. Hal ini bisa hanya masuk akal jika terjadi
pasang surut.
pada Bagian 4.5.1 Anda telah melihat bahwa energi gelombang yang
dihasilkan pada inti melalui rotasinya, yang terjadi karena air pasang.
Dalam kasus Io, periode rotasi samadengan periode orbit - sinkron rotasi -
dan itu adalah hasil dari efek gelombang itu sendiri. PadaOrbit lingkaran,
Io akan menjadi sama seprti Jupiter, pada bagian (5.8) bahan yang akan
dilakukan dengan tidak menyapu pada pasang ekstensi yang melekat pada
permukaan. Hal ini berarti tidak akan terjadi pemanasan pasang surut. Di
sisi lain, jarak orbit melingkar Jupiter akan terus-menerus, jadi tidak ada
energi tidal yang dihasilkan oleh variasi dalam jarak Jupiter-Io.
Memang, orbit Io tidak terlalu melingkar.Akibatnya, ada gelombang
masuk melalui jarak Jupiter yang berbeda.Selain itu, sekarang ada
kontribusi rotasi Io.Tingkat rotasi konstan, namun kecepatan gerakan di
sekitar orbit bervariasi, hanya sebagai kecepatan planet di orbit elips
bervariasi sesuai dengan hukum kedua Kepler. Jadi dari Jupiter, Io
tampaknya seperti ayunan yang bergerak ke sana kesini karena itu orbit
sekitar planet ini, seperti yang ditunjukkan pada (gambar 5.8), dan karena
itu bahan sekarang berosilasi melalui perpanjangan air pasang. Kalau
bukan karena resonansi berarti gerak dengan Europa dan Ganymede,
periode orbit dari Ganymede, Io, Europa, adalah dalam rasio 1:2:4. Io
A S T R O F I S I K A 256
akan menjadi lebih bundar dan pemanasan pasang-surut akan berkurang
(persamaan (4.13)).
2. Europa
Europa bersama tiga satelit Yupiter lainnya, Io, Ganymede dan
Callisto, ditemukan oleh Galileo Galilei pada bulan Januari 1610.Observasi
tercatat pertama kepada Io dilakukan oleh Galilei pada 7 Januari 1610,
menggunakan teleskop refraksi di Universitas Padua. Meskipun, dalam
pengamatan itu, Galilei tidak dapat membedakan antara Io dan Europa
karena lemahnya teleskop yang ia gunakan. Kedua satelit itu lalu
dicatatnya sebagai satu titik cahaya dan bukan dua.Io dan Europa baru
terlihat terpisah keesokan harinya, 8 Januari 1610 (dan kemudian
digunakan sebagai tanggal resmi ditemukannya Europa oleh International
Astronomical Union.
Seperti satelit Galilean lainnya, Europa dinamakan atas pencinta
Zeus, yaitu nama Yunani untuk dewa Jupiter. Skema penamaan ini
disarankan oleh Simon Marius, yang mengklaim bahwa ia telah
menemukan seluruh empat satelit Galilean, yang kemudian Galileo
menuduhnya telah melakukan plagiat. Marius memberikan proposalnya
kepada Johannes Kepler.
A S T R O F I S I K A 257
Nama-nama ini kemudian kehilangan preferensi dan akhirnya
mulai hilang begitu saja seiring waktu hingga pertengahan abad ke
20.Dari kebanyakan literatur astronomi lainnya, Europa lebih sering
disebut sebagai Jupiter II, sebuah sistem yang diluncurkan Galileo untuk
menandakan "Satelit kedua dari Yupiter".Pada 1892, penemuan satelit
Amalthea, yang orbitnya berada lebih dekat ke Jupiter dibandingkan
Europa, mendorongnya masuk ke posisi ketiga.Pemantau Voyager
menemukan tiga lagi, pada 1979, jadi Europa sekarang diperkirakan
sebagai satelit keenam, walau kadang satelit ini masih ditulis sebagai
Jupiter II.
Europa, ukuran bulan dunia lain, yaitu satelit terdekat berikunya
dari Galilea Jupiter. Permukaannya tertutup es, meskipun kepadatannya,
3.010 kgm bulan menunjukkan silikat yang mendominasi komposisinya.
Apa nilai dariC M yang ditunjukan pada table 4.2?
Nilai dari C M yang ditunjukan pada table 4.2 adalah 0.378.
Nilai C M lebih rendah daripada Io, yang dapat dipenuhi oleh
konsentrasi tinggi ofdenser bahan sehingga kedalaman meningkat. Jika
inti yang kering sama komposisi (terutama silikat dan FeS), ditutupi
dengan lapisan air, es, atau es yang lebih cair, maka model pengamatan
mantel dengan tebal 150 km. inti kering diindikasikan oleh model
termal.Namun, ada kemungkinan bahwa inti berbatu itu sendiri dibagi
menjadi dua daerah, Interior kaya besi, daerah yang mungkin dipenuhi
dengan FeS atau besi oksida.Pengorbit Galileo menerima bukti-bukti
yang meyakinkan untuk momen dipol magnetik.Berbagai komposisi
rinci, dengan atau tanpa inti kaya zat besi, menyebabkan berbagai
model, tetapi secara umum diterima bahwa mantel Air Europa adalah
100-200 km.
A S T R O F I S I K A 258
Entri yang sama dalam pasang beroperasi seperti Io, walaupun
kecepatan di mana energi yang dilepaskan dalam tangki air adalah sekitar
20 kali lebih sedikit, karena jarak Jupiter Europa, yang sebagian besar
eksentrisitas yang besar dari orbit Europa mengkompensasi (Lihat
persamaan (4.13) dan jawaban untuk pertanyaan 5.6). Kami
mengharapkan Europa memiliki pemanas domestik, walaupun hanya
selama pasang dan pendingin radiogenic, ditambah dengan radiasi
matahari dan panas primordialnya, harus cukup untuk mencairkan bagian
bawah air.Bahkan mungkin jumlah yang sederhana dari aktivitas gunung
berapi di dasar laut.Permukaan halus es menunjukkan kerak es yang bisa
beberapa kilometer tebalnya, dan bahkan jika ini dapat didasarkan pada es
mencair daripada lautan, para astronom paling percaya ada lautan
tambahan.Suhu di bagian utama dari mantel terlalu lemah untuk udara
murni menjadi cair. Namun, garam akan muncul, termasuk NaCl, yang
menurunkan suhu beku, dan ini dapat lebih lanjut diturunkan NH3, yang
menggabungkan H2O untuk membentuk lekukan NH3,H2O.
Data Europa
Ditemukan oleh : Galileo Galilei
Kepadatan rata-rata : 3, 040 gr/cm3
Diameter : 3. 216 km
Temperature : - 163 oC di ekuator dan – 223 oC di kutub -kutubnya
Satelit : Jupiter
Jari – jari dan Orbit : 400.000 km dan 2.000. 000 km
A S T R O F I S I K A 259
Karakter fisik Europa
Struktur internal
Sebuah model interior Europa yang menunjukkan sebuah kerak es
terluar di atas sebuah samudera cair atau es lembut, dan inti silikat dan
metal.
Europa itu sama dari komposisi atas planet-planet terestrial, terdiri
atas silikat. Europa diperkirakan memiliki mantel air yang
mengelilinginya diperkirakan setebal 100 km (62 mil); sebagian
sebagai kerak es, dan sebagian lagi sebagai simpanan samudera air di
bawahnya.Data magnetik baru-baru ini yang ditemukan oleh pengorbit
Galileo menunjukkan bahwa Europa telah menciptakan sebuah area
magnetik yang disebabkan oleh interaksinya dengan Jupiter, yang ikut
menunjukkan keberadaan sebuah inti konduktif yang padat.Samudera
ini diperkirakan adalah samudera air asin cair, seperti yang ada di
Bumi. Mantel ini diperkirakan telah mengalami perubahan sudut
("terpeleset") sekitar 80 derajat, hampir membalikkan kedua kutubnya,
yang mungkin tidak akan terjadi jika es tersebut ada terus hingga ke
inti satelit tersebut. Europa diperkirakan memiliki inti besi metalik.
(Gambar permukaan Europa)
A S T R O F I S I K A 260
Fitur permukaan
Mosaik dari pesawat Galileo menunjukkan fitur-fitur yang tercipta
akibat aktivitas geologis: lineae, kubah-kubah, jurang-jurang dan
Conamara Chaos.
Europa adalah salah satu obyek angkasa dengan permukaan paling rata
di Tata Surya.Tanda-tanda dan garis-garis yang meliputi muka dari
Europa tampaknya terjadi akibat fitur albedo, yang lebih mengindikasikan
topografi rendah.Ada beberapa kawah di satelit akibat permukaannya
yang secara tektonis aktif dan masih muda.Permukaan es Europa
memberikannya pemantulan cahaya sebesar 0.64, satu dari yang paling
tertinggi dari seluruh satelit.Ini juga tampaknya mengindikasikan
permukaan yang masih muda dari Europa; didasarkan pada penghitungan
banyaknya bombardir komet yang telah dialami oleh Europa,
permukaannya diperkirakan baru berumur 20 hingga 180 juta
tahun.Hingga saat ini belum terjadi konsensus penuh atas penjelasan-
penjelasan yang banyak dan kontradiktif terhadap permukaan Europa.
Level radiasi di permukaan Europa diperkirakan sama dengan dosis
sebesar 540 rem (5400 mSv) per hari, sebuah jumlah radiasi yang dapat
menyebabkan penyakit pada manusia
3. Ganymede dan Callisto
Dua satelit Galilea lainnya yaitu Ganymede dan Callisto memiliki
permukaan es, dengan lapisan silikat tipis yang banyak meliputi
Callisto.Kepadatan rata-rata mereka, 1940 kg, terdiri dari es - tidak seperti
Io dan Eropa yang sebagian besar wilayahnya adalah bebatuan es. Kondisi
di mana Ganymede dan Callisto terbentuk pada permukaan sehingga
dapatdiamati komposisinya, berarti komponen es tersebut pada dasarnya
tidak diragukan lagi air garam ada pada beberapa poin persentase NH3 di
Callisto, terlalu sedikit pada Ganymede. NH3, H2O juga ada.
A S T R O F I S I K A 261
Data Ganymade dan Callisto
Ditemukan oleh : Galileo Galilei
Kepadatan rata-rata : 1,930 gr/ cm3(1,5 lebih besar dari bulan)dan5.279 km dan
Diameter : 1, 810 gr/ cm3 km dan 4.820 km untuk Callisto
Temperature : - 163 oC di ekuator dan – 223 oC di kutub -kutubnya
Satelit : Jupiter
Jari – jari dan Orbit : 400.000 km dan 2.000. 000 km
Komposisi : Es dan batuan silikat
Gambar 5.7 apakah proporsi Ganymede merupakan air es?
Proporsi Ganymede merupakan mantel yang kaya akan es dan inti
yang kaya akan bebatuan sehingga proporsinya bukan hanya air es saja
tetapi ada bebatuan silikat .
Jika air Ganymede pada dasarnya adalah tersusun dalam mantel es ,
dan proporsi yang bukan air es adalah kubus dari jari-jari mantel kaya
silikat dibagi menjadi kubus dari jari-jari Ganymede.Gambar 5.7 rasio ini
adalah 0.24. Akibatnya,
proporsi volume air es adalah
0,76. Namun, proporsi air
massa adalah sekitar 50%,
karena air jauh lebih padat
daripada silikatdan zat-zat
kaya zat besi.
Nilai rendah 0.311
untuk C M menunjukkan
A S T R O F I S I K A 262
bahwa silikat dan bahan kaya zat besi diGanymede terkonsentrasi ke inti
yang ditunjukkan pada gambar 5.7, mungkin dengan konsentrasi bahan
kaya zat besi pada bagian dalam. Perbedaan yg besar ini terdapat pada
satu wilayah yang padat, lebih padat pada System matahari.Ganymede
memiliki titik dipol magnetiktiga kali Merkurius, menunjukkan bahwa inti
adalah sebagian cair konveksi dan aktif. Konveksi kuat memerlukan
energi yang lebih besar daripada saat ini. Di masa lalu ini telah dilakukan
oleh gelombang besar yang dihasilkan dari orbit yang lebih eksentrik.
Kemungkinan bahwa orbit satelit Galilea telah berevolusi, dan ada
kemungkinan bahwa eksentrisitas Ganymede lebih tinggi dari 1000 Ma.
Permukaan Ganymede mengungkapkan komprehensif, kompatibel dengan
interior yang hangat, aktivitas geologi baru yang relatif, dan ada juga
bukti diferensiasi pada suatu titik di masa lalu (Pasal 7.4.2).Namun, tidak
jelas bahwa konveksi di beberapa titik yang sebelumnya masih bisa terjadi.
Penjelasan lain Medan magnet, adalah bahwa memiliki kulit magnetit, Fe,
yang menjadi permanen magnet oleh Medan magnet Jupiter ketika
mengeras, mungkin ada 2000 ma.
Penjelasan ketiga medan magnet diindikasikan oleh karakteristik
dari permukaan dan (Bagian 7.4.2) lapisan cair beberapa kilometer
tebalnya pada kedalaman sekitar 170 km. Ini adalah hasil dari pemanasan
radiogenic dan energy tidal. Ini akan menjadi kotor dan sangat konduktif
elektrik.
