Modul Olimpiade Astronomi - Bagian 1

MODUL OLIMPIADE ASTRONOMI

(EDISI I)

ISI :

RANGKUMAN MATERI ASTRONOMI

SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN SESUAI MATERI

PEMBAHASAN SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN

SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN SEBAGAI LATIHAN

Mariano Nathanael, S.Si.

2011

MODUL OSN ASTRONOMI

1

KATA PENGANTAR

Isi materi ini dalam modul ini berasal dari pengalaman penulis dalam

mengajarkan dan melatih siswa SMA untuk menyiapkan diri menghadapi

Olimpiade Sains Nasional (OSN) untuk bidang Astronomi

Banyak sekali bantuan penulis dapatkan dari berbagai sumber dan

dirangkumkan ke dalam modul ini.

Mohon modul ini dipergunakan dengan bijaksana karena isi di dalamnya belum

dengan sengaja diperiksa oleh penulis.

Jika ada kesalahan dalam isi, jangan segan-segan menghubungi penulis lewat

blog http://soal-olim-astro.blogspot.com atau melalui email :

[email protected]

Salam Astronomi !

Oktober 2011

Mariano Nathanael

http://soal-olim-astro.blogspot.com/

mailto:[email protected]

MODUL OSN ASTRONOMI

2

DAFTAR ISI

No Judul Hal

1 MATERI : BOLA LANGIT – ASTRONOMI BOLA 3 – 28

2 MATERI : TATA SURYA 29 – 47

3 MATERI : MEKANIKA BENDA LANGIT 48 – 68

4 MATERI : WAKTU DAN PENANGGALAN KALENDER 69 – 77

5 MATERI : GERHANA 78 – 93

6 MATERI : MATAHARI DAN AKTIVITASNYA 94 – 99

7 MATERI : FISIKA BINTANG 100 – 146

8 MATERI : BINTANG GANDA 146 – 155

9 MATERI : GALAKSI DAN KOSMOLOGI DASAR 156 – 179

10 PEMBAHASAN OSK 2011 KODE 02 180 - 199

11 PEMBAHASAN OSK 2011 KODE 01 200 – 219

12 PEMBAHASAN OSK 2010 220 – 233



15 PEMBAHASAN OSP 2011 278 – 301

16 PEMBAHASAN OSP 2010 302 – 320

17 SOAL OSN 2010 320 - 325

18 SOAL OSP 2008 326 – 332

19 SOAL OSN 2010 333 - 341

MODUL OSN ASTRONOMI

3

BOLA LANGIT – ASTRONOMI BOLA

A. Diameter sudut dan besaran sudut

Jarak di bola langit lebih sering dinyatakan dalam satuan sudut, hal ini diterapkan

juga untuk diameter benda langit (diameter Matahari, Bulan atau planet), disebut

diameter sudut (untuk diameter) atau jarak sudut (untuk jarak antar benda langit).

Satuan yang dipakai dalam derajat/menit busur/detik busur atau dalam satuan

radian.

Hubungan antar satuan sudut adalah sbb. :

10 = 60‘ (menit busur) = 3600‖ (detik busur)

1 rad (radian) = (

) = 57,2960 = 3437‘,747 = 206264‖,806

(sering dibulatkan menjadi 206265‖)

B. Ukuran Waktu Yang dipakai dalam Bola Langit

Waktu dalam bola langit sering dinyatakan juga dalam satuan sudut, dengan hubungan

sbb. :

24 Jam = 3600 (secara rata-rata benda langit beredar melintasi bola langit dalam

lintasan lingkaran yaitu sudut 3600 dalam gerakan hariannya dengan periode 24 jam)

1 Jam = 150 atau 10 = 4 menit

C. Bola Langit

Bola langit adalah :

- langit yang terlihat dari pengamat di Bumi yang berbentuk bola

- pengamat berada di pusat bola

- jari-jari bola langit tak berhingga

- semua benda langit dianggap menempel atau diproyeksikan pada bola langit

tersebut

Pengamat

Diameter Sudut (α), dalam radian Diameter Benda Langit sebenarnya (D), dalam km

Jarak pengamat ke benda langit (r), dalam km

MODUL OSN ASTRONOMI

4

Pada bola langit terdapat lingkaran-lingkaran yang disebut lingkaran kecil dan

lingkaran besar.

Lingkaran besar adalah lingkaran pada bola langit dengan pusat lingkaran adalah pusat

bola

Lingkaran kecil adalah lingkaran pada bola langit dengan pusat lingkaran bukan pusat

bola

Pada bola langit terdapat beberapa titik istimewa dan beberapa lingkaran besar yang

istimewa. Perhatikan gambar dan keterangan berikut :

MODUL OSN ASTRONOMI

5

Titik-titik istimewa pada bola langit

- Titik Zenith : Titik yang berada tepat di atas kepala pengamat

- Titik Nadir : Titik yang berada tepat di bawah kaki pengamat

- Titik Kardinal : 4 Titik arah mata angin, yaitu : Utara, Timur, Selatan dan Barat

- Titik Kutub Langit : Perpanjangan kutub-kutub Bumi ke langit, yaitu : Kutub Langit

Utara (KLU) dan Kutub Langit Selatan (KLS). Garis yang menghubungkan KLU dan

KLS adalah sumbu putar dari gerakan bola langit

Kemiringan KLU – KLS sama dengan lintang geografis pengamat di Bumi. Jika

pengamat berada di Lintang selatan, maka KLS berada di atas horizon (di atas

titik Selatan), jika pengamat berada di Lintang Utara, maka KLU berada di atas

horizon (di atas titik Utara.

Lingkaran-lingkaran besar yang istimewa pada bola langit

- Lingkaran Meridian : Lingkaran yang melalui Utara, Zenith, Selatan dan Nadir.

Semua benda langit pasti melintasi lingkaran meridian ini.

Jika benda langit berada di setengah lingkaran atas lingkaran meridian, maka

benda langit tersebut disebut transit atau sedang berada di Kulminasi Atas

Jika benda langit berada di setengah lingkaran bawah meridian, maka benda langit

tersebut disebut sedang berada di Kulminasi Bawah

- Lingkaran Horizon : Adalah lingkaran batas pandang pengamat di kaki langit

Jika benda langit ada di atas horizon maka benda langit akan terlihat oleh

pengamat

Jika benda langit ada di bawah horizon maka benda langit tidak terlihat oleh

pengamat

Jika benda langit berada di horizon, maka disebut terbit jika sedang bergerak ke

arah atas horizon atau disebut terbenam jika sedang bergerak ke arah bawah

horizon

- Lingkaran Ekuator : Adalah lingkaran yang merupakan perpanjangan dari ekuator

bumi ke bola langit.

Semua benda langit setiap hari akan berputar di bola langit sejajar dengan

lingkaran ekuator

MODUL OSN ASTRONOMI

6

TATA KOORDINAT HORIZON

Berdasarkan posisi di cakrawala (horizon).

Paling mudah dipahami, karena mudah dibayangkan letaknya dalam bola langit.

Kelemahan : bergantung tempat di permukaan bumi, jika tempat pengamat berbeda, maka

horizonnya berbeda. Kelemahan lainnya yaitu, terpengaruh oleh gerak harian benda

langit.

Koordinat dinyatakan dalam Azimuth (Az) dan Altitude - ketinggian benda (Alt).

Azimuth (Az,A) : diukur dari titik utara bidang horizon ke arah timur, biasanya

dinyatakan dalam jam dengan 1 jam=15 derajat dan 1 derajat = 4 menit

Contoh : Jika kita ingin melakukan konversi Azimuth bintang di atas yaitu 2h15m ke dalam

derajat, maka langkahpengerjaannya adalah sebagai berikut :

2h = 2 x 15 = 30

15m = 15m/4m x 1 = 3 sisa 3 menit.

3m = (3m/4m) x 60‘ = 45‘

Maka didapatkan hasil akhir konversi 33 45‘

Altitude (Alt,a) : Ketinggian bintang, dilambangkan dengan huruf a. Maksimum besarnya

altitude,a, adalah 90 , dihitung dari bidang horizon sampai ke titik zenith.

Jarak Zenith (Zenith Distance, z) : Jarak sudut yang diukur dari zenith ke posisi

benda langit atau bintang. Berdasarkan definisi ini, maka secara sederhana jarak zenith

adalah :

TATA KOORDINAT EKUATOR

Jika tata koordinat Horizon setiap detik selalu berubah karena perputaran bola langit

dan letak posisi pengamat di Bumi, maka tata koordinat ekuator memanfaatkan acuan

koordinat di bola langit yang bergerak bersama bola langit sehingga koordinat ekuatorial

suatu bintang selalu tetap dan tidak pernah berubah.

Titik acuan koordinat ini adalah Titik Aries/vernal ekuinoks yang diberi koordinat

ekuator (0, 0)

MODUL OSN ASTRONOMI

7

Koordinat : Asensio Rekta (α) dan Deklinasi (δ).

Askensio Rekta adalah panjang busur, dihitung dari titik Aries ( titik g, Titik Musim

Semi, (titik Hamal) pada lingkaran ekuator langit sampai ke titik kaki (K) dengan arah

penelusuran ke arah timur. Rentang AR: 0 s/d 24 jam atau 0 o s/d 3600.

Bisa juga dipakai kebalikan dari Asensiorecta, yaitu Sudut Jam/Hour Angle (HA), yaitu

sudut bintang yang diukur dari meridian dengan arah lingkaran yang sejajar dengan

ekuator, positif jika ke Barat dan negatif jika ke arah Timur. Misalnya suatu bintang

memiliki sudut jam 2j, artinya bintang itu sudah transit 2 jam yang lalu, jika HA = - 3j,

artinya 3 jam lagi akan transit. Sudut jam bintang (HA) tentu akan berubah terus setiap

saat, tetapi asensiorekta (α) selalu tetap. Hubungan HA dan α adalah : LST = HA + α.

(LST = Local Siderial Time, adalah sudut jam dari titik Aries).

Deklinasi adalah panjang busur dari titik kaki (K) pada lingkaran ekuator langit ke arah

kutub langit, sampai ke letak benda pada bola langit. Deklinasi berharga positif ke

arah KLU, dan negatif ke arah KLS. Rentang d : 0 o s/d 90 o atau 0 o s/d –90o

TITIK ARIES

• Adalah titik yang terletak di langit dan ‗bergerak‘ pada lintasan perpanjangan ekuator

bumi pada bola langit, terbit tepat di Timur dan terbenam tepat di Barat

• Suatu titik khayal di langit yang merupakan titik pertemuan bidang ekliptika (bidang

orbit bumi dan matahari) dengan ekuator langit (perpanjangan ekuator bumi ke

langit).

MODUL OSN ASTRONOMI

8

• Ada dua titik pertemuan tersebut di ekliptika, titik Aries diambil ketika matahari

tepat berada pada perpotongan kedua bidang tersebut (bidang ekliptika dan bidang

ekuator), yaitu pada tanggal 21 Maret, bertempat di titik kulminasi bawah pada bola

langit

• Titik ini disebut titik Hamal atau titik vernal equinox atau titik musim semi

• Titik ini menjadi titik nol (titik acuan) acuan bagi Kerangka Koordinat Ekuator

(Ascensio recta, Deklinasi), dengan koordinat (00,00)

• Dahulu titik ini diambil sebagai acuan karena musim semi dimulai ketika titik Aries

telah menempuh transit atau Kulminasi Atas

• Letak titik ini pada bola langit yaitu di gugusan rasi Pisces

• Pada bidang ekliptika, titik Aries bergeser pada arah positif (searah jarum jam)

dengan kecepatan rata-rata 50,3‖ per tahun karena presisi bumi. Pergeseran ini

berlawanan dengan gerakan bumi mengelilingi matahari yang berarah negatif

(berlawanan jarum jam).

• Hubungan Matahari dan Titik Ares

Tanggal Matahari dan titik Aries

21 Maret Matahari berimpit dengan Titik Aries di Kulminasi Bawah (beda sudut

00 = 0j)

22 Juni Matahari di kulminasi bawah, titik Aries tepat di Timur (beda sudut

900 = 6j)

23 September Matahari di kulminasi bawah, titik Aries di kulminasi atas (beda sudut

1800 = 12j)

22 Desember Matahari di kulminasi bawah, titik Aries tepat di Barat (beda sudut

2700 = 18j)

Catatan : Matahari di Kulminasi Bawah Posisi Matahari pukul 00.00

Matahari di Kulminasi Atas Posisi Matahari pukul 12.00

MODUL OSN ASTRONOMI

9

Setiap hari pukul 00.00 (tengah malam), titik Aries selalu bergeser di langit ke arah

Timur sejauh sekitar 4 menit, dan kembali lagi berimpit dengan Matahari setelah satu

tahun tropis (365,265 hari)

Karena asensiorekta adalah jarak sudut ke titik Aries, maka asensiorekta Matahari bisa

dicari dengan prinsip ini.

Contoh : Carilah Asensiorekta Matahari pada tanggal 17 Agustus!

Jawab : Cara 1 : Manfaatkan 4 tanggal istimewa :

1) Selisih 17 Agustus dengan salah satu dari 4 tanggal istimewa terdekat (23

September) : 36 hari

2) Selisih satu hari = 4 menit, jadi selisih 36 hari = 36 x 4 = 144 menit = 2j

24m

3) Karena 23 September di depan 17 Agustus, maka beda sudut Titik Aries

dan Matahari (asensiorekta Matahari) adalah : 12j – 2j 24m = 9j 36m

Cara 2 : Manfaatkan 1 tahun tropis = 365,24218967 hari = 3600

Meskipun kedua cara memiliki selisih sekitar 11 menit, tetapi kedua cara tetap bisa

dipakai/berlaku dengan batas-batas kesalahan tertentu dikarenakan : Kecepatan revolusi

Bumi mengelilingi Matahari tidak konstan dan juga bentuk lintasan Bumi tidak berupa

lingkaran, tetapi elips.

WAKTU BINTANG (LST = Local Siderial Time)

Sudut Jam (Hour Angle – HA) dari titik Aries disebut disebut juga Waktu Bintang yang

diukur dari titik sigma (perpotongan ekuator dan meridian) positif ke arah Barat.

Bisa dinyatakan dalam satuan sudut (derajat) atau bisa juga dalam satuan jam

Jika LST = 0, artinya Titik Aries berada di meridian atau kulminasi Atas

Jika LST = 12j = 1800, artinya Titik Aries sedang di kulminasi Bawah

Jika dinyatakan dalam satuan jam matahari, maka

Cara mencari Waktu Bintang (LST) :

Prinsip dasar : Setiap hari pukul 00.00 (tengah malam), titik Aries selalu bergeser di

langit ke arah Timur sejauh sekitar 4 menit, dan kembali lagi berimpit dengan Matahari

setelah satu tahun tropis (365,24218967 hari) ditanggal 21 Maret pukul 00.00 tengah

malam.

MODUL OSN ASTRONOMI

10

Tanggal Waktu

Matahari Waktu Bintang

Sudut jam

Titik Aries Posisi Titik Aries

21 Maret 00.00 12.00 WB + 12j Titik Aries di Kulminasi Bawah

22 Juni 00.00 18.00 WB - 6j Titik Aries di Timur

23 September 00.00 00.00 WB 0j Titik Aries di Meridian

22 Desember 00.00 06.00 WB + 6j Titik Aries di Barat

Sesuai prinsip tersebut, kita dapat mencari waktu bintang/LST dengan cara

memanfaatkan 4 tanggal istimewa untuk titik Aries

Contoh : Carilah Asensiorekta Matahari pada tanggal 17 Agustus pukul 10.00!

Jawab : 1) Selisih 17 Agustus dengan salah satu tanggal terdekat (September) : 36

hari

2) Selisih satu hari = 4 menit, jadi selisih 36 hari = 36 x 4 = 144 menit =

02.24

3) Karena 23 September di depan 17 Agustus, maka Waktu Bintang Titik

Aries tanggal 17 Agustus adalah : 00.00 – 02.24 = 21.36 WB ini terjadi

pukul 00.00 WM

4) Karena diminta pukul 10.00, maka WB = 21.36 + 10.00 = 31.36 = 07.36 WB

TRANSFORMASI KOORDINAT HORIZON DENGAN KOORDINAT EQUTORIAL

Berikut ini adalah persamaan-persamaan dalam transfomasi koordinat horizon dengan

koordinat ekuatorial :

Keterangan :

1. A merupakan azimuth, koordinat membujur dalam system koordinat horizon,

dengan rentang (0h sampai 24h, atau 0 sampai 360 )

2. a merupakan altitude atau ketinggian bintang, koordinat melintang dalam system

koordinat horizon, dengan rentang (-90 sampai +90 )

3. HA merupakan hour angle atau sudut jam bintang, koordinat membujur dalam

system koordinat ekuatorial

4. merupakan declination atau deklinasi, koordinat melintang dalam system

koordinat ekuatorial, dengan rentang (-90 sampai +90 )

5. merupakan lintang tempat pengamat, dengan rentang (-90 sampai +90 )

Dengan demikian kita dapatkan syarat kulminasi atas sebagai berikut :

a. Untuk obyek yang kulminasi atas di selatan zenith, ketinggian bintangnya

memenuhi persamaan

MODUL OSN ASTRONOMI

11

b. Untuk obyek yang kulminasi atas di utara zenith, ketinggian bintangnya memenuhi

persamaan

BINTANG SIRKUMPOLAR

Adalah bintang-bintang yang tidak pernah terbit atau terbenam, tetapi selalu berada di

atas horizon

Sayarat : Bintang dengan tidak akan pernah tenggelam, selalu terlihat pada

lintang .

Ada juga bintang-bintang yang selalu di bawah horizon sehingga tidak pernah terlihat.

Syarat : Adalah Ketinggian bintang positif untuk obyek yang memenuhi .

Obyek yang memenuhi tidak akan pernah terlihat pada lintang .

MENENTUKAN WAKTU TERBIT DAN WAKTU TERBENAM BINTANG

Waktu terbit dan terbenam dapat ditentukan dengan rumus berikut :

Ini adalah persamaan untuk menentukan sudut jam bintang, HA, pada saat terbit atau

terbenam. Setelah kita dapatkan sudut jam bintangnya, HA, dan diketahui asensiorekta

bintang, , pada saat tertentu, maka kita gunakan persamaan berikut untuk menentukan

waktu sideris local, LST, saat terbit dan terbenam :

Waktu sideris local untuk terbit ditunjukkan dengan persamaan sebagai berikut :

Sedangkan, waktu sideris local untuk terbenam ditunjukkan dengan persamaan

berikut :

Untuk mendapatkan akurasi lebih tinggi, maka kita harus melakukan koreksi terhadap

efek refraksi atmosfer. efek refraksi atmosfer sebesar 34‘ jika bintang ada di

horizon

MENENTUKAN PANJANG SIANG HARI ATAU MALAM HARI

Dalam kasus matahari, waktu terbenam Matahari dinyatakan ketika bagian atas piringan

Matahari tepat di horison teramati.

Panjang siang di suatu tempat di muka bumi pada tanggal tertentu diberikan oleh

persamaan :

Cos HA = - tg φ. tg δ

HA = ½ Panjang siang hari

φ = Lintang tempat pengamat, + jika LU dan – jika LS

δ = Deklinasi Matahari, + di utara ekuator langit dan - di selatan ekuator langit

MODUL OSN ASTRONOMI

12

Rumus di atas mengabaikan banyak hal, misalnya : semi diameter Matahari, efek

hamburan/refraksi atmosfer Bumi, dan elevasi lokasi pengamat di atas permukaan laut

(dpl). Dalam perhitungan standar, semi diameter Matahari dianggap 16‘.