Untuk Callisto, nilai 0.358 untuk C M secara signifikan kurang
dari nilai 0.38, yang berkaitan dengan kompresi dari campuran massa
diri. Namun, hal ini tidak cukup kecil untuk menunjukkan ada
diferensiasi, dan memiliki konsentrasi bahan berbatu sederhanapada
pusat. Terdiri dari berbatu-es, meskipun sebagian kecil bahan es tidak
dapat ditemukan.pada permukaanCallisto selalu lebihdingin daripada
Ganymede , dan ini adalah konsisten dengan diferensiasi terbatas. Sebuah
A S T R O F I S I K A 263
alasan yang mungkin adalah pemanasan pasang-surut yang signifikan,
konsekuensi dari Eksentrisitas orbit Callisto yang rendah, ketiadaan
resonansi orbital dan jarak yang lebih jauh dari Jupiter.Faktor lainnya
adalah massa rasio lebih kecil dari bebatuan esCallisto, bahan-bahan yang
dihasilkan kurang radiogenic dan kemungkinan
konveksi kondisi soli dalam inti berbatu-es yang ada pada interior.
Ketiadaan seperti inti di Ganymede akan membantu mempromosikan
diferensiasi yang paling komprehensif.
Anda mengharapkan Callisto memiliki momen dipol magnetik?
Tidak.Momen magnetik Dipol harus nol sehingga bagian interoir dari
Calisto rendahJika Callisto memiliki Interior keren artinya momen dipol
magnetik harus nol. Callisto cukup jauh dari Jupiter sehingga Medan
magnet lebih lemah, yang memungkinkan bagian interiornya sangat
rendah untuk terdeteksi. Hal ini memungkinkan orbiter Galileo sangat
rendah pada setiap momen dipol magnetik, cukup kompatibel dengan sifat
lain dari Callisto. Pada kasus Callisto, cukup mengganggu dari Medan
magnet Jupiter mengindikasikan adanya konduktivitas listrik. Shell air
kaya NH3, H2O dan garam, sehingga menurunkan suhu beku, yang
mungkin ada dalam mantel es. Hal ini juga merupakan sebuah pernyataan
yang menjelaskan kurangnya karakteristik diametarial pada dampak
Valhalla (Bagian 7.4.2).
4. Kelompok satelit Galilean
Di antara satelit Galilea, proporsi bahan dingin meningkat
sebagaian melampaui Jupiter, nol untuk Io, lebih dari 50% oleh massa
untuk Callisto. Kecuali satelit ini diteliti lebih lanjut sampai ke dalam,
penjelasannya adalah bahwa Io dibentuk terlalu dekat ke proto-Jupiter
sehingga tidak pernah memiliki komponen es. Europa telah memperoleh
A S T R O F I S I K A 264
sejumlah kecil es dan sejumlah besar Ganymede dan Callisto.Air es akan
didominasi - nebula surya dan wilayah Jupiter akan menjadi terlalu panas
untuk memungkinkan adanya es.
Peningkatan jarak Jupiter juga berkorelasi dengan evolusi termal
inferred, dengan besar pendinginan pada Io untuk Europa, Ganymede,
Callisto. Kecenderungan ini adalah sebagian besar karena pengurangan
pasokan tidal energi dengan meningkatnya jarak dari Jupiter.
8.5. Satelit kecil
Masih ada sejumlah satelit kecil, asteroid dan komet. Interior asteroid
dan komet dibahas secara singkat dalam bab 3, dan kami akan
mengatakan sedikit tentang mereka di sini, tetapi berkonsentrasi pada
satelit kecil.
Satelit terkecil ini, kita telah membahas adalah Pluto, yang memiliki
radius 1153 km. Maka dalam ukuran berikutnya adalah Titania, satelit
terbesar Uranus. Bintang ini memiliki radius 789 km ini merupakan
langkah nyata yang mendiskusikan bagian interior secara
menonjol.Kebanyakan satelit kecil yang berputar di sekitar planet raksasa
akan memiliki komposisi yang hampir sama yaitu bebatuan-es yang
sebagian massanya adalah es dan sebagiannya lagi adalah batu. Kepadatan
dari beberapa satelit Saturnus diperkirakan dari efeknya pada cincin dan
satelit lain dan nilai-nilai yang sangat rendah, kurang dari kepadatan air
es (917 kg m - 3 pada 273 K dan 105 Pa, lebih padat pada suhu yang lebih
rendah, tapi tidak terlalu sensitif terhadap tekanan).
A S T R O F I S I K A 265
(Gambar satelit Phobos dan Deimos)
Hal ini menunjukkan apa?
Satelit tidak akan membeku dan tidak akan sensitif terhadap tekanan.
Kepadatan rendah ini menunjukkan tingkat tinggi porositas. Satelit
yg dekat dengan Jupiter akan sangat panas, entah karena pasang surut
atau pengaruh planet raksasa muda, pada jarak mereka yang sebagian
besar terendam air es. Salah satunya, Amalthea, Radius rata rata 84 km,
yang massanya diukur oleh pengorbit Galileo. Yang memberikan
kepadatan sekitar 860 Kgm-3,untuk wilayahyang bebas esdalam jumlah
yang besar, dengan bentuk yang kemungkinan adalah puing puing batu,
sedikit dibentuk kembali setelah gangguan oleh tabrakan. Bentuknya
sangat tidak bulat.
Hanya lima satelit kecil yang tidakmengelilingi raksasa. Mereka
adalah Phobos dan Deimos pada satelit martian atau satelit dari mars,
wilayah bebatuan yang terbentuk dari asteroid, satelit bebatuan-esPluto
yaitu Charon dan dua satelit kecil Nix dan Hydra. Pemanasan pasang-
surut ini cenderung telah memastikan bahwa Charon sepenuhnya
berbeda.Satelit yang lebih kecil dari semua tidak dapat dibedakan bahkan
meskipun mereka telah dipanaskan.Hal ini karena gravitasinya sangat
kecil, dan persamaan kimia antara konstituen dan kecenderungan
A S T R O F I S I K A 266
gravitasi sangat berbeda.Permukaan beberapa satelit kecil lebih luar biasa
jika dibandingkan interior mereka.
A S T R O F I S I K A 267
BAB IX
PLANET-PLANETRAKSASA
A S T R O F I S I K A 268
9.1. PLANET-PLANET RAKSASASampai pada empat planet raksasa kita urutkan dari urutan yang
besar atau berdasarkanukuran dan massa, dengan jupiter, saturnus,uranus dan neptunus masing-masing memiliki massa 317,8 mE,
95,1 mE, 14,5 mE dan 17,1 mE, dimana mE adalah massa bumi.Mereka adalah dunia yang sangat berbeda dengan planet yanglainnya. Gambar 5.9 menunjukkan model komposisi bagian dalamjupiter, saturnus, uranus, neptunus berdasarkan data pengamatan.Beberapa variasimungkin sehingga model-model yang ditampilkantersebutpada umummya indikatif daripada definitif.
Gambar 5.9 Contoh representatif keseluruhan planet-planetraksasa(pada bidang equatorial mereka)
Kebanyakan alasan mengenai hal ini adalah bahwa adapersamaan keadaan dari calon-calon material, dalam hal inihidrogen dan helium, yang kurang diketahui pada tekanan tinggi
A S T R O F I S I K A 269
yang dialami di bagian terdalam. Kesulitan lainnya adalah bahwakoefisien gravitasi J2 (bagian 4.1.2) adalah agak tak dirasakanterhadap profilkepadatan dalam yang jaraknya kira-kira tiga kali daripusat. Koefisien lainnya, J4, J5 dan lain-lain, bahkan mendekati jarakyang sangat kecil.
Bagian dalam planet-planet raksasa kurang lebih terdiri daribanyak hidrogen, helium dan material-material es, material batuanhanya sebagian kecil dari massanya. Dominasi hidrogen, helium danmaterial es adalah syarat kepadatan rendah dari planet-planetraksasa tersebut (tabel 4.2) dengan jarak dari kepadatan tinggi 1640kgm-3untuk neptunuske kepadatan rendah yang menakjubkanyaitu690 kgm-3 untuk saturnus. Kepadatan rendah tersebut, beberapa kalilebih kecil daripada massa jenis material batuan, yang sungguh luarbiasa terjadi pada planet-planet raksasa yang ukurannya besar.
Mengapa ukurannya relevan?Persamaan ( 4.1.2 )≈ 23Ket : = tekanan pada pusat
=kepadatan rata-ratatubuh planet
R= jarak dari permukaan
Persamaan tersebutmenunjukkan bahwa jari-jari besarmenyebabkan tekanan besar ,dan tekanan besar meningkatkankepadatan suatu zat . Untuk Jupiter dan Saturnus model itu hanyasesuai dengan kepadatan rata-rata mereka yang sebagian besarterdiri dari bahan padat intrinsik yakni - hidrogen dan helium .Uranus dan Neptunus , menjadi lebih kecil , karena memiliki bahan-bahan es sebagai bahan utama . Berdasarkan kelimpahan relatif dariunsure-unsur dalam Tata Surya , air menjadi bahan es dominan diplanet raksasa .
Dalam model Jupiter dan Saturnus , daerah lebih luar adalahhidrogen dan helium , dengan jumlah yang lebih sedikit dari zat lain .Dalam kasus Uranus dan Neptunus , meskipun sampul luar
A S T R O F I S I K A 270
utamanya adalah hidrogen dan helium , ada bagian besar bahan esjuga. Daerah terluar dapat diamati secara langsung , dan tentu sajamodel tersebut cocok dengan pengamatan . Komposisi lapisan dalammodel tersebut sangat kuat ditunjukkan oleh data gravitasi ,meskipun batas-batas antara lapisan tertentu tampaknya tidak jelas.Bagaimanapun juga,ada, konsentrasi material es- batuan yang ada dipusat , meskipun mungkin agak sedikit dalam kasus Jupiter .
Teori mana yang mendukung tentang asal-usul planet raksasa?
Teori inti - akresi memprediksi bahwa planet raksasa dimulai dariintimaterial es –batuan yang tumbuh cukup besar untuk menangkapsampul hidrogen –helium dan planetesimals es-batuan( Bagian 2.2.5) .Jadi, beberapa pusat konsentrasi material es –batuan diperkirakan .
Tabel 5.4 daftar suhu , kepadatan , dan tekanan pada beberapakedalaman di planet raksasa – lagi-lagi indikatif , bukan definitif .Suhu tinggiinterior ditunjukkan oleh kelebihan –kelebihan IR diamatidari Jupiter , Saturnus , dan Neptunus ( Bagian 4.5.3 ) .
bagian luar yang sama mengalirkan energi dari interior diberikandalam Tabel 4.2 .
Untuk semua planet raksasa , interior panas saat ini diprediksioleh model termal . Selain itu , momen dipol magnetik besar setiapplanet raksasa menunjukkan luas , daerah cairan konvektif dalaminterior dapat mengalirkan arus listrik . Model tersebut memprediksibahwa konveksi terjadi sepanjang bagian besar interior masing-masing planet raksasa . Kelebihan IR rendah dari Uranus dapatdijelaskan oleh kurangnya arus konveksi pada beberapa rentangkedalaman , mungkin karena gradien komposisi .Tampak suatu keyakinan bahwa planet raksasa adalah seluruhnyacairan, dalam hal perilaku hidrostatik yang dihperkirakan, danmedan gravitasi memangdiperkirkan dari tubuh hidrostatik yangberputar .
Hal ini jelas bahwa planet-planet raksasa dapat dibagi menjadidua pasang : Jupiter dan Saturnus , Uranus dan Neptunus (Pertanyaan 4.1 , Bagian 4.1.1 ) . Memang , beberapa orangmenggunakan batasan istilah ' raksasa ' untuk Jupiter dan Saturnus ,dan menyebut uranus dan neptunus ' raksasa kecil '. Kamimemeriksa setiap pasangan pada urutannya.
A S T R O F I S I K A 271
9.2. JUPITER DAN SATURNUS
Kedua planet raksasa ini yang paling menyerupai Matahari
dalam komposisi mereka , meskipun di dalam matahari unsur-
unsur berat ( yang lain selain hidrogen dan helium ) jumlahnya
hanya sekitar 2 % dari total massa Matahari , di sebagian besar
model Jupiter unsur ini mencapai 5 -10 % dari massa , dan
bagiannya sekitar tiga kali lebih besar di Saturnus . Oleh karena itu,
massa sebenarnya dari unsur-unsur berat adalah sama dalam dua
planet .
Table5.4 Model temperatures, kepadatan, dan tekanan dari
planet-planet raksasa
9.2.1. Jupiter
Untuk mengeksplorasi interior Jovian , kita akan
mengambil sebuah perjalanan imajiner ke pusatnya . Kita mulai
dari atmosfer , yang diamati massanyaterdiri dari , sekitar 23 %
helium , hampir semua sisanya menjadi hidrogen . Hidrogen
dalam bentuk molekul H2 , dan helium , gas inert tidak reaktif ,
dalam bentuk atom He. Fraksi massa helium ini secara signifikan
kurang dari nilai suryapurba sekitar 27 % ( Bagian 1.1.3 ).
Meskipun Matahari dan Jupiter terbentuk dari nebula yang sama
,hal ini tidak sulit untuk memahami mengapa fraksi heliumnya
berbeda. Beberapa pengendapan helium akan terjadi , dengan
A S T R O F I S I K A 272
hasil bahwa ada fraksi yang lebih besar pada bagian bawah yang
lebih dalam. Pengendapan juga terjadi di Matahari-di atmosfer
Matahari fraksi massa helium hari ini adalah sekitar24 %, secara
kebetulan sama seperti di atmosfer Jovian. Fraksi helium di dalam
mantel metalik ( lihat di bawah) dalam model Jovian adalah
sekitar 27 %, dan sebagainya, dengan hampir semua massa
Jupiter dalam mantel ini, fraksi massa helium keseluruhan di
Jupiter adalah sekitar itu dari Matahari saat terbentuk (dan di
luar inti fusi hari ini).