Ketika matahari terbit atau terbenam, ada 3 macam koreksi, yaitu koreksi semidiameter,

koreksi refraksi dan koreksi dip. Secara standar, diameter sudut matahari kira-kira

adalah 30‘, tetapi koreksi ketika matahari mendekati daerah horizon ini menyebabkan

matahari menjadi lebih besar dari seharusnya. Matahari dikatakan terbenam jika

piringan atas matahari sudah terbenam di horizon dan Matahari dikatakan terbit jika

piringan atas matahari sudah tampak di horizon. Perhitungan yang teliti akan terbit dan

terbenamnya Matahari harus melibatkan ketiga koreksi ini. Kita akan bahas satu demi

satu secara singkat.

Koreksi semidiameter : Koreksi ini adalah koreksi piringan matahari pada saat terbit

atau terbenam ketika mendekati horizon. Pada saat itu matahari/bulan tampak lebih

besar dari biasanya. Dalam perhitungannya, koreksi ini adalah 16‘

Koreksi Refraksi

Efek refraksi merupakan salah satu efek yang menyebabkan tinggi benda langit di

sekitar horizon (tinggi semu) tidak sesuai dengan tingginya yang sebenarnya. Efek ini

disebabkan oleh cahaya melewati medium atmosfir Bumi yang memiliki nilai indeks bias

yang berbeda-beda (berlapis-lapis). Kecepatan cahaya di udara bergantung kepada

temperatur dan tekanannya, sehingga indeks refraksi udara bervariasi untuk tiap lapisan

atmosfer yang berbeda. Pada temperature dan tekanan standar, refraksi di horizon

(disebut refraksi horizontal) memiliki nilai pendekatan sebesar 34‘. Jika benda

sebenarnya sudah mencapai horizon, pengamat masih melihatnya setinggi 34‘ dari

horizon. Semakin tinggi dari horizon, efek ini semakin kecil. Perhatikan tabel ini :

Lintang Tampak Sudut Refraksi

0 3521

1 2445

2 1824

3 1424

4 1143

10 518

30 141

60 034

90 000

Dengan sudut refraksi di horizon 34‘ dan semidiameter Matahari 16‘, maka ketinggian

matahari pada waktu terbenam bukanlah 00, tetapi 50‘ dibawah horizon. Rumus untuk

koreksi ini adalah :

(menit)

MODUL OSN ASTRONOMI

13

ΔHA adalah koreksi tambahan untuk setengah panjang siang (dalam satuan menit), φ

lintang pengamat, δ deklinasi matahari saat itu, HA adalah setengah panjang siang yang

dihitung pakai rumus : cos HA = - tan φ.tanδ

Jadi panjang siang sebenarnya adalah : t = 2. (HA + ΔHA)

Koreksi dip : Adalah koreksi dari ketinggian. Pada bujur yang sama tetapi ketinggian yang

berbeda, makat tentu pengamat di ketinggian h akan melihat matahari lebih dulu terbit

daripada pengamat di ketinggian 0. Perhatikan gambar di bawah ini :

Didefinisikan jarak ke horizon adalah AB, dengan rumus : AB = √

Jika h << R, maka persamaan bisa didekati menjadi : AB = √ meter

Didefinisikan sudut kedalaman (angle of dip) : θ (rad) = √

Jika h << R, maka persamaan di atas bisa didekati menjadi : θ(‗) = 1930√

Dengan demikian, ketinggian Matahari ketika terbit/terbenam bukan 00 melainkan -00

50‘. Karena atmosfer Bumi menyebarkan sinar Matahari, suasana TIDAK langsung gelap

gulita saat Matahari terbenam SENJA.

Dalam astronomi, dikenal 3 jenis senja atau fajar (diistilahkan dengan : twilight), yaitu :

1) Civil twilight Kondisi langit masih cukup terang untuk manusia melakukan

aktivitasnya di luar rumah, batasnya ketika Matahari berada 60 di bawah horizon

2) Nautical twilight Kondisi langit cukup gelap untuk dapat mengamati bintang-

bintang yang terang tetapi kondisi langit masih cukup terang untuk dapat

mengamati horizon. Biasanya digunakan oleh pelaut untuk menentukan tinggi

bintang untuk keperluan navigasi. Batasnya ketika Matahari berada 120 di bawah

horizon (-60 – -120).

3) Astronomical twilight Kondisi langit masih cukup terang tetapi sudah cukup

gelap untuk pengamatan bintang secara astronomis. Batasnya ketika Matahari

berada 180 di bawah horizon (-120 – -180).

Untuk perhitungan fajar juga sama, tinggal dibalikkan saja.

Jika matahari sudah lebih dari 180 di bawah horizon, maka disebut astronomical

darkness, yaitu pengaruh cahaya Matahari di langit benar-benar habis.

MODUL OSN ASTRONOMI

14

Khusus untuk daerah khatulistiwa, maka saat Matahari mencapai -180 waktunya adalah

sekitar 1 jam 12 menit setelah pukul 18.00. Untuk daerah non-khatulistiwa nilai ini akan

jauh lebih besar karena Matahari tidak terbenam secara tegak lurus, tetapi miring

sesuai lintang tempat tersebut.

Lama siang dan malam di berbagai tempat :

Jika pengamat di lintang positif dan matahari berdeklinasi positif, maka siang hari

lebih dari 12 jam, jika matahari berdeklinasi negatif, maka siang hari lebih pendek

dari 12 jam.

Jika pengamat di lintang negatif dan matahari berdeklinasi negatif, maka siang hari

lebih dari 12 jam, jika matahari berdeklinasi positif, maka siang hari lebih pendek

dari 12 jam

Siang terpanjang di lintang positif jika deklinasi matahari mencapai + 23,450 (terjadi

pada tanggal 22 Juni)

Siang terpanjang di lintang negatif jika deklinasi matahari mencapai - 23,450 (terjadi

pada tanggal 22 Desember)

Jika deklinasi matahari 00, maka siang hari sama di semua tempat di Bumi, yaitu 12

jam

Jika lokasi di ekuator, maka berapapun deklinasi matahari, panjang siang selalu sama,

yaitu 12 jam

Jika di kutub (+ 900), maka rumus di atas akan memberikan hasil error. Prinsipnya

adalah :

- jika matahari berdeklinasi positif, maka matahari tidak pernah terbenam di kutub

utara (selama 6 bulan siang terus, dari 21 Maret – 23 September)

- jika matahari berdeklinasi negatif, maka matahari tidak pernah terbenam di

kutub selatan (selama 6 bulan malam terus, dari 23 September – 21 Maret)

- jika matahari berdeklinasi 00, maka matahari selalu ada di horizon pengamat

(beredar di sepanjang horizon, hanya pada sekitar tanggal 21 Maret dan 23

September

- Jika memperhitungkan semidiameter dan refraksi atmosfir pada matahari, waktu

siang di kutub bisa bertambah sekitar 1 hari (sampai ujung atas bulatan matahari

tepat di bawah horizon)

- Jika memperhitungkan fajar/senja (sampai benar-benar gelap – astronomical

twilight), maka waktu yang terang di kutub bisa diperpanjang sekitar 3 – 4 bulan,

MODUL OSN ASTRONOMI

15

masing-masing sekitar dua bulan sebelum 21/3 dan sekitar dua bulan setelah

23/9)

KETINGGIAN BENDA DAN BAYANGAN

Suatu tongkat bisa kehilangan bayangannya, apabila matahari berada tepat di zenith.

Syarat matahari melintasi zenith (pada pukul 12.00 waktu lokal) adalah nilai deklinasi

matahari harus sama dengan lintang pengamat.

Karena deklinasi Matahari maksimal adalah + 23,450, maka tongkat yang berada pada

lintang yang lebih besar dari +23,450 atau lebih kecil dari -23,450 tidak akan pernah

kehilangan bayangannya.

Apabila matahari tidak melintasi zenith, maka panjang bayangan tongkat pada pukul

12.00 siang waktu local akan mencapai keadaan bayangan yang terpendek dengan panjang

bayangan tergantung dari ketinggian matahari.

Ketinggian matahari dari horizon dapat dicari dengan menggunakan persamaan :

Perhatikan gambar berikut :

TATA KOORDINAT EKLIPTIKA

Jika koordinat ekuatorial menggunakan lingkaran ekuator langit, maka koordinat ekliptika

menggunakan bidang ekliptika, yaitu bidang edar bumi mengelilingi matahari, yang

memiliki kemiringan 23,5 dari ekuator.

MODUL OSN ASTRONOMI

16

Sistem koordinat ekliptika memiliki dua buah koordinat yaitu :

1. Lintang Ekliptika, diukur dari bidang ekliptika, positif ke arah Kutub Utara

Ekliptika (KUE). Berkisar antara +900 hingga -900. Lintang ekliptika dinamakan

lintang langit.

2. Bujur Ekliptika, diukur dari titik aries sepanjang ekliptika, positif searah dengan

asensiorekta positif, atau diukur berlawanan arah putaran bola langit. Diukur

dari 00 sampai 3600 atau 0h < < 24h. Bujur ekliptika sering disebut juga bujur langit. Tanggal 21 Maret bujur ekliptika matahari 00, dan semakin hari semakin

positif.

Gerakan harian Matahari di bola langit menyebabkan posisi matahari dalam koordinat

ekliptika berubah terhadap waktu.

Tanggal ( Lokasi

21 Maret 0 0 0 0 Titik Musim Semi

22 Juni 6 0 6 + 23.27 Titik Musim Panas

23 September 12 0 12 0 Titik Musim Gugur

22 Desember 18 0 18 - 23.27 Titik Musim Dingin

Transformasi system koordinat ekliptika dengan system koordinat ekuatorial

ditunjukkan dengan persamaan sebagai berikut :

MODUL OSN ASTRONOMI

17

Atau,

Sudut pada persamaan di atas adalah kemiringan ekliptika, atau sudut yang dibentuk

oleh bidang ekuatorial dan ekliptika. Sudut adalah sebesar .

TATA KOORDINAT GALAKTIK

Untuk mempelajari galaksi Bimasakti, bidang referensi yang digunakan adalah bidang

galaksi Bimasakti.

Karena matahari sangat dekat dengan bidang referensi tersebut, maka kita dapat

meletakkan titik pusat pada matahari.

Koordinat galaksi memiliki dua buah pasangan koordinat, yakni bujur galaktik (l) dan

lintang galaktik (b).

Bujur galaktik (l) diukur berlawanan arah dengan jarum jam (sama dengan asensiorekta).

Dari arah pusat galaksi Bimasakti (di Sagitarius, dan ).

Lintang galaktik (b) diukur dari bidang galaktik, positif ke arah utara, negative ke arah

selatan.

Definisi ini secara resmi dipakai hanya pada tahun 1959, ketika

arah pusat galaksi ditentukan dari pengamatan radio cukup akurat. Koordinat galaksi

dapat diperoleh dari koordinat ekuatorial dengan transformasi koordinat sebagai berikut

:

Dimana arah Kutub Utara Galaksi (KUG) adalah dan . Besarnya

bujur galaktik kutub langit adalah . Perhatikan gambar berikut :

MODUL OSN ASTRONOMI

18

KOREKSI PADA KOORDINAT EKUATOR

Terdapat gangguan yang muncul secara alamiah yang menyebabkan koordinat

suatubintang berubah diantaranya adalah preses dan nutasi

Presesi

Sumbu Rotasi Bumi ternyata mengalami rotasi juga, hal ini mengubah arah ekuator

dan mengubah koordinat yang berdasarkan titik Aries yang ada di ekuator.

Gangguan ini disebabkan pengaruh gravitasi bulan,

matahari dan planet-planet pada Bumi, karena itu

sangat kecil, meskipun demikian rotasi dari sumbu

rotasi Bumi sebesar 26.000 tahun

Pergerakan lambat pada sumbu rotasi Bumi dinamakan

presesi.

Saat ini titik sumbu rotasi berada sekitar 10 dari

Polaris, tetapi setelah 12000 tahun, kutub langit akan

berada di Vega.

Perubahan bujur ekliptika mempengaruhi Asensiorekta

dan Deklinasi. Sehingga korrdinat bintang

harusdikoreksi minimal 50 tahun sekali

Koreksi ini disebut epoch, dan saat ini sebagian besar katalog dan peta bintang

menggunakan epoch J2000.0, yang berarti acuan waktu koordinat dimulai pada tahun

2000,

Nutasi

Nutasi adalah gangguan lain pada sumbu rotasi Bumi. Terjadi karena gaya pasang surut

(dipengaruhi oleh hal-hal yang cepat dan tak terduga secara bervariasi seperti arus laut,

sistem angin, dan gerakan dalam inti Bumi.) yang menyebabkan goyangan tambahan selain

presesi yang bervariasi dari waktu ke waktu sehingga kecepatan presesi tidak

konstan. Hal ini ditemukan pada tahun 1728 oleh astronom Inggris James Bradley.

MODUL OSN ASTRONOMI

19

Koreksi yang lain meliputi :

Koreksi Refraksi : Karena indeks bias atmosfir berbeda-beda sehingga posisi bintang

lebih tinggi dari yang seharusnya

Koreksi Paralaks : Karena revolusi Bumi terhadap Matahari menyebabkan posisi

bintang terlihat pada posisi yang berbeda

Koreksi Aberasi : Perubahan cahaya yang terjadi karena kecepatan cahaya ketika

pengamat bergerak. Berhubungan dengan teori relativitas khusus

MODUL OSN ASTRONOMI

20

SOAL-SOAL OSK – OSP OSN

1. Dilihat dari tempat dengan lintang 41 Lintang Utara, semua bintang sirkumpolar

mempunyai

a) Deklinasi lebih kecil dari +49

b) Deklinasi lebih besar +49

c) Asensiorekta lebih besar dari 14h

d) Deklinasi lebih kecil dari +41

e) Deklinasi lebih besar +41

2. Ekliptika membentuk sudut 230,5 dengan ekuator langit. Maka deklinasi kutub utara

Ekliptika adalah

a. 230,5

b. -230,5

c. 00

d. 450

e. 660,5

3. Arah kedudukan tahunan Matahari di langit bila diamati oleh pengamat dari Bumi

a) melewati seluruh rasi bintang

b) hanya melewati kawasan 13 rasi bintang

c) melewati lebih dari 15 kawasan rasi bintang

d) hanya melewati 6 rasi utama di ekliptika

e) paling banyak melewati 24 rasi bintang

4. Dari sebuah lokasi, sebuah planet terlihat (dengan mata telanjang) cemerlang di langit

malam sekitar tengah malam, hampir tepat di zenit. Maka kemungkinan itu adalah planet:

a) Merkurius

b) Venus

c) Jupiter

d) Neptunus

e) Pluto

MODUL OSN ASTRONOMI

21

5. Matahari paling lama berada di atas horizon bila:

a. pengamat berada di ekuator pada tanggal 21 Maret

b. pengamat berada di kutub Selatan pada tanggal 22 Desember

c. pengamat berada di kutub Utara pada tanggal 22 Desember

d. pengamat di kutub Utara pada tanggal 21 Maret

e. pengamat berada di ekuator pada tanggal 22 Desember

6. Jika di sebuah lokasi, saat sekitar tengah hari, tongkat yang dipancangkan tegak lurus di

tanah tidak memiliki bayangan (matahari tepat berada di atasnya), maka dapat ditarik

kesimpulan:

a) Lokasi itu berada tepat di khatulistiwa

b) Lokasi itu berada di bumi selahan utara

c) Lokasi itu berada di bumi belahan selatan

d) Lokasi berada antara 23,50 LS dan 23,50 LU

e) Saat itu adalah tanggal 21 Maret atau 23 September

7. Di antara pengamat berikut, manakah yang mengalami senja terpendek?

a) Pengamat berada di ekuator pada tanggal 21 Maret

b) Pengamat berada di kutub Selatan pada tanggal 22 Desember

c) Pengamat berada di kutub Utara pada tanggal 22 Desember

d) Pengamat di kutub Utara pada tanggal 21 Maret

e) Pengamat berada di 23,5° LU pada tanggal 22 Desember

8. Pengaruh refraksi pada saat Matahari terbit/terbenam adalah:

A. bentuk bundar Matahari terdistorsi

B. kedudukan Matahari lebih tinggi dari yang sehamsnya

C. pengaruhnya terlalu kecil sehingga bisa diabaikan

D. Matahari tampak menjadi merah

E. tidak ada jawaban yang benar

9. Bagi pengamat di ekuator Bumi, orientasi ekliptika sepanjang tahun adalah:

A. berpotongan pada horizon di dua titik yang tetap

B. berpotongan pada horizon di dua titik di sekitar titik Barat dan titik Tirnur dalam

rentang kurang dari 25 derajat

MODUL OSN ASTRONOMI

22

C. berpotongan pada horizon di titik Barat dan titik Timur pada tanggal 22

Desember

D. tidak berpotongan dengan horizon

E. sejajar dengan horizon

10. Dari pernyataan berikut, manakah yang BENAR?

A. siklus Matahari bertemu dengan titik Aries tebih pendek daripada siklus

Matahari bertemu dengan bintang tetap

B. asensiorekta titik Aries tidak nol karena pengaruh presesi Bumi

C. pada tanggal 23 September posisi Matahari sama dengan posisi titik Aries

D. lintang ekliptika titik Aries selalu nol

E. A, B, C, dan D tidak benar

11. Bagi pengamat di ekuator Bumi, hasil pengamatan titik Aries sepanjang tahun adalah:

a) titik Aries terbit dan terbenam di titik yang sama di horizon

b) titik Aries terbenam di titik Barat hanya pada tanggal 21 Maret dan 23 September

c) titik Aries tidak pernah terbenam kecuali pada tanggal 21 Maret

d) titik Aries tidak pernah terbit kecuali pada tanggal 23 September

e) titik Aries selalu terbenam di titik Barat dan terbit tidak selalu di titik Timur

12. Titik terbenam Bulan bagi pengamat di ekuator

A. bisa berada di selatan Matahari walaupun Matahari berada di titik paling

selatan

B. selalu di utara titik terbenam Matahari ketika Matahari berada di titik

paling selatan

C. maksimal berada pada titik terbenam Matahari ketika Matahari berada di titik

paling selatan

D. titik terbenam Bulan dalam rentang 5 derajat di sekitar titik Barat

E. titik terbenam Bulan sarna dengan titik terbenam titik Aries

13. Pengamat yang berada di belahan Bumi selatan dapat mengamati bintang mulai dari

terbit hingga terbenam selama lebih dari 12 jam. Kapan dan di daerah langit

manakah bintang tersebut dapat dilihat? Jelaskan!

MODUL OSN ASTRONOMI

23

14. Apakah perbedaan yang dirasakan oleh mereka yang tinggal di lintang rendah dan lintang

tinggi?

a) Senja di lintang tinggi selalu lebih panjang dibandingkan di lintang rendah

b) Panjang siang selalu lebih panjang di daerah lintang tinggi

c) Panjang malam selalu lebih panjang di daerah lintang tinggi

d) Perbedaan panjang siang dan panjang malam di lintang rendah, lebih kecil

dibandingkan di lintang tinggi

e) Perbedaan panjang siang dan panjang malam di lintang rendah, lebih besar

dibandingkan di lintang tinggi

15. Rasi Gemini dalam horoskop diperuntukkan bagi mereka yang lahir dalam bulan Juni,

tetapi mengapa malam hari di bulan Juni kita tidak bisa melihat rasi Gemini tersebut?

Kapankah kita dapat melihat rasi Gemini dengan baik?

16. (OSK 2010) Sebuah bintang ―X‖ di belahan langit selatan mempunyai Asensio Rekta = 14

jam. Pada tanggal 23 September ia akan melewati meridian Jakarta sekitar

a. Pukul 14 Waktu Indonesia bagian Tengah

b. Pukul 15 Waktu Indonesia bagian Tengah

c. Pukul 16 Waktu Indonesia bagian Tengah

d. Pukul 02 Waktu Indonesia bagian Tengah

e. Pukul 03 Waktu Indonesia bagian Tengah

17. (OSP 2010) Pada tanggal 21 Desember 2010 di wilayah Indonesia berlangsung gerhana

bulan total mulai pukul 20:34 WIB, maka koordinat equatorial, yaitu asensiorekta dan

deklinasi Bulan adalah

a) 05j 57m dan +23045‘

b) 03j 50m dan +18025‘

c) 05j 57m dan –23045‘

d) 03j 50m dan –18025‘

e) 10j 38m dan +28044‘

18. (OSP 2010) Koordinat α-Centaury adalah α = 14 jam 40 menit, δ = 60050‘ dan jaraknya

4,4 tahun cahaya. Hitung jarak sudut antara Matahari dan α-Centaury, dilihat dari

Bintang Polaris yang berjarak 430 tahun cahaya dari Bumi

MODUL OSN ASTRONOMI

24

19. Pada suatu malam sekitar jam 21:00, seseorang yang ada di Ulanbator (Mongolia) yang

berada pada bujur yang sama dengan Jakarta, melihat bintang Vega di atas kepalanya.