Di bawah atmosfer Jovian kita menembus dengan cepat melalui
berbagai lapisan awan, suhu, tekanan, dan kepadatan meningkat
secara bertahap seperti yang kita turuni. Pada beberapa ribu km
di bawah awan puncak, kepadatannya adalah beberapa ratus m -
3. Hal ini ±mendekati 1000 kg m - 3 kepadatan air (cair) di
permukaan bumi. Oleh karena itu, kita telah tiba pada apa yang
bisa kita anggap sebagai lautan hidrogen - helium - dan belum
kitaseberangi tanpa permukaan. Gambar 5.10 menunjukkan
diagram fase molekul hidrogen (kehadiran helium akan sedikit
memodifikasi, tapi cerita masih sama pada semua esensinya).
Perjalanan kita membawa kita sepanjang jalan yang ditampilkan
sebagai garis putus-putus.
Gambar . bagian- bagian jupiter
A S T R O F I S I K A 273
Mengapa tidak ada transisi mendadak dari fase kepadatangas yang relatif rendah - kefasekepadatan cair yang lebihtinggi ?
Garis baiknyabergerak sebelah kanan titik kritis ( Cr) , sehingga kepadatan berangsur-angsur meningkat
Gambar 5.10 Diagram fasemolekul hidrogen, dengan kondisi Joviandiwakili oleh penyelidikan pengukuran Galileo
Ketidaaan dari permukaan ini menimbulkan masalah definisi .Hal ini didefinisikan sebagai radius di mana tekanan atmosfer adalah105 Pa (tekanan atmosfer standar pada permukaan bumi adalah (1,01× 105 Pa). Definisi yang sama diadopsi untuk semua planet raksasa.Dalam kasus Jupiter, 105 Pa tidak jauh di bawah puncak awan bagianatas.
Kami, bagaimanapun, menghadapi bermacam permukaan yanglebih dalam ke bawah, meskipun dengan hanya sekitar 10 %kepadatan meningkatmelintasinya. Ini adalah transisi antara molekulhidrogen cair (ditambahatom helium) dan hidrogen logam cair(ditambah atom helium). Pada tekanan sekitar 2 × 1011 Pa, kepadatanmolekul hidrogen adalah sekitar 800 kg m - 3, cukup tinggi bahwasetiap atom hidrogen dalam molekul H2 tertarik ke atom dalammolekul tetangga sebanyak molekul sejenis. Oleh karena itu, molekulH2 putus. Selain itu, elektron tunggal yang mengorbit inti dari setiapatom hidrogen juga akan menjadi sama-sama tertarik pada atomtetangga, sehingga atom terpecah juga. Hidrogen kemudian akanmenjadi ' gas ' elektron bergerak dalam ' laut ' dari inti hidrogen.Banyak sifat karakteristik logam timbul dari adanya ' elektron gas 'dalam diri mereka , sehingga istilah ' hidrogen metalik ' adalah tepat.
A S T R O F I S I K A 274
Hidrogen metalik dulunya hanya prediksi teoritis , tapi kemudian padatahun 1996 tekanan yang cukup tinggi diproduksi di laboratoriumuntuk hidrogen metalik muncul seperti yang diperkirakan. Di Jupitertransisi ke bentuk logam berlangsung sepanjang berbagai tekanan, danmembagi interior menjadi mantel hidrogen metalik dan lapisan atassampul molekul hidrogen. Kisaran kedalaman di mana transisi terjaditidak diketahui. Gambar 5.9 menunjukkan puncak transisi. Di bawah,mungkin ada lapisan sempit komposisi homogen.
Salah satu sifat gas elektron adalah berubah menjadi logamyang memiliki konduktivitas listrik tinggi. Dengan demikian, aruslistrik dalam mantel hidrogen metalik merupakan sumber momendipol magnet planet yang besar. Volume hidrogen metalik, konvektifpanas interior, dan spin cepat Jupiter semuanya sesuai dengankesimpulan ini. Sumbangan kecil tapi signifikan ke lapangan bisamuncul dari besi cair dan konduktor lainnya jauh lebih dalam kebawah. Konfigurasi rinci medan dekat dengan Jupiter sesuai denganarus dalam mantel hidrogen metalik.
Data gravitasi menunjukkan peningkatan kepadatan menujupusat, namun ada kemungkinan bahwa ini adalah karena - kompresidiri dalam mantel hidrogen metalik. Model sesuai dengan datayangdimiliki inti materialbatuan danesberkisar dari 0 sampai 10mE.Untuk memenuhi ketidakleluasaan tersebut, ada berbagai pelengkapberkisar dari 42mE berkurang menjadi lebih sedikit daripada 10mE
dalam jumlah material batuan dan es di seluruh planet. jarak yangbesar dari nilai ini dihasilkan dari berbagai faktor, termasukketidakpastian dalam persamaan keadaan hidrogen dan helium,ketidakpekaan koefisien gravitasi struktur dalam, ketidakpastian dalamlebar zona transisi antara molekul hidrogen dan logam, dansebagainya. Jika inti es-batuan benar-benar memiliki massa rendah,hal ini bisa disebabkan oleh erosi dari inti oleh suhu tinggi di dasarmantel, yang tidak jauh lebih kecil daripada suhu sentral diberikandalam Tabel 5.4 .
❐ Jika bahan es dan batuan dihitung 20mE di seluruh Jupiter , apakahfraksi massa elemen yang berat ?
Hampir semua massa bahan es dan batuan terdiri dari unsur-unsur selain hidrogen dan helium , yaitu unsur-unsur berat . MassaJupiter adalah 317 8mE, sehingga fraksinya adalah 6,3 %. Hal ini
A S T R O F I S I K A 275
hampir empat kali fraksi massa matahari sekitar 1,6 %. Pengayaanmodel dari Jupiter dengan beberapa faktor sesuai dengan ( tetapi tidaksama dengan ) pengayaan diukur dari atmosfer (Bagian 11.1.2).Pengayaan ini dianggap kuno, dari intitersusun dari bahan batuan- es,dengan sebuah kontribusi dari penangkapan planet-planet kecilberikutnya. Dalam model ketidakstabilan pembentukan gravitasi,tingkat penangkapan planet-planet kecil setelah pembentukan Jupitermungkin akan menjadi terlalu rendah untuk memberikan fraksi elemenberat yang tinggi.
Model termal menunjukkan bahwa suhu tinggi masa kini interiorJovian dapat dihitung oleh dua sumber energi dominan-energi dariakresi, ditambah energi dari diferensiasi ketika inti es-batuanmemperoleh massa lebih untuk menjadi inti es-batuan. Sebuah sumberenergi aktif tapi kecil adalah pengendapan helium melalui mantelhidrogen metalik. Dua sumber energi utama menjadi tidak aktif sekitar4500 Ma lalu, namun suhu pusat Jupiter masih sekitar 2 × 104 K.Alasannya adalah ukuran Jupiter yang besar. Ini memiliki duakonsekuensi. Pertama, akan ada sejumlah besar energi akresional persatuant massa saat Jupiter terbentuk, dan Jupiter akan menjadi sangatpanas (Bagian 4.5.1). Kedua, Jupiter memiliki hitungan rasio yangrendah dari luas permukaan dengan massa, memberikan tingkatrendah dari kehilangan energi internal (Bagian 4.5.4) dengan demikiantransfer energi ke luar efisien dengan konveksi.
Meskipun konveksi diperkirakan terjadi di hampir seluruhinterior Jovian, perhitungan juga menunjukkan bahwa sepanjangrentang kedalaman di mana suhu 1200-3000 K, energi dapat diangkutkeluar oleh radiasi bukan oleh konveksi. Hal ini akan menyebabkaninterior lebih dingin dari pada Tabel 5.4, dan transisi yang lebih dalamke fase hidrogen metalik daripada di Gambar 5.9. Hal ini juga berlakuuntuk saturnus.
9.2.2. Saturnus
Dalam banyak hal, interior Saturnus mirip dengan Jupiter, sepertiditunjukkan pada gambar 5.9. Saturnus ukurannya sedikit lebih kecil,dan kepadatannya rendah, yang menyebabkan tekanan internal yanglebih rendah. Tekanan yang lebih rendah ini berarti bahwa transisi kehidrogen metalik terjadi jauh lebih dekat ke pusat, sehingga sebagian
A S T R O F I S I K A 276
besar hidrogen di Jupiter adalah dalam bentuk logam, sebagian besaryang di Saturnus adalah dalam bentuk molekul. Seperti Jupiter, ituadalah atas transisi yang akan ditampilkan, sebaiknya ini terjadisepanjang kulit( tipis ). Seperti di Jupiter, itu adalah hidrogen metalikdalam model Saturnus yang dapat menjelaskan medan magnet planetini. Dengan dua planet berputar pada tingkat yang sama, dan denganaktivitas internal yang sebanding, hidrogen metalik dengan massa lebihrendah di Saturnus diperkirakan menyebabkan momen dipol magnetikyang lebih kecil.
❐ Apakah demikian?
Tabel 4.2 menunjukkan bahwa momen dipol magnetik Saturnusadalah sekitar 30 kali lebih kecil dariJupiter.Ukuran yang lebih kecil dari Saturnus juga berarti bahwa suhu internalsetelah pembentukan akan lebih rendah daripada di Jupiter, danseharusnya mendingin lebih cepat. Oleh karena itu, suhu internal yangtinggi masa kini, ditandai dengan IR berlebih, tidak dapatdipertanggungjawabkan sepenuhnya oleh energi akresi dan diferensiasimasa lalu selama inti es-batuan memperoleh massa lebih untukmenjadi inti es-batuan. Tambahan sumber energi dibutuhkan, dan inidianggap akan memisahkan helium dari hidrogen metalik (yangmemainkan paling banyak peran kecil di Jupiter). Awalnya, heliumdalam mantel hidrogen logam dicampur secara merata pada tingkatatom, dan gerak termal acak mencegah setiap pengendapan atomhelium di bawah-kecenderungan yang timbul dari massa yang lebihbesar dari atom helium. Selama interior didinginkan, miskibilitashelium dalam hidrogen metalik menurun, dan Saturnus diperkirakan
A S T R O F I S I K A 277
telah mencapai titik sekitar 2000 Ma lalu di mana helium mulaimembentuk tetesan cairan kecil. Ini tidak dapat dipegang oleh gerakantermal acak dalam konsentrasi seragam di seluruh hidrogen metalik,sehingga pemisahan ke bawah tetesan helium dimulai. Ini padadasarnya adalah proses yang sama seperti pemisahan minyak dari cukadalam saus salad. Konveksi diyakini telah memperlambat tingkat laju,tetapi inti luar helium terbentuk, dan seperti halnya energi sehinggadiferensiasi dilepaskan. Sebuah tambahan sumber energi mungkinmelanjutkan pertumbuhan inti es - batuan.
Pemindahan helium dari hidrogen metalik akan menghasilkandiffusi helium menurun dari amplop molekul hidrogen, sehingga kitaakan mengharapkan athmosferyang dapat diamati akan habis dalamhelium dibandingkan dengan Jupiter. Dan memang itu! Di Jupiteratmosfer terluar diamati terdiri dari sekitar 23 % massa helium,sedangkan untuk Saturnus nilainya sekitar 20 % helium. Tingkat yanglebih besar dari pemisahan bawah helium di Saturnus tercermin dalammodel dengan peningkatan yang lebih besar dalam fraksi massa heliumdidalamnya . Di bawah sampul molekul hidrogen, yang menunjukkanmodel memiliki fraksi massa helium tidak jauh berbeda dari nilaiatmosfer , model yang sama memberikan mantel metalik sekitar 30 %.Dengan demikian, secara keseluruhan, Saturnus, seperti Jupiter,memiliki kira-kirafraksi massa helium yang sama seperti Matahari padapembentukannya.Tekanan internal yang lebih rendah membuat persamaan yangdinyatakan untuk hidrogen dan helium kurang pasti daripada dalamkasus Jupiter. Ini mengekspos bukti kuat untuk inti batuan - es yangsignifikan di Saturnus, dan dengan demikian bukti lebih lanjutberlawanan dengan pembentukan model ketidakstabilan gravitasi.Sangat mungkin bahwa massa inti tidak lebih besar dari 10 - 20mE,tergantung pada sejauh mana elemen berat berada di luar inti. Massainti dapat dikurangi oleh beberapa mE jika, mungkin, pemisahan heliumtelah menghasilkan helium kulit hampir murni sekitar inti. massaunsur-unsur berat di Saturnus kira-kira sama dengan yang di Jupiter.
Pertanyaan
Jika interior Jupiter mendingin, sumber energi tertentu akanmenjadi semakin kuat. Menyatakan apa sumber ini, dan mengapa itudipicu oleh pendinginan. Apa efek sumber ini terhadap suhu internalyang Jupiter berikutnya ?
A S T R O F I S I K A 278
Saat interior Jupitermen dingin laju pengendapan helium akanmeningkat, melepaskan energi diferensiasi. Hal ini dipicu olehpendinginan karena semakin rendah suhu mantel hidrogen metalik,semakin rendah miskibilitas helium di dalamnya. Panas dari diferensiasiakan cenderung untuk mempertahankan suhu internal, sehinggapenurunan mereka akan di perlambat.
9.3. Uranus dan Neptunus
Kami telah mencatat bahwa kepadatan rata-rata Uranus danNeptunus menunjukkan bahwa mereka jauh lebih didominasi olehhidrogen dan helium daripada Jupiter dan Saturnus. Persamaankeadaan bahan es-batuan yang mendominasi interior kolektif kurangdikenal dibandingkan dengan hidrogen dan helium , dan berbagaimodel yang mungkin adalah demikian besar. Semua modelmemprediksi bahwa planet-planet ini, seperti Jupiter dan Saturnus,adalah cairan seluruhnya.
Uranus dan Neptunus lebih kecil dan kurang masifdabandingkan Jupiter dan Saturnus, dan komposisi keseluruhanmodel dapat diperoleh, sangat kasar, dengan melucuti banyakhidrogen dan helium dari Jupiter atau Saturnus.
A S T R O F I S I K A 279
a. Uranus b. Neptunus
❐ Bagaimana karakteristik ini dijelaskan dalam teori inti - akresi ?
Inti Uranus dan Neptunus terbentuk jauh lebih lambatdibandingkan dengan Jupiter dan Saturnus, dan jadi ada sedikit waktuuntuk menangkap hidrogen dan helium sebelum proto - Sun T Taurifase mengusir gas nebula ( Bagian 2.2.5 ). Dalam model khas Uranusdan Neptunus, hidrogen dan helium berjumlah sekitar 5-15 % darimassa planet.
Rasio massa material es dengan batuan, berasal dari kelimpahanunsur matahari, adalahsekitar 3, yang berarti bahwa planet ini 60-75 %massanya es dan 20-25 % batuan. Kepadatan Neptunus , 1640 kg m -
3lebih besar dibandingkan 1270 kg m - 3 untuk Uranus, dalam tubuhdengan ukuran yang sama, menunjukkan bahwa baik Neptunusmemiliki proporsi dari bahan - es batuanyang lebih besar, dan / atauproporsi batuan es - bahan batuan lebih tinggi di Neptunus. Keduakemungkinan konsisten dengan model di mana Neptunus terbentuklebih dekat ke Matahari dibanding Uranus, dengan migrasi keluarberikutnya dari keduanya menempatkan Neptunus lebih jauh ( Bagian2.2.5 ). Dalam komponen es, H2 O, CH4, dan NH3 menjadi bahanutama. Campuran ini akan kaya ion pada kedalaman di mana tekanandan suhu yang cukup tinggi.Atmosfer di mana komposisi dapat diamati terdiri dari massa sekitar 65% hidrogen dan sekitar 23 % helium - tidak sangat jauh lebih sedikit
A S T R O F I S I K A 280
daripada fraksi estimasi Matahari muda. Seperti di Jupiter dan Saturnus,hidrogen dapat diakses dalam bentuk molekul dan helium dalambentuk atom. Sisanya atmosfer gas dingin, diperkaya atas apa yang akanberasal dari kelimpahanmatahari dengan penangkapan setidaknya 0,1mE planetesimals setelah atmosfer terbentuk . Dalam model yang khas,seperti pada Gambar 5.9, komposisi helium - es hidrogen berlanjutdalam sampul ini turun ke mantel es - batuan, mungkin dengan batuan(tapi cairan ) inti. Tekanan internal yang terlalu rendah untuk hidrogenmetalik , sehingga tidak ada hidrogen mantel metalik.KelebihanIRNeptunus menunjukkan panas , konveksi interior -konvektif di seluruh bagian besar volumenya. Interior cukup panasuntuk menjadi cair juga tersirat oleh momen dipol magnet besarNeptunus. Konfigurasi rinci lapangan menunjukkan bahwa arus listrikberada di luar tempurung tipis dari mantel es - batuan. Sepertidisebutkan di atas, campuran dari H2 O,CH4 , NH3 bisa menjaditerionisasi, dan dengan demikian arus listrik yang sangat tinggidihantarkan. Diprediksi Interior konvektif dan rotasi cepat diamati dariplanet melengkapi persyaratan dari teori dinamo. Untuk Neptunusmemiliki suhu internal yang tinggi saat ini perlu ada sumber energiaktif. Hal ini dianggap berbeda, meskipun ketidakpastian tentangdistribusi internal dari berbagai bahan es dan batuan dibuat rincianjelas.
Uranus berputar hanya sedikit lebih lambat dari Neptunus danmemiliki momen dipol magnetik hampir dua kali lipat Neptunus.Seperti dengan Neptunus, konfigurasi rinci lapangan menunjukkanbahwa arus listrik berada di luar tempurung tipis dari mantel es-batuan.
KelebihanIR Uranus hampir tidak terdeteksi , sesuai denganaliran listrik per satuan massa sekitar sembilan kali lebih kecil dariNeptunus. Namun, dua planet yang sangat mirip dalam banyak carayang diperkirakan bahwa suhu internal kira-kira sama , dan bahwabeberapa proses sangat mengurangi tingkat di mana energi di Uranusdiangkut ke bagian atas atmosfer, di mana itu akan terpancar jauh keruang angkasa. Disebutkan dekat awal Bagian 5.3 bahwa penindasankonveksi atas beberapa rentang kedalaman, karena gradien komposisi,mungkin menjadi alasan untuk tingkat rendah transfer. Hal ini bisadisebabkan oleh perubahan yang signifikan dalam kelimpahan molekulyang lebih berat atas beberapa rentang kedalaman sederhana. Dalamkasus Neptunus, setiap wilayah tersebut mungkin berada pada
A S T R O F I S I K A 281
kedalaman yang lebih besar, dan akibatnya kurang efektif. Zonatersebut tidak dikesampingkan oleh data gravitasi.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
282
BAB XMAGNETOSFER
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
282
BAB XMAGNETOSFER
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
282
BAB XMAGNETOSFER
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
283
MAGNETOSFER
A. Medan Magnet Bumi
10.1. Asal Muasal Magnet Bumi
Terdapat Beberapa Teori tentang dari mana Medan Magnet Bumi
berasal yaitu :
“Dynamotheory”, yaitu teori yang pertama diajukan oleh Joseph
Larmor pada tahun 1919. Kurang lebih teori ini menyebutkan bahwa
di dalam perut bumi terdapat besi dalam wujud cair yang bertindak
sebagai objek yang sangat konduktif, disebut sebagai dinamo
(dynamo) berfungsi menghasilkan kembali (regenerate) medan
magnet di dalam dirinya sendiri. cairan panas ini mengalir di dalam
bumi karena perputaran bumi sejak terbentuknya tata surya. Pada
kasus ini medan magnet diyakini dihasilkan dari konveksi dari besi
cair, di dalam cairan inti bagian luar, sejalan dengan efek Corioli
(Corioliseffect) yang disebabkan oleh rotasi planet yang mengarahkan
arus bergulung sejajar dengan kutub utara-selatan. saat cairan
konduktif mengalir, arus listrik akan terinduksikan, yang kemudian
kembali menghasilkan medan magnet yang lain. saat medan magnet
ini menguatkan medan magnet yang sebelumnya, dinamo terbentuk
dan menjadi stabil.
1. Teori Alternatif Tentang Terjadinya Medan Magnet Bumi
Ernest McFarlane dalam artikelnya “Asal Muasal Medan Magnet
Bumi” menyebutkan sebuah sistem yang terbuat dari sel-sel
elektronik di dalam inti logam yang mengkristal dengan titik-titik
panas dari logam berat yang memancarkan partikel Alpha dan
Beta. Karena suhu yang tinggi partikel Alpha tidak dapat menyatu
dengan elektron bebas. “Akibatnya terjadi putaran dari dalam dan
luar inti. medan magnet tercipta sebagai akibatnya”.
Pada tahun 1893 Gauss pertama kali melakukan analisa harmonik
dari medan magnetik bumi untuk mengamati sifat-sifatnya. Analisa
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
284
selanjutnya yang dilakukan oleh para ahli mengacu pada
kesimpulan umum yang dibuat oleh Gauss, yaitu:
a) Intensitas medan magnetik bumi hampir seluruhnya berasal dari
dalam bumi
b) Medan yang teramati di permukaan bumi dapat didekati dengan
persamaan harmonikyang pertama yang berhubungan dengan
potensial dwikutub di pusat bumi. Dwi kutub Gauss ini
mempunyai kemiringan 11.5o terhadap sumbu geografi
10.2. Perubahan Medan Magnet Bumi
Penelitian menunjukkan bahwa bumi memang selalu mengganti
kutub magnetnya secara periodik dengan senggang waktu
pergantiannya acak antara 5000 tahun sd 250.000 tahun sekali.
Ilmuwan menemukan bahwa kuat medan magnet bumi pada jaman
akhir kehidupan dinosaurus adalah 2,5 gauss, sekitar 8% lebih tinggi
daripada kuat medan magnet bumi saat ini. (Dengan kata lain kuat
medan magnet sekarang ini lebih rendah sekitar 8% daripada jaman
akhir dulu.Penelitian lebih lanjut menemukan bahwa medan magnet
bumi semakin lemah dari waktu ke waktu, walaupun keadaan tanpa
medan magnet baru akan tercapai sekitar tahun 3000an Masehi.
Tetapi para ilmuwan sangsi bahwa bumi baru akan berbalik kutub
magnetnya apabila mencapai keadaan tanpa medan magnet. Ilmuwan
memperkirakan bahwa bumi sedang menuju ke momentum yang
cukup untuk membalikkan sendiri kutubnya, dalam proses pembalikan
itu, tidak dapat diperkirakan/dibayangkan seberapa besar pergolakan
alam yang akan terjadi. (dari sejarah, pergolakan itu cukup untuk
membuat punah kehidupan raksasa dinosaurus) Setelah proses
pembalikan selesai, pergolakan pelan-pelan akan menghilang, bumi
kembali menjadi nirvana dan siap untuk kehidupan baru, kutub utara
saat ini akan menjadi kutub selatan nanti.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
285
10.3. Intensitas Medan Magnet Bumi
Bumi diibaratkan sebagai sebuah magnet seferis yang sangat besar
dengan suatu medan magnet yang mengelilinginya. Medan ini
dihasilkan dari dua kutub magnet bumi. Sumbu dipole magnet bumi
bergeser sebesar 11° dari sumbu rotasi bumi. Medan magnet bumi
terkarakterisasi oleh parameter fisis yang dapat diukur yaitu arah dan
intensitas kemagnetannya. Parameter yang menggambarkan arah medan
magnetik adalah deklinasi D dan inklinasi I, yang diukur dalam derajat.
Intensitas medan magnetik total F digambarkan dengan komponen
horisontal H, komponen vertikal Z, dan komponen horisontal ke arah
utara X dan ke arah timur Y. Dari elemen-elemen ini,
semua parameter medan magnet lainnya dapat dihitung. Intensitas
medan magnet bumi secara kasar antara 25.000 – 65.000 nT. Di
Indonesia, daerah utara khatulistiwa mempunyai intensitas ± 40.000
nT, sedangkan untuk daerah selatannya berkisar ± 45.000 nT. Pulau
Jawa sendiri diasumsikan besarnya 45.300 nT. Medan magnet utama
bumi berubah terhadap waktu sehingga untuk menyeragamkan nilai-
nilai medan magnet utama bumi, dibuat standar nilai yang disebut
dengan International Geomagnetics Reference Field (IGRF) yang
diperbaharui tiap 5 tahun sekali. Nilai-nilai IGRF tersebut diperoleh dari
hasil pengukuran rata-rata pada daerah luasan sekitrar 1 juta km yang
dilakukan dalam waktu satu tahun.
10.4. Magnetosfer Ideal
Gambar berikut menunjukkan magnetosfer sederhana yang akan
diperkenalkan pada fitur ini. Ke kiri, angin matahari mengalir dalam
ruang antarplanet, dan planet tidak terganggu. Medan magnet dalam
kasus khusus ini tegak lurus terhadap arus, untuk sederhananya,tegak
lurus terhadap semua sumbu magnetik dari bidang planet. Jika bidang
angin statis kemudian bidang Antar planet akan disederhanakan
menjadi jumlah medan angin dan bidang planet yang tidak terganggu.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
286
Namun bidang angin juga termasuk angin; hal ini disebabkan karena
bidang angin adalah sebuah plasma, yaitu ini terionisasi secukupnya
untuk mengalirkan arus listrik yang berlebihan didalamnya.
Entrainment berarti bahwa angin membawa Medan magnet bersama
dengannya. Akibatnya, interaksi angin dengan medan magnet planet
memberikan hasil yang berbeda yang sekarang akan kita eksplorasi.
Angin surya 'menyapu' bersih semua ruang antar planet kecuali di
sekitar planet. Di sisi yang berlawanan dengan angin planet (sebelah kiri
di gambar) ada batas kira-kira setengah bola di luar yang hanya ada
pada bidang antarplanet. Di sisi yang sejalan dengan aliran angin
membentang sepanjang magnetotail. Dalam bidang batas di dekat planet
seolah-olah tidak ada bidang angin, tapi bidang planet akan semakin
menyimpang mendekati batas. Batas ini disebut magnetopause, dan
volume yang membungkusnya disebut magnetosfer. Bagian 'sphere/bola'
dari nama tersebut harus ditafsirkan sebagai pengaruh lingkaran
magnetik planet, bukan sebagai gambaran bentuk batas.