Apabila pada saat yang sama seseorang yang berada di Jakarta juga melihat bintang

tersebut, berapakah ketinggian bintang Vega dilihat dari Jakarta pada jam yang sama.

(Kedudukan Ulanbator, φ = 47° 55' Lintang Utara, sedangkan Jakarta φ = 6° 14' Lintang

Selatan, bujur kedua kota dianggap sama yaitu sekitar 1060 bujur timur)

20. (OSP 2008) Diketahui jarak α-Centarury A dari Matahari adalah 4,4 tahun cahaya dan

magnitudo semu Matahari dilihat dari Bumi adalah, m = −26. Koordinat ekuatorial α-

Centaury A adalah (α,δ) = (14h 39,5m, −60050‘). Seorang astronot dari Bumi pergi ke

bintang itu kemudian melihat ke arah Matahari. Jika astronot itu menggunakan peta

bintang dari Bumi dan menggunakan sistem koordinat ekuatorial Bumi dengan acuan

bintang-bintang yang sangat jauh, berapakah koordinat ekuatorial dan magnitudo

matahari menurut astronot itu ?

21. Bulan Purnama tanggal 24 Desember 2007 dapat disaksikan

b) Di kutub Utara

c) Di kutub Selatan

d) Tidak mungkin disaksikan di kedua tempat, kutub Utara maupun kutub Selatan

e) Dapat disaksikan di kutub Utara maupun kutub Selatan

f) Hanya sebagian diamati di kutub Selatan

22. (SOP 2007) Kamu berada di sebuah pulau kecil yang dilalui garis khatulistiwa bumi, dan

melihat sebuah bintang XYZ terbit pukul 19.30. arah titik terbit bintang itu di horizon

membentuk sudut 1300 dengan arah utara. Jika kita tidak memperhitungkan pengaruh

atmosfir bumi pada cahaya bintang, perkirakanlah waktu terbenam bintang itu !

a) pukul 7.30 tepat !

b) pukul 4.30 tepat !

c) pukul 7.30 kurang sedikit !

d) pukul 4.30 lebih sedikit

e) pukul 4.30 kurang sedikit

23. (SOP 2007) Perkirakanlah titik terbenamnya bintang XYZ di horizon dalam soal diatas!

a) 1300 dari arah Utara ke Timur

b) 1300 dari arah Selatan ke Barat

c) 500 dari arah Selatan ke Timur

d) 400 dari arah Utara ke Timur

MODUL OSN ASTRONOMI

25

e) 500 dari arah Selatan ke Barat

24. Diketahui pada tanggal 16 Juli, Matahari berada di zenit kota Mekah. Ahmad dan

Cahyana melakukan pengamatan panjang bayang – bayang di dua tempat yang berbeda, di

tempat Ahmad pada momen Matahari di atas Mekah menunjukkan panjang bayang –

bayang 3 kali panjang tongkat lurus yang berdiri tegak lurus, sedang di tempat Cahyana

pada momen Matahari di atas Mekah menunjukkan panjang bayang – bayang 2 kali

panjang tongkat lurus yang berdiri tegak lurus, bila dA jarak tempat Ahmad ke Mekah

dan dC jarak tempat Cahyana ke Mekah maka dA/dC adalah

a) 1,50

b) 0,67

c) 1,13

d) 2,00

e) 1,00

25. Pada jam 20:00 WIB, ketika Ahmad sedang berada di Surabaya ia melihat sebuah satelit

melewati meridian dengan latar belakang Centaurus. Jika satelit itu mempunya periode

10 jam. Pukul berapa satelit itu akan melewati kembali meridian Ahmad dengan latar

belakang rasi Centaurus?

26. Pada tanggal 23 September jam 12 WIB panjang bayang-bayang sebuah tongkat oleh

Matahari di kota Bonjol Sumatera (lokasi di ekuator)

a. hampir nol

b. seperempat panjang tongkat

c. setengah panjang tongkat

d. sama dengan panjang tongkat

e. Jawaban A, B, C dan D salah

27. Seorang pengamat di suatu tempat mencatat bahwa Matahari terbit jam 05h dan

terbenam jam 17h GMT. Berapa bujur tempat pengamat itu berada? (Abaikan persamaan

waktu)

a. 15o bujur timur

b. 35o bujur timur

c. 75o bujur timur

d. 105o bujur barat

e. 15o bujur barat

MODUL OSN ASTRONOMI

26

28. Jika kita tinggal di tempat dengan lintang 30o LU, maka tinggi Matahari pada tengah hari

lokal saat vernal equinox adalah

a. 15o

b. 30o

c. 45o

d. 60o

e. 75o

29. Di lokasi A matahari mencapai titik zenit di langit. Pada saat yang sama di lokasi B,

matahari terlihat hanya beberapa belas derajat dari horizon. Dapat disimpulkan bahwa:

a) B berada di Timur A

b) B berada di Barat A

c) B berada di Utara A

d) B berada di Selatan A

e) tidak ada kesimpulan yang bisa diambil

30. Bujur ekliptika Matahari pada tanggal 21 Maret adalah 0°. Pada tanggal 6 Mei bujur

ekliptika Matahari adalah sekitar:

a) sama setiap saat

b) 45°

c) 90°

d) 135°

e) 180°

31. Awak wahana antariksa melakukan eksperimen di sebuah planet X yang mengorbit

bintang G yang identik dengan Matahari. Ketika bintang G tepat di atas tongkat A,

kedudukan bintang G mempunyai posisi 2 derajat dari zenit tongkat B. Tongkat A dan B

terpisah pada jarak 14 km . Dari hal tersebut dapat disimpulkan bahwa radius planet X

sekitar:

a. 400 km

b. 1000 km

c. 1500 km

d. 200 km

e. 1400 km

MODUL OSN ASTRONOMI

27

32. Diketahui Matahari terbenam pada pukul 18:00 WIB, dan bintang X terbenam pukul

20:15 WIB. Beda sudut jam bintang X dan Matahari dari tempat pengamatan itu

adalah :

A. 2 jam 15 menit 0 detik

B. 2 jam 14 menit 37.8 detik

C. 2 jam 15 menit 22.2 detik

D. 2 jam 11 menit 04 detik


33. Dua bintang memiliki asensiorekta yang sama, dan deklinasi yang besarnya sama tapi

tandanya berlawanan. Jika bintang A berada di utara ekuator langit dan bintang B di

selatan ekuator langit, maka:

A. bintang A lebih dulu terbit bila diamati dari Tokyo

B. bintang A lebih dulu terbit bila diamati dari Sydney

C. bintang A lebih dulu terbit bila diamati dari khatulistiwa

D. bintang B lebih dutu terbit bila diamati dari khatulistiwa

E. dari daerah di lintang lebih besar dari 23,5 derajat (baik utara maupun

selatan) kedua bintang akan diamati terbit secara bersamaan

34. Pecat sawed (dalam bahasa Jawa) adalah saat posisi Matahari cukup tinggi (tinggi

bintang, h = 50 derajat dari cakrawala timur) dan hari sudah terasa panas. Para petani di

Jawa biasanya beristirahat dan melepaskan bajak dari leher kerbau (melepas bajak dari

leher kerbau = pecat sawed). Jika para petani melihat gugus bintang Pleiades (α = 3h 47m

24s, δ = +2407‘) berada pada posisi pecat sawed pada saat Matahari terbenam (sekitar

pukul 18:30 waktu lokal), maka saat itu adalah waktu untuk menanam padi dimulai.

Tentukan kapan waktu menanam padi dimulai (tanggal dan bulan)! Petunjuk : petani

berada pada posisi lintang 70LS dan bujur 1100BT.

35. Seorang ilmuwan Jepang yang tinggi tubuhnya 168 cm sedang survey di Papua,

berkomunikasi dengan koleganya di Tokyo melalui telpon genggam untuk mengetahui

koordinat geografisnya. Komunikasi dilakukan tepat pada saat bayangan tubuh ilmuwan

itu di tanah kira-kira paling pendek dan arahnya ke Selatan, dengan panjang bayangan 70

cm. Tayangan di Tokyo saat itu bayangan benda-benda yang terkena sinar matahari juga

terpendek, dan ketinggian matahari saat itu 680. Jika koordinat geografis Tokyo adalah

1390 42‘ BT dan 35037‘, tentukanlah koordinat geografis tempat ilmuwan Jepang itu

berada !

a) 1390 42‘ BT, 90 LU

b) 1390 42‘ BT, 90 LS

c) 1090 42‘ BT, 90 LU

d) 1090 42‘ BT, 90 LS

e) tidak ada yang benar

MODUL OSN ASTRONOMI

28

36. (SOP 2007) Dari soal diatas, dapat disimpulkan bahwa matahari saat itu berada diatas

suatu tempat yang lintang geografisnya :

a) 230 30‘ LU

b) 230 30‘ LS

c) 220 37‘ LU

d) 220 37‘ LS

e) 130 37‘ LU

37. Bila ada pengamat berada pada lintang +54°09', maka malam terpendek dan

terpanjang yang akan dialami pengamat tersebut adalah:

A. 3 jam 31 menit dan 20 jam 29 menit

B. 5 jam 31 menit dan 15 jam 29 menit

C. 2 jam 31 menit dan 12 jam 29 menit

D. 3 jam 31 menit dan 15 jam 29 menit

E. 4 jam 31 menit dan 7 jam 29 menit

38. Seorang pengamat di lintang 00 akan mengamati sebuah bintang yang koordinatnya (α,δ) =

(16h14m, 00) pada tanggal 2 Agustus. Sejak jam berapa hingga jam berapa pengamat itu

bisa melakukan pengamatan?