Terdapat tiga macam garis Medan magnet: ada yang berawal dan
berakhir pada permukaan planet, meskipun saling menyimpang; ada
yang tidak pernah bertemu pada planet; dan ada yang berawal di planet
tetapi, pada dasarnya, berhubungan dengan bidang angin dan karena
itu tidak pernah kembali ke planet ini disebut garis-garis yang
menghubungkan kembali.
Ukuran magnetosfer ditandai sebagai jarak dari pusat planet ke
magnetopause melawan angin. Jarak ini sebanding µ1/3/ (n1/6ν 1/3), di
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
287
m
a
n
a
µ
adalah besarnya momen dipol magnetik planet, ν adalah kecepatan
angin, dan n adalah kepadatan nomor (nomor per satuan volume)
partikel bermuatan angin surya (terutama elektron dan proton).
Meskipun v tidak berbeda jauh dengan jarak heliosentris , n berkurang
karena jarak ini meningkat. Juga, n bervariasi dengan aktivitas matahari,
sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi, menjadi maksimal
ketika n adalah minimum meningkatkan jarak. Juga, nvaries dengan
aktivitas matahari, dan sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi,
menjadi maksimum minimal.
Karena angin surya pendekatan magnetopause pada kecepatan tinggi
di sekitar beberapa ratus kilometer kedua, ia mendapat kejutan kasar di
batas luar magnetopause, disebut tepat shock busur. ('Busur' adalah
analogi dengan sebuah fenomena yang terkait yang dibuat di
permukaan air sebagai haluan perahu bergerak melalui permukaan
pada kecepatan lebih tinggi daripada kecepatan permukaan riak.) Di
antara kejutan busur dan magnetopause angin surya cepat melambat,
aliran menjadi bergolak dan plasma angin sangat dipanaskan. Angin
mengalir di sekitar magnetopause, dengan sangat sedikit plasma yang
memasuki magnetosfer. Daerah antara kejutan busur dan magnetopause
disebut magnetosheath.
Fraksi kecil dari plasma angin matahari yang memasuki magnetosfer
adalah hanya satu sumber magnetospheric plasma. Lainnya adalah Sinar
kosmik. Ini sangat energik dikenai partikel atom mudah menyeberangi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
287
m
a
n
a
µ
adalah besarnya momen dipol magnetik planet, ν adalah kecepatan
angin, dan n adalah kepadatan nomor (nomor per satuan volume)
partikel bermuatan angin surya (terutama elektron dan proton).
Meskipun v tidak berbeda jauh dengan jarak heliosentris , n berkurang
karena jarak ini meningkat. Juga, n bervariasi dengan aktivitas matahari,
sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi, menjadi maksimal
ketika n adalah minimum meningkatkan jarak. Juga, nvaries dengan
aktivitas matahari, dan sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi,
menjadi maksimum minimal.
Karena angin surya pendekatan magnetopause pada kecepatan tinggi
di sekitar beberapa ratus kilometer kedua, ia mendapat kejutan kasar di
batas luar magnetopause, disebut tepat shock busur. ('Busur' adalah
analogi dengan sebuah fenomena yang terkait yang dibuat di
permukaan air sebagai haluan perahu bergerak melalui permukaan
pada kecepatan lebih tinggi daripada kecepatan permukaan riak.) Di
antara kejutan busur dan magnetopause angin surya cepat melambat,
aliran menjadi bergolak dan plasma angin sangat dipanaskan. Angin
mengalir di sekitar magnetopause, dengan sangat sedikit plasma yang
memasuki magnetosfer. Daerah antara kejutan busur dan magnetopause
disebut magnetosheath.
Fraksi kecil dari plasma angin matahari yang memasuki magnetosfer
adalah hanya satu sumber magnetospheric plasma. Lainnya adalah Sinar
kosmik. Ini sangat energik dikenai partikel atom mudah menyeberangi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
287
m
a
n
a
µ
adalah besarnya momen dipol magnetik planet, ν adalah kecepatan
angin, dan n adalah kepadatan nomor (nomor per satuan volume)
partikel bermuatan angin surya (terutama elektron dan proton).
Meskipun v tidak berbeda jauh dengan jarak heliosentris , n berkurang
karena jarak ini meningkat. Juga, n bervariasi dengan aktivitas matahari,
sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi, menjadi maksimal
ketika n adalah minimum meningkatkan jarak. Juga, nvaries dengan
aktivitas matahari, dan sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi,
menjadi maksimum minimal.
Karena angin surya pendekatan magnetopause pada kecepatan tinggi
di sekitar beberapa ratus kilometer kedua, ia mendapat kejutan kasar di
batas luar magnetopause, disebut tepat shock busur. ('Busur' adalah
analogi dengan sebuah fenomena yang terkait yang dibuat di
permukaan air sebagai haluan perahu bergerak melalui permukaan
pada kecepatan lebih tinggi daripada kecepatan permukaan riak.) Di
antara kejutan busur dan magnetopause angin surya cepat melambat,
aliran menjadi bergolak dan plasma angin sangat dipanaskan. Angin
mengalir di sekitar magnetopause, dengan sangat sedikit plasma yang
memasuki magnetosfer. Daerah antara kejutan busur dan magnetopause
disebut magnetosheath.
Fraksi kecil dari plasma angin matahari yang memasuki magnetosfer
adalah hanya satu sumber magnetospheric plasma. Lainnya adalah Sinar
kosmik. Ini sangat energik dikenai partikel atom mudah menyeberangi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
288
magnetopause, dan meskipun sebagian besar dari mereka melewati lagi,
sebagian kecil yang terperangkap. Selain itu, sebagian kecil dari Sinar
kosmik bertabrakan dengan atmosfer planet, atau dengan
permukaannya jika tidak memiliki atmosfer. Hal ini mengakibatkan
pengusiran/ejeksi partikel, dan ini termasuk neutron yang meluruh
menjadi proton dan elektron, banyak yang kemudian terjebak di
magnetosfer. Namun, sumber lain plasma adalah kebocoran yang lambat
dari partikel dari atmosfer atas planet, baik dalam bentuk plasma dan
dalam bentuk netral atom yang kemudian menjadi terionisasi. Plasma
magnetospheric tidak terdistribusi merata, tetapi terkonsentrasi terhadap
bidang ekuator magnetik, dimana ia merupakan lembar plasma (pada
gambar) sabuk dan toruses plasma yang mengelilingi planet juga dapat
terjadi.
Meskipun plasma magnetosfer bertambah dari waktu ke waktu, ada
juga kerugian-kerugian, keluar keruang antarplanet, dan masuk ke
dalam planet. Diantara yang terakhir adalah energik ion dan elektron
yang mencapai atmosfer atas dan merangsang atom disana. Emisi yang
dihasilkan dari radiasi optik disebut aurora. Aurora terkonsentrasi di
sebuah cincin di sekeliling masing-masing kutub magnet. Besar fluks
energik elektron yang terjun ke atmosfer atas menghasilkan gelombang
radio dengan gelombang dari 10–100 meter. Seperti radiasi decametric
berasal dari bumi dan dari planet-planet raksasa, dan sebagai awal
seperti 1955 ditunjukkan bahwa Jupiter memiliki bidang magnetik yang
kuat. Aurora dan radiasi decametric adalah fenomena intermiten atau
fenomena yang hanya terjadi sebentar, tergantung pada kekuatan angin
matahari. Gelombang radio lain, dengan panjang gelombang yang
berorde dari 0.1–1 meter, dihasilkan di magnetosfer oleh elektron yang
bergerak pada kecepatan tinggi. Ini disebut Emisi Sinkrotron.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
289
10.5. Magnetospheres Nyata
Di dalam sistem Tata Surya, momen dipol magnetik Bumi dan planet-
planet raksasa jauh lebih besar daripada dari badan/tubuh planet itu
sendiri (tabel 1), dan sejalan dengan itu mereka memiliki
magnetospheres yang luas. Sumbu magnetik planet tidak tegak lurus
terhadap aliran angin matahari, atau secara keseluruhan adalah medan
magnet angin surya. Namun demikian, bentuk umum dari magnetosfer
dalam setiap kasus kira-kira seperti pada gambar 1, pada magnetospere
terdapat lembar plasma dan sabuk plasma.
Sabuk plasma
Pada gambar 2 menunjukkan bentuk khas dari magnetosfer bumi.
Ada dua sabuk utama plasma di sekitar Bumi yaitu sabuk radiasi Van
Allen, sabuk ini dinamai oleh fisikawan Amerika James Alfred Van Allen
(1914-2006) yang menemukannya pada tahun 1958. Sabuk Van Allen
terdiri atas dua, yaitu sabuk dalam dan sabuk luar. Sabuk dalam
sebagian besar terdiri dari proton. Proton dan elektron ini berasal dari
angin matahari, dan juga dari atas atmosfer bumi melalui aksi sinar
kosmik. Sabuk luar lebih renggang, dan partikel kurang energik. Sabuk
luar sebagian besar terdiri atas elektron. Sabuk luar disini sebagian besar
dihuni oleh angin matahari.
Gambar 2. Magnetosfer Bumi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
289
10.5. Magnetospheres Nyata
Di dalam sistem Tata Surya, momen dipol magnetik Bumi dan planet-
planet raksasa jauh lebih besar daripada dari badan/tubuh planet itu
sendiri (tabel 1), dan sejalan dengan itu mereka memiliki
magnetospheres yang luas. Sumbu magnetik planet tidak tegak lurus
terhadap aliran angin matahari, atau secara keseluruhan adalah medan
magnet angin surya. Namun demikian, bentuk umum dari magnetosfer
dalam setiap kasus kira-kira seperti pada gambar 1, pada magnetospere
terdapat lembar plasma dan sabuk plasma.
Sabuk plasma
Pada gambar 2 menunjukkan bentuk khas dari magnetosfer bumi.
Ada dua sabuk utama plasma di sekitar Bumi yaitu sabuk radiasi Van
Allen, sabuk ini dinamai oleh fisikawan Amerika James Alfred Van Allen
(1914-2006) yang menemukannya pada tahun 1958. Sabuk Van Allen
terdiri atas dua, yaitu sabuk dalam dan sabuk luar. Sabuk dalam
sebagian besar terdiri dari proton. Proton dan elektron ini berasal dari
angin matahari, dan juga dari atas atmosfer bumi melalui aksi sinar
kosmik. Sabuk luar lebih renggang, dan partikel kurang energik. Sabuk
luar sebagian besar terdiri atas elektron. Sabuk luar disini sebagian besar
dihuni oleh angin matahari.
Gambar 2. Magnetosfer Bumi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
289
10.5. Magnetospheres Nyata
Di dalam sistem Tata Surya, momen dipol magnetik Bumi dan planet-
planet raksasa jauh lebih besar daripada dari badan/tubuh planet itu
sendiri (tabel 1), dan sejalan dengan itu mereka memiliki
magnetospheres yang luas. Sumbu magnetik planet tidak tegak lurus
terhadap aliran angin matahari, atau secara keseluruhan adalah medan
magnet angin surya. Namun demikian, bentuk umum dari magnetosfer
dalam setiap kasus kira-kira seperti pada gambar 1, pada magnetospere
terdapat lembar plasma dan sabuk plasma.
Sabuk plasma
Pada gambar 2 menunjukkan bentuk khas dari magnetosfer bumi.
Ada dua sabuk utama plasma di sekitar Bumi yaitu sabuk radiasi Van
Allen, sabuk ini dinamai oleh fisikawan Amerika James Alfred Van Allen
(1914-2006) yang menemukannya pada tahun 1958. Sabuk Van Allen
terdiri atas dua, yaitu sabuk dalam dan sabuk luar. Sabuk dalam
sebagian besar terdiri dari proton. Proton dan elektron ini berasal dari
angin matahari, dan juga dari atas atmosfer bumi melalui aksi sinar
kosmik. Sabuk luar lebih renggang, dan partikel kurang energik. Sabuk
luar sebagian besar terdiri atas elektron. Sabuk luar disini sebagian besar
dihuni oleh angin matahari.
Gambar 2. Magnetosfer Bumi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
290
Lembar plasma
Sedangkan pada lembar plasma (gambar 2) terdapat kepadatan
yang rendah , dan suhu yang panas, kira-kira 1-5 × 107 K.
Unsur pokok dari Angin matahari adalah elektron dan proton.
Elektron dari lembaran ini bergerak menuju ke atmosfer bagian
atas, terutama dalam sebuah cincin di sekitar kutub magnet, di mana
menghubungkan kembali garis medan magnet yang berpotongan
dengan ionosfer. Elektron ini dapat menimbulkan decametric radiasi,
dan bersama dengan partikel yang bermuatan lainnya juga
memberikan kontribusi yang signifikan untuk aurora, yaitu aurora
borealis di belahan bumi utara, dan aurora australis di belahan bumi
selatan. Ketika angin matahari kuat, yaitu pada saat aktivitas
matahari tinggi, cincin melebar dan aurora selanjutnya akan terlihat
lebih jauh dari kutub magnet Bumi, turun menjadi sekitar 70 atau
lebih di lintang magnetik. Sumbu magnetik dimiringkan sekitar 11,5○
sehubung dengan sumbu rotasi (gambar 3), sehingga lintang
geografis yang sesuai tergantung pada bujur, aurora berada pada
ketinggian hanya sekitar 80-300 km, sehingga tempat yang tropis
bukanlah tempat untuk melihat aurora.
Gambar 3. Gambaran MagnetosferBumi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
290
Lembar plasma
Sedangkan pada lembar plasma (gambar 2) terdapat kepadatan
yang rendah , dan suhu yang panas, kira-kira 1-5 × 107 K.
Unsur pokok dari Angin matahari adalah elektron dan proton.
Elektron dari lembaran ini bergerak menuju ke atmosfer bagian
atas, terutama dalam sebuah cincin di sekitar kutub magnet, di mana
menghubungkan kembali garis medan magnet yang berpotongan
dengan ionosfer. Elektron ini dapat menimbulkan decametric radiasi,
dan bersama dengan partikel yang bermuatan lainnya juga
memberikan kontribusi yang signifikan untuk aurora, yaitu aurora
borealis di belahan bumi utara, dan aurora australis di belahan bumi
selatan. Ketika angin matahari kuat, yaitu pada saat aktivitas
matahari tinggi, cincin melebar dan aurora selanjutnya akan terlihat
lebih jauh dari kutub magnet Bumi, turun menjadi sekitar 70 atau
lebih di lintang magnetik. Sumbu magnetik dimiringkan sekitar 11,5○
sehubung dengan sumbu rotasi (gambar 3), sehingga lintang
geografis yang sesuai tergantung pada bujur, aurora berada pada
ketinggian hanya sekitar 80-300 km, sehingga tempat yang tropis
bukanlah tempat untuk melihat aurora.
Gambar 3. Gambaran MagnetosferBumi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
290
Lembar plasma
Sedangkan pada lembar plasma (gambar 2) terdapat kepadatan
yang rendah , dan suhu yang panas, kira-kira 1-5 × 107 K.
Unsur pokok dari Angin matahari adalah elektron dan proton.
Elektron dari lembaran ini bergerak menuju ke atmosfer bagian
atas, terutama dalam sebuah cincin di sekitar kutub magnet, di mana
menghubungkan kembali garis medan magnet yang berpotongan
dengan ionosfer. Elektron ini dapat menimbulkan decametric radiasi,
dan bersama dengan partikel yang bermuatan lainnya juga
memberikan kontribusi yang signifikan untuk aurora, yaitu aurora
borealis di belahan bumi utara, dan aurora australis di belahan bumi
selatan. Ketika angin matahari kuat, yaitu pada saat aktivitas
matahari tinggi, cincin melebar dan aurora selanjutnya akan terlihat
lebih jauh dari kutub magnet Bumi, turun menjadi sekitar 70 atau
lebih di lintang magnetik. Sumbu magnetik dimiringkan sekitar 11,5○
sehubung dengan sumbu rotasi (gambar 3), sehingga lintang
geografis yang sesuai tergantung pada bujur, aurora berada pada
ketinggian hanya sekitar 80-300 km, sehingga tempat yang tropis
bukanlah tempat untuk melihat aurora.
Gambar 3. Gambaran MagnetosferBumi
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
291
Magnetosfer Jupiter lebih besar dari Bumi
Hal ini lebih besar karena Jupiter jaraknya lebih jauh dari
Matahari, sehingga kepadatan jumlah partikel yang bermuatan
dalam angin matahari lebih kecil, dan karena momen dipol magnetik
Jupiter adalah 20.000 kali lebih besar dari Bumi (tabel 1). Ketika
angin matahari yang lemah datang, magnetopause melawan angin
sekitar 100 jari-jari Jovian dari Jupiter. Jika kita bisa melihat
magnetosfer seperti pada Bumi dengan Jupiter pada posisi
magnetopause itu akan muncul seperti cakram dengan diameter
sudut sekitar 2,6 kali lipat dari bulan purnama. Magnetosfer dapat
melampaui orbit Saturnus. Magnetosfer Jovian sangat kaya plasma.
Kekayaan ini adalah hasil dari sumber internal yang berlebihan,
terutama gunung berapi dari Io, tetapi terdapat juga pada bagian atas
atmosfer Jovian dan permukaan satelit Jupiter dan partikel cincin. Ion
dan elektron ini dikeluarkan dari satelit dan cincin oleh sinar kosmik.
Selain sebagai sumber plasma, satelit dan cincin juga menghilangkan
partikel plasma yang bertabrakan dengan mereka.
Angin matahari bukan sumber penting dari plasma
magnetospheric, kecuali dekat magnetopause dan jauh di
magnetosfer tersebut. Hal ini kemudian dapat menunjukkan bahwa
lembar plasma harus menjadi hasil dari kebocoran dari sabuk
plasma. Kebocoran terjadi secara istimewa di khatulistiwa magnetik,
di mana penahanan magnetik lemah. Ini dominasi internal sumber
plasma adalah hasil dari medan listrik di magnetosfer ditambah rotasi
Gambar 4. Momen Dipol Pada Kelima
Badan Planet
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
291
Magnetosfer Jupiter lebih besar dari Bumi
Hal ini lebih besar karena Jupiter jaraknya lebih jauh dari
Matahari, sehingga kepadatan jumlah partikel yang bermuatan
dalam angin matahari lebih kecil, dan karena momen dipol magnetik
Jupiter adalah 20.000 kali lebih besar dari Bumi (tabel 1). Ketika
angin matahari yang lemah datang, magnetopause melawan angin
sekitar 100 jari-jari Jovian dari Jupiter. Jika kita bisa melihat
magnetosfer seperti pada Bumi dengan Jupiter pada posisi
magnetopause itu akan muncul seperti cakram dengan diameter
sudut sekitar 2,6 kali lipat dari bulan purnama. Magnetosfer dapat
melampaui orbit Saturnus. Magnetosfer Jovian sangat kaya plasma.
Kekayaan ini adalah hasil dari sumber internal yang berlebihan,
terutama gunung berapi dari Io, tetapi terdapat juga pada bagian atas
atmosfer Jovian dan permukaan satelit Jupiter dan partikel cincin. Ion
dan elektron ini dikeluarkan dari satelit dan cincin oleh sinar kosmik.
Selain sebagai sumber plasma, satelit dan cincin juga menghilangkan
partikel plasma yang bertabrakan dengan mereka.
Angin matahari bukan sumber penting dari plasma
magnetospheric, kecuali dekat magnetopause dan jauh di
magnetosfer tersebut. Hal ini kemudian dapat menunjukkan bahwa
lembar plasma harus menjadi hasil dari kebocoran dari sabuk
plasma. Kebocoran terjadi secara istimewa di khatulistiwa magnetik,
di mana penahanan magnetik lemah. Ini dominasi internal sumber
plasma adalah hasil dari medan listrik di magnetosfer ditambah rotasi
Gambar 4. Momen Dipol Pada Kelima
Badan Planet
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
291
Magnetosfer Jupiter lebih besar dari Bumi
Hal ini lebih besar karena Jupiter jaraknya lebih jauh dari
Matahari, sehingga kepadatan jumlah partikel yang bermuatan
dalam angin matahari lebih kecil, dan karena momen dipol magnetik
Jupiter adalah 20.000 kali lebih besar dari Bumi (tabel 1). Ketika
angin matahari yang lemah datang, magnetopause melawan angin
sekitar 100 jari-jari Jovian dari Jupiter. Jika kita bisa melihat
magnetosfer seperti pada Bumi dengan Jupiter pada posisi
magnetopause itu akan muncul seperti cakram dengan diameter
sudut sekitar 2,6 kali lipat dari bulan purnama. Magnetosfer dapat
melampaui orbit Saturnus. Magnetosfer Jovian sangat kaya plasma.
Kekayaan ini adalah hasil dari sumber internal yang berlebihan,
terutama gunung berapi dari Io, tetapi terdapat juga pada bagian atas
atmosfer Jovian dan permukaan satelit Jupiter dan partikel cincin. Ion
dan elektron ini dikeluarkan dari satelit dan cincin oleh sinar kosmik.
Selain sebagai sumber plasma, satelit dan cincin juga menghilangkan
partikel plasma yang bertabrakan dengan mereka.
Angin matahari bukan sumber penting dari plasma
magnetospheric, kecuali dekat magnetopause dan jauh di
magnetosfer tersebut. Hal ini kemudian dapat menunjukkan bahwa
lembar plasma harus menjadi hasil dari kebocoran dari sabuk
plasma. Kebocoran terjadi secara istimewa di khatulistiwa magnetik,
di mana penahanan magnetik lemah. Ini dominasi internal sumber
plasma adalah hasil dari medan listrik di magnetosfer ditambah rotasi
Gambar 4. Momen Dipol Pada Kelima
Badan Planet
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
292
cepat dari Jupiter. Jupiter juga menampilkan aurora, dengan
penyebab dasar yang sama seperti Bumi. Selain Jupiter ada tiga planet
dengan magnetospheres yang besar, yaitu Saturnus, Uranus, dan
Neptunus. Magnetosfer Saturnus berada antara magnetosfer Bumi
dan Jupiter dalam hal luas dan kandungan plasma. Sumber dan
tenggelam/hilangnya plasma berasal dari cincin dan satelit. Saturnus
juga menampilkan aurora. ExpedisiVoyager pada tahun 1980 dan
1981, Cassini pada tahun 2005 tidak menemukan ada perubahan
yang terdeteksi dalam medan magnet internal Saturnus. Magnetosfer
telah berubah dalam batas yang sedikit, tetapi sejalan dengan variabel
angin matahari. Magnetosfer besar Uranus dan Neptunus memiliki
beberapa keanehan yang timbul dari perbedaan sudut yang besar
antara sumbu magnetik dan rotasi mereka (gambar 3), dan dalam
kasus Uranus dari kemiringan aksial yang besar, tetapi dalam hal
pembahasan di atas tidak ada fenomena baru besar yang ditemui.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
293
Tabel 1. Gambaran mengenai planet dan satelit
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
293
Tabel 1. Gambaran mengenai planet dan satelit
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
293
Tabel 1. Gambaran mengenai planet dan satelit
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
294
B. Sabuk Van Allen
Sebagaimana telah kita ketahui bahwa bumi yang kita pijaki ini
berperilaku seperti magnet yang besar. Artinya bumi dapat menghasilkan
induksi magnetik yang tidak homogen, dimana induksi magnetik bumi akan
menjerat partikel-partikel bermuatan yang datang dari matahari dalam
daerah-daerah yang berbentuk donat di
sekitar bumi.
Partikel bermuatan yang terperangkap
oleh medan magnet bumi ini membentuk dua
sabuk radiasi yang terdiri atas proton (sabuk
sebelah dalam) dan elektron (sabuk sebelah
luar) yang dapat diamati pada tempat yang
sangat tinggi. Sabuk pertama terjadi kira-kira
pada ketinggian 1000 km dan membentang
dari 30° Lintang Utara hingga 30° Lintang
Selatan. Intensitas radiasi pada sabuk
meningkat dengan bertambahnya ketinggian hingga mencapai maksimum
pada ketinggian kira-kira 3000 km dari permukaan bumi. Sabuk kedua
terbentuk mulai ketinggian 12000 km dan mencapai maksimum pada
19000 km. Sabuk kedua ini membentang dari 60° Lintang Utara hingga 60°
Lintang Selatan. Diperkirakan bahwa intensitas radiasi pada sabuk sebelah
luar ini lebih tinggi dibandingkan dengan sabuk di sebelah dalam. Energi
proton umumnya kurang dari 100 MeV, dan elektron jauh lebih rendah lagi.
Daerah tempat terjeratnya partikel-partikel itu di namakan sabuk
radiasi Van Allen yang di temukan pada tahun 1958 dengan menggunakan
data yang di peroleh dari instrumen dalam satelit Explorer I yang di pimpin
oleh James Van Allen. Sabuk Van Allen ini merupakan dua sabuk partikel
bermuatan di sekitar planet bumi yang ditahan di tempatnya oleh medan
magnet bumi. Sabuk Van Allen eksis karena terdapat “blind spot” di medan
magnet bumi yang disebabkan oleh kompresi dan peregangan dari angin
matahari.
Gambar 5. James Van Allen
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
295
Medan magnet bumi berfungsi sebagai cermin magnetik yang
memantulkan partikel bermuatan bolak-balik sepanjang garis gaya yang
merentang antara Kutub Magnetik Utara dan Selatan. Sabuk Van Allen
berkorelasi dengan aurora borealis dan aurora australis atau semburat
partikel bermuatan yang muncul saat sabuk Van Allen bersinggungan
dengan bagian atas atmosfer. Sabuk Van Allen juga relevan dengan satelit
dan stasiun ruang angkasa yang mengorbit, yang harus menghindari kontak
dengan sabuk ini karena partikel bermuatan bisa menyebabkan kerusakan
pada instrumen pesawat. Pada akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20,
beberapa ilmuwan, yakni Carl Stormer, Kristian Birkeland, dan Nicholas
Christofilos, berspekulasi tentang kemungkinan
terdapatnya sabuk partikel bermuatan di sekitar
Bumi. Namun hal ini tetap menjadi spekulasi
sampai tahun 1958 ketika keberadaannya
dikonfirmasi oleh beberapa satelit Amerika awal,
Explorer 1 dan Explorer 3.