Jika pengamatan dilakukan di 1100 BT (WIB = UT + 7), jam berapakah bintang itu terbit

dan terbenam dalam WIB ?

39. Pada suatu hari, dua hari setelah purnama, Bulan melintas Pleiades. Saat itu asensiorekta

Matahari 14h30m. Jika periode sideris Bulan adalah 27,33 hari, berapa asensiorekta

Pleiades?

40. Sebuah kapal yang sedang dalam perjalanan dari Jakarta ke Kobe, Jepang, mengalami

kecelakaan pada tanggal 19 Desember 2020 dan karam. Seorang awak kapal yang berhasil

menyelamatkan diri dengan menggunakan sekoci, setelah 3 hari terombang ambing di

laut, terdampar di sebuah pulau kecil kosong. Kemudian ia berusaha meminta bantuan

dengan menggunakan telepon genggam satelit. Agar penyelamatan dapat berhasil dengan

cepat, awak kapal itu perlu menyampaikan koordinat tempat ia berada saat itu. Untuk itu

ia menancapkan dayung sekoci di pasir pantai yang datar, kemudian mengamati panjang

bayangannya. Setiap beberapa menit ia memberi tanda ujung bayangan dayung di

permukaan tanah dan mencatat waktu dibuatnya tanda itu dari arlojinya yang masih

menggunakan Waktu Indonesia Barat (WIB). Ternyata panjang bayangan terpendek sama

dengan panjang bagian dayung yang berada diatas tanah dan keadaan bayangan

terpendek itu terjadi pada pukul 10.30. Tentukanlah koordinat geografis tempat awak itu

terdampar!

MODUL OSN ASTRONOMI

29

TATA SURYA

1. TEORI ASAL USUL TATA SURYA

Teori asal-usul tentang kelahiran Tata Surya dapat diterima jika dapat menjelaskan hal-

hal berikut:

(1) Seluruh planet berevolusi mengitari Matahari dalam arah yang berlawanan dengan

putaran jarum jam, demikian juga gerak rotasi matahari

(2) Inklinasi orbit semua planet hampir berimpit, kecuali Merkurius.

(3) Eksentrisitas orbit-orbit planet hampir nol, kecuali Merkurius.

(4) Semua planet berotasi dalam arah yang sama dengan gerak revolusinya, kecuali Venus

dan Uranus.

(5) Momentum sudut Tata Surya terkonsentrasi pada planet-planet (90%), padahal

seharusnya Matahari yang menyumbang 99% massa tata Surya adalah pusat

momentum sudut Tata Surya.

(6) Satelit-satelit planet sebagian besar berevolusi dalam arah yang sama dengan arah

rotasi planet induknya dan terletak pada bidang ekuator planet yang bersangkutan

(7) Terdapat unsur-unsur berat di Tata Surya (seperti oksigen dan nitrogen) yang tidak

mungkin terbentuk di Matahari

Teori asal-usul Tata Surya:

TEORI KABUT

Teori Kabut disebut juga Teori Nebula.Teori tersebut dikemukakan oleh Immanuel Kart

(1775) dan disempurnakan oleh Pierre Marquis de Laplace (Simon de Laplace - 1796). Menurut teori ini mula-mula ada sebuah kabut/nebula raksasa yang karena gravitasinya

mulai menyusut dan mulai berotasi dengan kecepatan sangat lambat. Akibatnya

terbentuklah sebuah cakram datar bagian tengahnya. Penyusutan berlanjut dan

terbentuk matahari di pusat cakram. Cakram berotasi lebih cepat sehinggabagian tepi-

tepi cakram terlepas membentuk gelang-gelang bahan. Kemudian bahan dalam gelang-

gelang memadat menjadi planet-planet yang berevolusi mengitari Matahari.

TEORI PLANETESIMAL

Teori Planetesimal dikemukakan oleh T.C Chamberlein dan F.R Moulton (1900). Menurut

teori ini, Matahari sebelumnya telah ada sebagai salah satu dari bintang-bintang yang

banyak di langit. Suatu ketika bintang berpapasan dengan Matahari dalam jarak yang

dekat. Karena jarak yang dekat, tarikan gravitasi bintang yang lewat sebagian bahan dari

Matahari (mirip lidah raksasa) tertarik ke arah bintaang tersebut. Saat bintang

menjauh, lidah raksasa itu sebagian jatuh ke Matahari dan sebagian lagi terhambur

menjadi gumpalan kecil atau planetesimal. Planetesimal-planetesimal melayang di angkasa

dalam orbit mengitari Matahari. Dengan tumbukan dan tarikan gravitasi, planetesimal

besar menyapu yang lebih kecil dan akhirnya menjadi planet.

MODUL OSN ASTRONOMI

30

TEORI PASANG SURUT

Teori Pasang Surut pertama kali disampaikan oleh Buffon. Buffon menyatakan bahwa

tata surya berasal dari materi Matahari yang terlempar akibat bertumbukan dengan

sebuah komet.

Teori pasang surut yang disampaikan Buffon kemudian diperbaiki oleh Sir James Jeans

dan Harold Jeffreys (1917). Mereka berpendapat bahwa tata surya terbentuk oleh

efek pasang gas-gas Matahari akibat gaya gravitasi bintang besar yang melintasi

Matahari. Gas-gas tersebut terlepas dan kemudian mengelilingi Matahari. Gas-gas panas

tersebut kemudian berubah menjadi bola-bola cair dan secara berlahan mendingin serta

membentuk lapisan keras menjadi planet-planet dan satelit.

HIPOTESIS BINTANG KEMBAR

Hipotesis bintang kembar awalnya dikemukakan oleh Fred Hoyle (1915-2001) pada tahun

1956. Hipotesis mengemukakan bahwa dahulunya tata surya kita berupa dua bintang yang

hampir sama ukurannya dan berdekatan yang salah satunya meledak meninggalkan

serpihan-serpihan kecil.

TEORI AWAN DEBU (PROTO PLANET)

Teori ini dikemukakan oleh Carl von Weizsaecker kemudian disempurnakan oleh Gerard

P.Kuiper pada tahun 1950. Teori proto planet menyatakan bahwa tata surya terbentuk

oleh gumpalan awan gas dan yang jumlahnya sangat banyak.Suatu gumpalan mengalami

pemampatan dan menarik partikel-partikel debu membentuk gumpalan bola.Pada saat

itulah terjadi pilinan yang membuat gumpalan bola menjadi pipih menyerupai cakram

(tebal bagian tengah dan pipih di bagian tepi).Karena bagian tengah berpilin lambat

mengakibatkan terjadi tekanan yang menimbulkan panas dan cahaya(Matahari).Bagian

tepi cakram berpilin lebih cepat sehingga terpecah menjadi gumpalan yang lebih

kecil.Gumpalan itu kemudian membeku menjadi planet dan satelit.

2. PLANET-PLANET

Pengertian Planet

Menurut resolusi IAU ( International Astronomical Union) pada 24 Agustus 2006 di

Praha Cekoslovakia, Planet adalah benda langit yang:

a. Mengitari matahari

b. Memiliki massa yang cukup untuk mencapai kondisi kesetimbangan hidrostatis

(memiliki bentuk hampir bola)

c. Telah membersihkan ‗objek-objek tetangga‘ dari orbitnya (sederhananya : tidak

ada benda-benda lain dengan massa yang setara pada orbit yang sama)

Pada sistem Tata Surya dikenal 8 planet : Merkurius - Neptunus

Planet kerdil (Dwarf Planets) adalah benda langit yang :

a. Mengitari Matahari

http://id.wikipedia.org/wiki/1915



MODUL OSN ASTRONOMI

31

b. Memiliki massa yang cukup untuk mencapai kondisi kesetimbangan hidrostatis

(memiliki bentuk hampir bola)

c. Orbitnya belum bersih dari objek-objek lain

d. Bukan termasuk satelit

Objek yang hanya memenuhi syarat pertama disebut Small Solar System Body (SSSB) termasuk asteroid, comet, Trans Neptunian Objects, dll.

Pengelompokan Planet

Planet –planet dikelompokan dengan Bumi sebagai pembatas

Planet Inferior : Merkurius, Venus

Planet Superior : Mars, Yupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus

Planet-planet dikelompokan dengan Asteroid sebagai pemabatas

Planet dalam / Iner Planets : Merkurius, Venus, Bumi, Mars

Planet Luar/ Outer Planets : Yupiter, Saturnus,Uranus, Neptunus.

Planet-planet dikelompokan berdasarkan ukuran dan komposisi bahan penyusunnya.

Planet Terrestrial / planet Kebumian : Merkurius, Venus, Bumi, Mars.

Planet Jovian / Planet Raksasa : Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus.

Hukum Titius Bode

Deret Titius Bode : 0,3,6,12, 24,48, 96, 192, 384, 768

Jarak Titius Bode suatu planet = (Nilai deret + 4) : 10

Contoh :jarak Mars = (12 + 4) : 10 = 1,6 SA

Catatan : deret setelah Mars (24) dipakai untuk Asteroid.

Karakteristik Planet-Planet

Merkurius

Merkurius hanya bisa dilihat sebelum Matahari terbit dan sesudah Matahari

terbenam. Periode rotasinya 59 hari. Suhu permukaan yang disinari Matahari

4270C dan bagian yang tidak disinari -1730C. Merkurius mempunyai medan magnet

yang lemah , bagian dalamnya mirip Bumi yang intinya mengandung banyak logam

paduan besi dan lapisan tipis (silikat). Albedo Merkurius 0,06.

Venus

Venus juga disebut bintang Fajar dan bintang Senja. Jarak rata-rata planet

Venus ke Matahari adalah 108 juta km.Eksentrisitas orbitnya 0,007. Kandungan

dan komposisinya mirip Bumi. Venus berotasi dengan periode 243 hari, tetapi

dalam arah yang berlawanan dengan arah otasi planet-planet lain (retrograde).