Terdapat dua
sabuk Van Allen, yaitu
sabuk Van Allen dalam
dan sabuk Van Allen
luar. Sabuk Van Allen dalam membentang 0,1-1,5 jari-jari bumi dari
permukaan, terdiri dari proton sangat bermuatan serta mampu
menembus sampai satu milimeter timbal dan menyebabkan kerusakan
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
295
Medan magnet bumi berfungsi sebagai cermin magnetik yang
memantulkan partikel bermuatan bolak-balik sepanjang garis gaya yang
merentang antara Kutub Magnetik Utara dan Selatan. Sabuk Van Allen
berkorelasi dengan aurora borealis dan aurora australis atau semburat
partikel bermuatan yang muncul saat sabuk Van Allen bersinggungan
dengan bagian atas atmosfer. Sabuk Van Allen juga relevan dengan satelit
dan stasiun ruang angkasa yang mengorbit, yang harus menghindari kontak
dengan sabuk ini karena partikel bermuatan bisa menyebabkan kerusakan
pada instrumen pesawat. Pada akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20,
beberapa ilmuwan, yakni Carl Stormer, Kristian Birkeland, dan Nicholas
Christofilos, berspekulasi tentang kemungkinan
terdapatnya sabuk partikel bermuatan di sekitar
Bumi. Namun hal ini tetap menjadi spekulasi
sampai tahun 1958 ketika keberadaannya
dikonfirmasi oleh beberapa satelit Amerika awal,
Explorer 1 dan Explorer 3.
Terdapat dua
sabuk Van Allen, yaitu
sabuk Van Allen dalam
dan sabuk Van Allen
luar. Sabuk Van Allen dalam membentang 0,1-1,5 jari-jari bumi dari
permukaan, terdiri dari proton sangat bermuatan serta mampu
menembus sampai satu milimeter timbal dan menyebabkan kerusakan
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
295
Medan magnet bumi berfungsi sebagai cermin magnetik yang
memantulkan partikel bermuatan bolak-balik sepanjang garis gaya yang
merentang antara Kutub Magnetik Utara dan Selatan. Sabuk Van Allen
berkorelasi dengan aurora borealis dan aurora australis atau semburat
partikel bermuatan yang muncul saat sabuk Van Allen bersinggungan
dengan bagian atas atmosfer. Sabuk Van Allen juga relevan dengan satelit
dan stasiun ruang angkasa yang mengorbit, yang harus menghindari kontak
dengan sabuk ini karena partikel bermuatan bisa menyebabkan kerusakan
pada instrumen pesawat. Pada akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20,
beberapa ilmuwan, yakni Carl Stormer, Kristian Birkeland, dan Nicholas
Christofilos, berspekulasi tentang kemungkinan
terdapatnya sabuk partikel bermuatan di sekitar
Bumi. Namun hal ini tetap menjadi spekulasi
sampai tahun 1958 ketika keberadaannya
dikonfirmasi oleh beberapa satelit Amerika awal,
Explorer 1 dan Explorer 3.
Terdapat dua
sabuk Van Allen, yaitu
sabuk Van Allen dalam
dan sabuk Van Allen
luar. Sabuk Van Allen dalam membentang 0,1-1,5 jari-jari bumi dari
permukaan, terdiri dari proton sangat bermuatan serta mampu
menembus sampai satu milimeter timbal dan menyebabkan kerusakan
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
296
pada peralatan ruang angkasa serta membahayakan astronot. Sabuk
Van Allen luar terletak antara 3 hingga 10 jari-jari bumi dari
permukaan, dan terutama terdiri dari elektron energik. Sumber partikel
energik bervariasi tergantung pada jenis sabuk. Sabuk Van Allen dalam
terdiri dari produk peluruhan dari benturan sinar kosmik dengan
atmosfer atas, sedangkan sabuk Van Allen luar diproduksi dari influks
partikel bermuatan dari badai geomagnetik.
Sabuk Van Allen, suatu lapisan yang tercipta akibat keberadaan
medan magnet bumi, juga berperan sebagai perisai melawan radiasi
berbahaya yang mengancam planet kita. Radiasi ini, yang terus-
menerus dipancarkan oleh matahari dan bintang-bintang lainnya,
sangat mematikan bagi makhluk hidup. Jika saja sabuk Van Allen tidak
ada, semburan energi raksasa yang disebut jilatan api matahari yang
terjadi berkali-berkali pada matahari akan menghancurkan seluruh
kehidupan di muka bumi. Dr. Hugh Ross berkata tentang peran penting
Sabuk Van Allen bagi kehidupan kita: “bumi ternyata memiliki
kerapatan terbesar di antara planet-planet lain di tata surya kita. Inti
bumi yang terdiri atas unsur nikel dan besi inilah yang menyebabkan
keberadaan medan magnetnya yang besar. Medan magnet ini
membentuk lapisan pelindung berupa radiasi Van-Allen, yang
Gambar 7. Gambaran MengenaiSabuk Van Allen
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
297
melindungi Bumi dari pancaran radiasi dari luar angkasa. Jika lapisan
pelindung ini tidak ada, maka kehidupan takkan mungkin dapat
berlangsung di Bumi. Satu-satunya planet berbatu lain yang
berkemungkinan memiliki medan magnet adalah Merkurius, tapi
kekuatan medan magnet planet ini 100 kali lebih kecil dari Bumi.
Bahkan Venus, planet kembar kita, tidak memiliki medan magnet.
Lapisan pelindung Van Allen ini merupakan sebuah rancangan
istimewa yang hanya ada pada Bumi”
C. Aurora
Aurora adalah fenomena pancaran cahaya yang menyala-nyala pada
lapisan ionosfer dari sebuah planet sebagai akibat adanya interaksi antara
medan magnetik yang dimiliki planet tersebut dengan partikel bermuatan
yang dipancarkan oleh matahari (angin matahari).
Sebelum ditemukan pemahaman lebih dalam mengenai aurora,
kebanyakan orang mengira bahwa aurora adalah sinar matahari yang
tercermin oleh kristal es kecil di langit. Benjamin Franklin berteori bahwa
"Misteri Cahaya Utara" tersebut disebabkan oleh konsentrasi muatan listrik
Gambar 8. Benjamin Franklin dan Kristian Birkeland
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
297
melindungi Bumi dari pancaran radiasi dari luar angkasa. Jika lapisan
pelindung ini tidak ada, maka kehidupan takkan mungkin dapat
berlangsung di Bumi. Satu-satunya planet berbatu lain yang
berkemungkinan memiliki medan magnet adalah Merkurius, tapi
kekuatan medan magnet planet ini 100 kali lebih kecil dari Bumi.
Bahkan Venus, planet kembar kita, tidak memiliki medan magnet.
Lapisan pelindung Van Allen ini merupakan sebuah rancangan
istimewa yang hanya ada pada Bumi”
C. Aurora
Aurora adalah fenomena pancaran cahaya yang menyala-nyala pada
lapisan ionosfer dari sebuah planet sebagai akibat adanya interaksi antara
medan magnetik yang dimiliki planet tersebut dengan partikel bermuatan
yang dipancarkan oleh matahari (angin matahari).
Sebelum ditemukan pemahaman lebih dalam mengenai aurora,
kebanyakan orang mengira bahwa aurora adalah sinar matahari yang
tercermin oleh kristal es kecil di langit. Benjamin Franklin berteori bahwa
"Misteri Cahaya Utara" tersebut disebabkan oleh konsentrasi muatan listrik
Gambar 8. Benjamin Franklin dan Kristian Birkeland
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
297
melindungi Bumi dari pancaran radiasi dari luar angkasa. Jika lapisan
pelindung ini tidak ada, maka kehidupan takkan mungkin dapat
berlangsung di Bumi. Satu-satunya planet berbatu lain yang
berkemungkinan memiliki medan magnet adalah Merkurius, tapi
kekuatan medan magnet planet ini 100 kali lebih kecil dari Bumi.
Bahkan Venus, planet kembar kita, tidak memiliki medan magnet.
Lapisan pelindung Van Allen ini merupakan sebuah rancangan
istimewa yang hanya ada pada Bumi”
C. Aurora
Aurora adalah fenomena pancaran cahaya yang menyala-nyala pada
lapisan ionosfer dari sebuah planet sebagai akibat adanya interaksi antara
medan magnetik yang dimiliki planet tersebut dengan partikel bermuatan
yang dipancarkan oleh matahari (angin matahari).
Sebelum ditemukan pemahaman lebih dalam mengenai aurora,
kebanyakan orang mengira bahwa aurora adalah sinar matahari yang
tercermin oleh kristal es kecil di langit. Benjamin Franklin berteori bahwa
"Misteri Cahaya Utara" tersebut disebabkan oleh konsentrasi muatan listrik
Gambar 8. Benjamin Franklin dan Kristian Birkeland
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
298
di daerah kutub yang didukung oleh salju dan uap air. Kristian Birkeland
juga berteori bahwa Aurora Elektron terjadi dari sinar yang dipancarkan
matahari dan elektron tersebut dibimbing menuju kutub utara. Tetapi
ketika para ilmuwan menganalisis spektrum aurora, mereka menemukan
bahwa itu tidak membuktikan kemiripan dengan spektrum matahari dan
karenanya teori ini dibantah. Di sisi lain, spektrum dari aurora sangat
mirip dengan yang dihasilkan oleh pembuangan gas di bawah tegangan
yang sangat tinggi. Bahkan, aurora diproduksi di atmosfer lapisan atas
oleh atom dan molekul yang bertabrakan dengan elektron energik yang
berasal dari matahari. Singkatnya, ketika atom dan molekul bertabrakan
dengan elektron, energi atom dan molekul meningkat atau bahkan
mungkin terionisasi. Ketika ion menangkap kembali elektron, dan transit
kembali ke keadaan awal melalui proses yang kompleks, gelombang
cahaya panjang gelombang tertentu akan dipancarkan.
Aurora berhubungan dengan aktifitas matahari. Elektron kuat yang
menghasilkan aurora berasal dari matahari. Matahari merupakan bola api
yang sangat panas. Dalam suasana luarnya, suhu bisa mencapai lebih dari
satu juta derajat. Dalam korona matahari, atom terionisasi menjadi gas
kepadatan yang sangat panas tapi rendah akan ion dan elektron bebas.
Aktivitas matahari memiliki siklus 11 tahun, yaitu untuk setiap 11 tahun
aktivitas matahari akan mencapai maksimum. Pada saat itu, terjadi letusan
dari korona yang secara terus menerus mengeluarkan ion dan elektron ke
ruang angkasa membentuk apa yang disebut angin matahari. Jika letusan
korona terjadi dengan intensitas yang besar maka dinamakan badai
matahari. Partikel yang bermuatan tersebut membawa medan magnet
matahari ke bumi selama hampir 18 jam sampai 2 hari. Elektron yang
ditangkap oleh medan magnet Bumi akan tertarik ke dua wilayah yang
dekat dengan Kutub Utara dan Kutub Selatan, di mana mereka
bertabrakan dengan partikel-partikel di atmosfer lapisan atas dan
menghasilkan keindahan aurora. Oleh karena itu, munculnya aurora
berkaitan erat dengan aktivitas matahari.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
299
Aurora merupakan peristiwa yang lazim ditemui di daerah kutub.
Bahaya aurora tehadap manusia sampai saat ini belum pernah dibuktikan.
Akan tetapi fenomena ini dapat mengganggu jaringan telekomunikasi.
Pengaruh proton-proton yang bertumbukkan dengan atom di atmosfer
dapat mengganggu penerimaan radio, televisi dan telegram. Hal ini
disebabkan karena saat titik-titik di atmosfer terganggu oleh proton dari
matahari, atmosfer tidak lagi menahan sinyal dan memantulkannya ke
bumi. Sinyal tersebut justru diteruskan ke luar angkasa. Akibatnya tidak
ada sinyal yang diterima televisi, radio atau telegram. Partikel yang
bermuatan dalam angin matahari, magnetometer dan ionosfer membawa
aliran listrik berskala besar. Jika aliran ini berubah di dekat bumi, dapat
menyebabkan kerusakan peralatan listrik.
Gangguan aurora pada kawat telegraf yang paling menakjubkan
terjadi di Amerika Serikat. Sebuah aurora fantastis yang terjadi pada bulan
September 1851, telah mengganggu seluruh saluran telegraf di New
England dan memporak porandakan transaksi bisnis. Pada tanggal 19
Februari 1852, aurora lainnya tercatat dalam sejarah telekomunikasi. Para
ilmuwan percaya bahwa aurora mencerminkan apa yang terjadi di
magnetosfer, yaitu daerah yang partikel bermuatannya terperangkap oleh
medan magnet bumi. Angin matahari menjepit magnetosfer di dekat bumi
di siang hari, dan menyeretnya hingga jutaan kilometer pada malam hari.
Penelitian terkini yang melibatkan Spacelab di pesawat ulang-alik telah
mempelajari pengaruh aurora. Aurora dapat juga dipotret oleh astronot
pesawat ulang alik dan satelit. Satelit dapat memberikan gambaran aurora
secara global. Dengan memotret dari angkasa luar, cahaya matahari yang
menyilaukan tidak lagi menjadi masalah dan aurora dapat terlihat sama
baiknya baik pada siang maupun malam hari.
Munculnya aurora harus memiliki dua prasyarat, pertama suhu
harus rendah, kedua cuaca harus cerah. Sejumlah besar negara di dunia
juga kerap akan tampak aurora, tempat terbaik untuk melihat Aurora
antara lain Alaska, Kanda, Finland, Iceland, Sweden, dan Norway. Selain
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
300
terjadi pada bumi, Aurora juga diketahui pernah terjadi di Saturnus dan
Jupiter pada masing-masing kutubnya. Kejadian itu terpotret oleh teleskop
milik Amerika yang bernama Hubble. Menurut hasil studi terbaru yang
dipublikasikan dalam prosiding International Congress on Sound and
Vibration ke-19 di Lithuania pada 8-12 Juli 2012, partikel cergas sama
yang menghasilkan tarian cahaya utara di atmosfer Bumi juga
menghasilkan “tepukan” riuh pada ketinggian 230 kaki (70 meter) dari
daratan.