MODUL OSN ASTRONOMI

32

Venus mengorbit Matahari dalam waktu 224,7 hari. Suhu di permukaan Venus

4800 C karena adanya efek rumah kaca. Albedo Venus 0,76.

Bumi

Bumi mengorbit Matahari dengan jarak rata-rata 149.500.000 km ( 1 SA ). Bumi

berevolusi selama 1 tahun (365 ¼ hari) dan berotasi selama 1 hari (24 jam).

Ekuator Bumi miring 23027‘, kemiringan ini menyebabkan adanya 4 musim. Dalam

berotasi Bumi mengalami presisi dan nutasi. Bumi terdiri dari beberapa lapisan

yaitu : Lapisan kerak Bumi, Lapisan selubung padat, Lapisan inti luar, Lapisan Inti

dalam. Suhu di intinya mencapai 5.0000 C

Mars

Mars mempunyai medan magnet lemah, inti Mars mengandung campuran besi dan

besi sulfide. Atmosfer Mars sangat tipis. Albedo Mars 0,15. Satelit Mars :

Phobos dan Demos.

Jupiter

Jupiter merupakan planet Jovian / planet besar maka massa jenisnya lebih kecil

jika dibandingkan planet terrestrial. Jupiter disusun oleh Hidrogen dan Helium

dalam fase cair ataupun gas. Jupiter sering tampak cerah karena : 1. Ukurannya

besar 2. Albedonya 0,70. Jupiter mengorbit Matahari pada jarak 778 juta km.

Jupiter berotasi dalam waktu 10 jam. Satelit-satelit Jupiter : Ganymede, Callisto,

Io, Europa, dll. Cincin Jupiter lebarnya 6.000 km dan tebalnya beberapa puluh km,

terdiri dari partikel-partikel yang kecil sehingga mudah dihancurkan oleh radiasi

Jupiter.

Saturnus

Saturnus mempunyai suatu daerah hydrogen cair yang luas dan suatu daerah

hydrogen metalik cair yang lebih kecil. Atmosfernya tebal. Kala rotasinya 10m jam

. Saturnus memiliki cincin , ada 2 hipotesi pertama cincin berasal dari satelit yang

berjarak dekat (kurang dari 1,5 jari-jari planet) sedang yang keDione, Mimas,

Enceladus, Tethys, dll.

Uranus

Massa jenis Uranus rendah, menunjukkan bahwa Uranus mengandung unsure-unsur

yang ringan. Uranus mengandung hydrogen, helium, bahan es(air, metana, amoniak)

, silikat dan besi.Kala revolusinya 84 tahun, sudut antara bidang orbit dan sumbu

rotasinya 80. Satelit-satelit Uranus : Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon ,

dll.

Neptunus

Unsur utama pembentuknya yaitu hydrogen dan helium dan sejumlah kecil metana.

Albedo Neptunus adalah 0,84. Neptunus mempunyai cicncin walaupun tidak

sempurna. Satelit Neptunus : Triton, Nereid, dll.

MODUL OSN ASTRONOMI

33

3. ANGGOTA TATA SURYA LAIN

a. Asteroid

Asteroid atau planetoid adalah benda-benda angakasa kecil yang terdapat dalam

daerah antara Mars dan Jupiter pada jarak sekitar 2 – 3,6 SA (periodenya 2 – 6

tahun)

Asteroid terbesar adalah Ceres – 1032 km (asteroid yang pertama ditemukan, oleh

Giuseppe Piazzi di 1 Januari 1801). Kemudian berturut-turut ditemukan Pallas – 588

km (ditemukan oleh W.M. Olbers di bulan Maret 1802), Juno (C.L. Harding di 1804),

serta Vesta – 576 km (oleh Johann Olbers di 1807). Sampai sekarang telah terdata

lebih dari 300.000 asteroid (dan jumlahnya semakin banyak) dengan setengahnya

telah diketahui parameter orbitnya.

Menurut orbitnya, Asteroid dibedakan menjadi :

1) Asteroid Sabuk Utama (pada jarak 2 – 3,5 SA) meliputi sebagian besar

Asteroid

2) Asteroid Dekat Bumi (Near-Earth Asteroid), garis edarnya mencapai 1,3 SA. NEA

terbesar adalah 1036 Ganymed dengan ukuran 41 km). NEA Dibagi tiga :

Amor : Asteroid yang garis edarnya melintasi orbit Mars, namun tidak

memasuki orbit Bumi (contoh : 433 Eros)

Apollo : Asteroid yang garis edarnya melintasi orbit Bumi dengan periode

orbit lebih lama dari satu tahun (contoh : 1620 Geographos)

Aten : Asteroid yang garis edarnya melintasi orbit Bumi dengan periode orbit

kurang dari satu tahun (contoh : 2340 hathor)

3) Asteroid Trojan, ada dua kelompok yang orbitnya tepat di depan dan di belakang

orbit Jupiter yang terjebak di titik Lagrange Jupiter-Matahari, membentuk

sudut tepat 600 dari matahari ke Jupiter dan asteroid tersebut, bergerak

bersama-sama dengan Jupiter.

4) Asteroid Hilda orbitnya di 4 SA

5) Asteroid dengan orbit eksentrik :

- Asteroid jauh mencapai orbit Saturnus atau Uranus (contoh : 944 Hidalgo,

2060 Chiron)

- Asteroid yang mendekati matahari Contoh : Icarus, perihelionnya lebih

dekat ke matahari daripada Merkurius

Pembagian Asteroid berdasarkan komposisinya :

1) Asteroid jenis C (karbon) warna gelap, kaya akan silikat hidrat dan karbon.

60% asteroid termasuk ini.

2) Asteroid jenis S (silikat) terdiri dari batuan dan logam (besi dan nikel). 30%

asteroid termasuk jenis ini

3) Asteroid jenis M (metalik) seluruhnya adalah logam (besi dan nikel)

MODUL OSN ASTRONOMI

34

4) Asteroid jenis U (unclassified/unknown) asteroid yang tidak termasuk golongan

di atas

Asal Usul Asteroid :

1) Berasal dari planet yang berada pada jarak 2,8 SA dan kemudian karena suatu hal

menjadi hancur kelemahan teori ini : gabungan semua serpihan yang ditemukan

hanya bermassa 4% massa bulan, terlalu kecil untuk sebuah planet

2) Berasal dari bahan-bahan yang akan membentuk planet di awal pembentukan Tata

Surya tetapi gagal menjadi planet karena gangguan yang kuat dari gravitasi

Jupiter teori yang diterima saat ini

b. Komet

Komet adalah gumpalan ‗es kotor‘ berdiameter 1 – 10 km. Disebut demikian karena

merupakan campuran bekuan es dari karbon dioksida, amonia, sianida, metana, dan

beberapa jenis logam.

Ketika mendekati matahari, maka angin matahari akan menguapkan dan

menghembuskan sebagian permukaan/isi komet menjadi selubung gas-debu yang

mengelilingi inti dan disebut coma yang panjangnya (ekornya) dari 100.000 km hingga

1 juta km. Ekor ini selalu menjauhi matahari. Ada lagi ‗ekor‘ yang lain yang disebut

ekor ion yang arahnya berlawanan dengan gerakan komet.

Ekor komet dapat tampak , karena :

1. Gas-gas dan debu memantulkan cahaya

2. Gas-gas dan debu menyerap sinar Ultraviolet dan dan memancarkannya sebagai

cahaya tampak.

Data terakhir (April 2011) dari IAU Minor Planet Center

(http://www.minorplanetcenter.net/) jumlah komet yang sudah tercatat mencapai

533.603 buah

Asal-usul komet : menurut Jan Oort (1950) komet berasal dari daerah yang disebut

awan Oort yang terletak pada jarak 50.000 – 100.000 SA yang merupakan lapisan

terluar dari Tata Surya dan mengandung sekitar 100 triliun buah komet. Komet dari

Awan Oort memiliki periode yang panjang (> 200 tahun) dan inklinasi orbit yang

sangat beragam.

Untuk komet dengan periode pendek (dibawah 200 tahun) berasal dari daerah sabuk

Kuiper sejarak 30 – 50 SA dan memiliki inklinasi orbit yang kecil.

c. Meteoroid, Meteor, dan meteorit

Meteoroid adalah anggota tata surya yamg kemungkinan berasal dari komet dan

pecahan asteroid dan mengelilingi Matahari di ruang antar planet. Setiap tahun,

meteoroid yang masuk ke bumi mencapai 100 ton, atau setiap km2 di muka bumi

menerima 560 buah meteorit dengan berat 100 gr atau lebih setiap tahunnya, tetapi

sangat sedikit yang dapat mencapai muka bumi (menjadi meteorit).

Meteor adalah Meteroroid yang sampai di atmosfir Bumi dan bergesekan dengan

atmosfer bumi mengakibatkan panas dan timbul pijar. Hujan meteor adalah jatuhnya

http://www.minorplanetcenter.net/

MODUL OSN ASTRONOMI

35

meteor dalam jumlah banyak dari satu titik radian, terjadi karena bumi melewati

lintasan komet periodik dimana sepanjang lintasan komet tersebut terdapat

serpihan-serpihan dari bekas komet yang lepas atau hancur ketika mendekati

matahari. Beberapa hujan meteor yang terkenal :

Nama Waktu Komet Induk

Quandrantid 1 – 3 January Kozik-Peltier

Lyrid 21 April Thatcher

Eta-Aquarid 4 – 6 Mei Halley

Perseid 10 – 17 Agustus Swift Tuttle

Giacobinid 9 Oktober (tiap 6,5 tahun) Geacobini-Zinner

Orionid 20 – 23 Oktober Halley

Taurid 3 – 10 November Encke

Leonid 16 – 17 November (tiap 33 tahun) Tempel-Tuttle

Bielid 27 November Des Biele

Geminid 12 – 13 Desember -

Ursid 22 Desember Tuttle

Meteorit adalah meteoroid yang jatuh ke Bumi. Menurut ukurannya, meteorit dibagi

dua, yaitu :

1) Mikrometeorit berukuran 0,1 mm – 10 cm. Tersebar si seluruh muka bumi,

berasal dari debu lepasan komet yang mendekat ke matahari

2) Meteorit berukuran lebih besar dari 10 cm. Yang terbesar

Menurut komposisinya, meteorit dikelompokkan menjadi 3 yaitu :

1. Meteorit logam terdiri dari nikel dan besi, warna coklat dan kerapatan tinggi

2. Meteorit batu-besi (lithosiderit) 90% meteor termasuk jenis inilogamnya

beragam, dari besi, magnesium, alumunium, dll yang bercampur dengan bola-bola

silikat kecil yang disebut chondrule dan meteorit ini disebut kondrit. Meteorit

tanpa chondrule disebut akondrit. Kondrit yang menarik adalah kondrit karbon,

karena mengandung air, karbon, silikat, logam dan bahan-bahan organik (asam

amino, hidrokarbon dan lipida)

3. Meteorit batuan tidak mengandung logam

Asal-usul meteorit :

1) Berasal dari pecahan-pecahan asteroid, terutama asteroid NEO (Near Earth

Objet)

2) Berasal dari lepasan komet yang tersapu angin mathari

3) Berasal dari pecahan bulan, Mars atau dari luar Tata Surya

MODUL OSN ASTRONOMI

36

d. Satelit

Satelit adalah benda angkasa yang mengitari atau mengiringi planet.