Pembuktian ilmiah dimulai pada tahun 1958 suatu regu peneliti
yang dipimpin oleh James van Allen menemukan sabuk-sabuk radiasi
yang terdiri dari partikel-partikel bermuatan (kebanyakan adalah
elektron-elekton dan proton-proton) yang bergerak mengitari bumi dalam
lintasan yang berbentuk donat. Mereka menemukan sabuk-sabuk radiasi
ini setelah mengevaluasi data-data yang dikumpulkan oleh peralatan yang
ada di Satelit Explorer I. Partikel-partikel bermuatan yang terperangkap
oleh medan magnetik tak seragam bumi, mengitari garis-garis medan
magnetik bumi dari kutub ke kutub dengan lintasan spiral. Partikel-
partikel ini terutama berasal dari matahari serta sebagian lain berasal dari
bintang-bintang dan benda-benda langit lainnya. Oleh karena itu, partikel
ini dinamakan sinar-sinar kosmik. Kebanyakan sinar-sinar kosmik
dibelokkan oleh medan magnetik bumi dan tidak pernah mencapai bumi,
tetapi beberapa sinar-sinar kosmik lolos dan terperangkap. Sinar-sinar
kosmik inilah yang menyusun sabuk-sabuk radiasi yang ditemukan oleh
regu peneliti di atas dan diberi nama sabuk-sabuk van Allen. Ketika
partikel bermuatan ini berada di atmosfer bumi akan sering bertumbukan
dengan atom-atom lainnya, menyebabkan partikel-partikel ini
memancarkan cahaya tampak yang sekarang dikenal dengan nama
aurora.
Cahaya aurora disebabkan oleh atom-atom dan molekul yang
bertumbukan dengan partikel-partikel bermuatan, terutama elektron dan
proton yang berasal dari matahari. Partikel-partikel tersebut terlempar
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
301
dari matahari dengan kecepatan lebih dari 500 mil per detik dan terhisap
medan magnet bumi di sekitar kutub Utara dan Selatan. Aurora biasanya
muncul dengan warna hijau, merah, biru atau lembayung. Warna-warna
yang dihasilkan tersebut disebabkan oleh benturan partikel dan molekul
atau atom yang berbeda. Benturan tersebut melepaskan energi yang
menyebabkan terbentuknya aurora di kutub bumi yang nampak seperti
lingkaran besar yang mengelilingi kutub. Energi yang dilepaskan pada saat
partikel tersebut berbenturan dapat dilihat secara visual melalui warna
cahaya yang berbeda-beda. Warna yang terlihat bergantung pada
ketinggian dan jenis molekul yang ada. Perbedaan warna yang dihasilkan
karena fenomena aurora, yaitu :
1. Aurora hijau, terjadi akibat benturan partikel elektron dengan
molekul nitrogen.
2. Aurora merah, terjadi akibat adanya benturan antara partikel
elektron dengan atom oksigen.
3. Aurora hijau dan kuning, terjadi karena partikel dengan muatan
bertabrakan dengan oksigen.
4. Aurora biru, terjadi akibat adanya tabrakan antara partikel dengan
nitrogen.
Bagian penting dari mekanisme aurora adalah “angin matahari”, yaitu
sebuah aliran partikel yang keluar dari matahari. Angin matahari
menggerakkan sejumlah besar
listrik di atmosfer, tepatnya pada
sabuk Van Allen. Energi ini akan
mempercepat partikel ke atmosfer
bagian atas yang kemudian akan
bertabrakkan dengan berbagai gas.
Hasilnya adalah warna-warna di
angkasa yang bergerak-gerak.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
301
dari matahari dengan kecepatan lebih dari 500 mil per detik dan terhisap
medan magnet bumi di sekitar kutub Utara dan Selatan. Aurora biasanya
muncul dengan warna hijau, merah, biru atau lembayung. Warna-warna
yang dihasilkan tersebut disebabkan oleh benturan partikel dan molekul
atau atom yang berbeda. Benturan tersebut melepaskan energi yang
menyebabkan terbentuknya aurora di kutub bumi yang nampak seperti
lingkaran besar yang mengelilingi kutub. Energi yang dilepaskan pada saat
partikel tersebut berbenturan dapat dilihat secara visual melalui warna
cahaya yang berbeda-beda. Warna yang terlihat bergantung pada
ketinggian dan jenis molekul yang ada. Perbedaan warna yang dihasilkan
karena fenomena aurora, yaitu :
1. Aurora hijau, terjadi akibat benturan partikel elektron dengan
molekul nitrogen.
2. Aurora merah, terjadi akibat adanya benturan antara partikel
elektron dengan atom oksigen.
3. Aurora hijau dan kuning, terjadi karena partikel dengan muatan
bertabrakan dengan oksigen.
4. Aurora biru, terjadi akibat adanya tabrakan antara partikel dengan
nitrogen.
Bagian penting dari mekanisme aurora adalah “angin matahari”, yaitu
sebuah aliran partikel yang keluar dari matahari. Angin matahari
menggerakkan sejumlah besar
listrik di atmosfer, tepatnya pada
sabuk Van Allen. Energi ini akan
mempercepat partikel ke atmosfer
bagian atas yang kemudian akan
bertabrakkan dengan berbagai gas.
Hasilnya adalah warna-warna di
angkasa yang bergerak-gerak.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
301
dari matahari dengan kecepatan lebih dari 500 mil per detik dan terhisap
medan magnet bumi di sekitar kutub Utara dan Selatan. Aurora biasanya
muncul dengan warna hijau, merah, biru atau lembayung. Warna-warna
yang dihasilkan tersebut disebabkan oleh benturan partikel dan molekul
atau atom yang berbeda. Benturan tersebut melepaskan energi yang
menyebabkan terbentuknya aurora di kutub bumi yang nampak seperti
lingkaran besar yang mengelilingi kutub. Energi yang dilepaskan pada saat
partikel tersebut berbenturan dapat dilihat secara visual melalui warna
cahaya yang berbeda-beda. Warna yang terlihat bergantung pada
ketinggian dan jenis molekul yang ada. Perbedaan warna yang dihasilkan
karena fenomena aurora, yaitu :
1. Aurora hijau, terjadi akibat benturan partikel elektron dengan
molekul nitrogen.
2. Aurora merah, terjadi akibat adanya benturan antara partikel
elektron dengan atom oksigen.
3. Aurora hijau dan kuning, terjadi karena partikel dengan muatan
bertabrakan dengan oksigen.
4. Aurora biru, terjadi akibat adanya tabrakan antara partikel dengan
nitrogen.
Bagian penting dari mekanisme aurora adalah “angin matahari”, yaitu
sebuah aliran partikel yang keluar dari matahari. Angin matahari
menggerakkan sejumlah besar
listrik di atmosfer, tepatnya pada
sabuk Van Allen. Energi ini akan
mempercepat partikel ke atmosfer
bagian atas yang kemudian akan
bertabrakkan dengan berbagai gas.
Hasilnya adalah warna-warna di
angkasa yang bergerak-gerak.
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
302
Aurora terjadi di daerah di
sekitar kutub utara dan kutub selatan.
Daerah kutub memiliki medan
magnetik yang cukup kuat sehingga
dapat memunculkan aurora. Aurora
yang terjadi di daerah sebelah utara
dikenal dengan nama Aurora Borealis
yang dinamai sesuai dengan nama
Dewi Fajar Rom, Aurora, dan nama Yunani untuk angin utara, Boreas. Hal
ini dikarenakan di Eropa ia kerap dilihat kemerah-merahan di ufuk utara
seolah-olah matahari akan terbit dari arah tersebut. Secara ilmiah, Aurora
Borealis tercipta akibat gesekan medan magnetik bumi dengan partikel
bermuatan listrik dari angin matahari di level atmosfer yang tinggi seperti
ionosfer dan thermosfer. Aurora Borealis selalu terjadi di antara September-
Oktober dan Maret-April. Fenomena aurora di sebelah selatan yang dikenal
dengan Aurora Australis sering pula disebut Cahaya Selatan. namanya yang
disesuaikan dengan dewa fajar Romawi, Aurora, yang juga merupakan kata
Latin untuk fajar.
Kemudian Australis berasal dari bahasa Latin yang berarti Selatan,
sedangkan Aurora Australis secara harfiah berarti fajar, atau cahaya selatan.
Aurora ini terlihat di tempat yang sangat tinggi, namun bila dilihat dari
kejauhan akan tampak seperti berada di garis cakrawala. Cahaya di Aurora
Australis ini biasanya berwana hijau, terkadang kemerahan atau merah
pudar seolah-olah matahari sedang terbit dan terkadang tampak adanya
garis-garis cahaya medan magnet, nyaris terrlihat seperti tirai cahaya
raksasa yang indah. Aurora ini dapat dilihat dari beberapa tempat,
khususnya bagian selatan bumi. Wilayah-wilayah yang bisa menikmati
Aurora ini adalah Antartika, Amerika Selatan, New Zealand, Australia.
Gambar 9. Aurora Australis dan Aurora Borealis
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
302
Aurora terjadi di daerah di
sekitar kutub utara dan kutub selatan.
Daerah kutub memiliki medan
magnetik yang cukup kuat sehingga
dapat memunculkan aurora. Aurora
yang terjadi di daerah sebelah utara
dikenal dengan nama Aurora Borealis
yang dinamai sesuai dengan nama
Dewi Fajar Rom, Aurora, dan nama Yunani untuk angin utara, Boreas. Hal
ini dikarenakan di Eropa ia kerap dilihat kemerah-merahan di ufuk utara
seolah-olah matahari akan terbit dari arah tersebut. Secara ilmiah, Aurora
Borealis tercipta akibat gesekan medan magnetik bumi dengan partikel
bermuatan listrik dari angin matahari di level atmosfer yang tinggi seperti
ionosfer dan thermosfer. Aurora Borealis selalu terjadi di antara September-
Oktober dan Maret-April. Fenomena aurora di sebelah selatan yang dikenal
dengan Aurora Australis sering pula disebut Cahaya Selatan. namanya yang
disesuaikan dengan dewa fajar Romawi, Aurora, yang juga merupakan kata
Latin untuk fajar.
Kemudian Australis berasal dari bahasa Latin yang berarti Selatan,
sedangkan Aurora Australis secara harfiah berarti fajar, atau cahaya selatan.
Aurora ini terlihat di tempat yang sangat tinggi, namun bila dilihat dari
kejauhan akan tampak seperti berada di garis cakrawala. Cahaya di Aurora
Australis ini biasanya berwana hijau, terkadang kemerahan atau merah
pudar seolah-olah matahari sedang terbit dan terkadang tampak adanya
garis-garis cahaya medan magnet, nyaris terrlihat seperti tirai cahaya
raksasa yang indah. Aurora ini dapat dilihat dari beberapa tempat,
khususnya bagian selatan bumi. Wilayah-wilayah yang bisa menikmati
Aurora ini adalah Antartika, Amerika Selatan, New Zealand, Australia.
Gambar 9. Aurora Australis dan Aurora Borealis
A S T R O F I S I K AASTROFISIKA
302
Aurora terjadi di daerah di
sekitar kutub utara dan kutub selatan.
Daerah kutub memiliki medan
magnetik yang cukup kuat sehingga
dapat memunculkan aurora. Aurora
yang terjadi di daerah sebelah utara
dikenal dengan nama Aurora Borealis
yang dinamai sesuai dengan nama
Dewi Fajar Rom, Aurora, dan nama Yunani untuk angin utara, Boreas. Hal
ini dikarenakan di Eropa ia kerap dilihat kemerah-merahan di ufuk utara
seolah-olah matahari akan terbit dari arah tersebut. Secara ilmiah, Aurora
Borealis tercipta akibat gesekan medan magnetik bumi dengan partikel
bermuatan listrik dari angin matahari di level atmosfer yang tinggi seperti
ionosfer dan thermosfer. Aurora Borealis selalu terjadi di antara September-
Oktober dan Maret-April. Fenomena aurora di sebelah selatan yang dikenal
dengan Aurora Australis sering pula disebut Cahaya Selatan. namanya yang
disesuaikan dengan dewa fajar Romawi, Aurora, yang juga merupakan kata
Latin untuk fajar.
Kemudian Australis berasal dari bahasa Latin yang berarti Selatan,
sedangkan Aurora Australis secara harfiah berarti fajar, atau cahaya selatan.
Aurora ini terlihat di tempat yang sangat tinggi, namun bila dilihat dari
kejauhan akan tampak seperti berada di garis cakrawala. Cahaya di Aurora
Australis ini biasanya berwana hijau, terkadang kemerahan atau merah
pudar seolah-olah matahari sedang terbit dan terkadang tampak adanya
garis-garis cahaya medan magnet, nyaris terrlihat seperti tirai cahaya
raksasa yang indah. Aurora ini dapat dilihat dari beberapa tempat,
khususnya bagian selatan bumi. Wilayah-wilayah yang bisa menikmati
Aurora ini adalah Antartika, Amerika Selatan, New Zealand, Australia.
Gambar 9. Aurora Australis dan Aurora Borealis