Contoh : Bulan, Phobos, Io , dan lain-lain.

e. Objek Trans-Neptunian

Adalah objek-objek yang berada setelah orbit Neptunus. Terbagi menjadi :

1) Sabuk Kuiper (30 – 50 SA, telah ditemukan sekitar 500 buah dan 48 buah

memiliki satelit/ berpasangan)

a. Objek Sabuk Kuiper Klasik (cubewano) setengah sumbu panjang orbitnya

berkisar 41 – 47 SA dan eksentrisitas yang kecil,selalu berada di seberang

orbit Neptunus dan tidak terpengaruh oleh gravitasi Neptunus. Contoh : 1992

QB, Quaoar, 2005 FY8 (cubewano terbesar ), dll.

b. Objek Sabuk Kuiper Resonansi Periodenya beresonansi dengan Neptunus

sehingga tidak akan pernah bertabrakan dengan Neptunus meskipun orbitnya

memotong orbit Saturnus.

Resonansi 2:3 : Disebut plutino, karena Pluto adalah anggotanya yang

terbesar, merupakan kelompok yang terbanyak. Periode sekitar 247,3

tahun, inklinasi orbit sekitar 100 – 250, eksentrisitas 0,2 – 0,25. Contoh :

Pluto dan Charon, 2005 EK 298 (inklinasi orbit terbesar – 400), 2003 QV

91 (eksentrisitas terbesar – 0,35), 2002 KX 14 (inklinasi orbit dan

eksentrisitas terkecil – < 0,50 dan 0,04)

Resonansi 1:2 : Disebut twotino, ada 14 buah anggota, terletak di tepi luar

sabuk Kuiper

Resonansi 2:5 : ditemukan ada 5 anggota

Resonansi 1:1 : disebut Tojan Neptunus. Sama dengan Trojan Jupiter,

orbitnya sama persis dengan orbit Neptunus dan terjebak di titik

Lagrange Planet Neputunus dan Matahari

c. Objek Piringan Tersebar Berada di daerah paling luar dari Sabuk Kuiper

dan tersebar secara tidak merata. Contoh : Eris (objek Trans-Neptunian

terbesar – lebih besar sedikit dari Pluto)

d. Centaur Orbitnya diantara Jupiter dan Neptunus. Dengan orbit antara 8,5

– 36 SA, ukuran 20-200 km. Komposisi sangat beragam. Contoh : 2060 Chiron

(warna biru), 5145 Pholus (warna merah)

2) Awan Oort Masih merupakan objek hipotesis dari Ernst Opik (1932) dan Jan

Hendrik Oort (1950), berada pada jarak 10.000 – 50.000 SA, merupakan lapisan

terluar dari Tata Surya, berbetuk bola dan sumber dari komet periode panjang

(sekitar 100 triliun komet), bermassa 5 – 100 massa Bumi. Diduga merupakan sisa

pembentukan awan gas pembentuk Tata Surya.

Yang sudah ditemukan : Sedna (orbitnya 76 – 928 SA, periode 12.000 tahun),

2000 CR105 (orbitnya 45 – 415 SA, periode 3214 tahun)) dan 2000 OO67

(orbitnya 21-1000 SA, periode 12.705 tahun)

MODUL OSN ASTRONOMI

37

SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN

1. (SOP 2004) Bidang lintasan planet di sekeliling Matahari disebut …

A. orbit

B. revolusi

C. periode

D. ekliptika

E. Rotasi

2. (SOP 2006) Sebuah bintang pada tanggal 25 Juni terbit jam 21h 30m. Jam berapa ia akan

terbit pada tanggal 25 Juli?

a. 20h 26m

b. 19h 26m

c. 21h 26m

d. 23h 34m

e. 16h 20m

3. (SOK 2005) Bidang ekliptika adalah:

a. bidang orbit Bulan mengelilingi Bumi

b. bidang orbit Matahari mengelilingi pusat Galaksi

c. bidang orbit Bumi mengelilingi Matahari

d. bidang orbit planet anggota Tatasurya mengelilingi Bumi

e. bidang orbit komet-komet dalam Tatasurya

4. (SOP 2008) Sebagian besar anggota Tata Surya bila dilihat dari kutub utara ekliptika,

bergerak berlawanan dengan putaran jarum jam. Gerak seperti ini disebut;

a. Indirek

b. Prograde

c. Retrogade

d. Helix

e. Beraturan

5. (SOP 2008) Beberapa komet dan satelit dalam Tata Surya bila dilihat dari kutub utara

ekliptika, bergerak searah dengan putaran jarum jam. Gerak seperti ini disebut;

MODUL OSN ASTRONOMI

38

a. Direk

b. Prograde

c. Retrogade

d. Helix

e. Tidak beraturan

6. (SOP 2004) Tata Surya adalah …………………

A. susunan Matahari, Bumi, Bulan dan bintang

B. planet-planet dan satelit-satelitnya

C. kumpulan benda-benda langit

D. susunan planet-planet, satelit, asteroid, komet dan benda lainnya yang berada dalam

pengaruh Matahari

E. kelompok bintang yang membentuk rasi/pola gambar tertentu

7. (SOP 2004) Periode orbit artinya …………………

A. waktu yang diperlukan untuk mengedari Matahari

B. waktu yang diperlukan untuk berputar

C. lingkaran atau elips di sekeliling Matahari

D. waktu yang diperlukan untuk beredar dari satu kedudukan sampai kembali lagi pada

kedudukan yang sama

E. waktu yang diperlukan Bumi untuk berotasi pada sumbunya

8. (SOP 2004) Panjang tahun di Merkurius lebih pendek daripada panjang tahun di Bumi

karena ………

A. Merkurius mengedari Matahari lebih cepat daripada Bumi.

B. panjang tahun di Merkurius adalah 365 hari

C. Merkurius sangat panas

D. lintasan Merkurius lebih pendek daripada lintasan Bumi

E. Merkurius jauh lebih kecil daripada Bumi

9. (SOP 2004) Kadangkala Venus disebut ―bintang sore‖ karena …………………

A. Venus adalah sebuah bintang

B. kita bisa melihat Venus dari Bumi pada malam hari

C. Venus merupakan planet terdekat kedua dari Matahari

MODUL OSN ASTRONOMI

39

D. kita bisa melihat Venus dari Bumi sore hari

E. Venus merupakan sebuah bintang yang tampak pada sore hari

10. (SOP 2004) Venus disebut saudara Bumi karena …………………

A. kedua planet mempunyai ukuran yang hampir sama

B. kedua planet sama-sama mengorbit Matahari

C. Venus bisa dilihat dari Bumi di pagi hari

D. Venus mempunyai satelit seperti Bulan

E. Venus mempunyai atmosfer seperti Bumi

11. (SOP 2004) Karena warnanya, Mars disebut juga planet …………………

A. hijau

B. kuning

C. merah

D. biru

E. jingga

12. (SOP 2004) Planet manakah yang mempunyai bintik merah yang besar?

A. Bumi

B. Venus

C. Jupiter

D. Mars

E. Saturnus

13. (SOP 2004) Selain planet Saturnus, planet lain yang mempunyai cincin adalah ...

A. Mars, Jupiter dan Neptunus

B. Merkurius, Venus dan Jupiter

C. Jupiter, Uranus dan Neptunus

D. Uranus, Neptunus dan Pluto

E. Mars, Uranus dan Pluto

14. (SOP 2004) Mengapa orbit Neptunus mengedari Matahari sangat lama? Karena …

A. Neptunus mempunyai 8 satelit

MODUL OSN ASTRONOMI

40

B. Neptunus mempunyai awan

C. Neptunus sangat jauh dari Matahari

D. Neptunus dekat dengan Pluto

E. Neptunus beredar sangat lambat

15. (SOP 2004) Kita tidak mengetahui banyak mengenai planet Pluto karena ………

A. terbuat dari batu-batuan

B. berputar terlalu cepat

C. jaraknya terlalu jauh dari kita

D. ukurannya terlalu kecil

E. diselubungi oleh awan yang sangat tebal

16. (SOP 2004) Planet-planet Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus dan Pluto disebut

A. planet luar

B. planet dalam

C. planet keluarga Bumi

D. planet terdiri dari batu-batuan

E. planet terdiri dari gas

17. (SOP 2004) Benda kecil anggota Tata Surya yang diselimuti es yang bergerak mendekati

lalu menjauhi Matahari dinamakan …………………

A. planet

B. satelit

C. meteor

D. komet

E. Bulan

18. (SOP 2004) Apakah yang disebut dengan ―bintang jatuh‖ atau ―bintang beralih‖?

A. planet

B. satelit

C. meteor

D. komet

E. Bulan

MODUL OSN ASTRONOMI

41

19. (SOP 2004) Empat satelit Jupiter yang ditemukan oleh Galileo diameternya lebih besar

daripada planet …………………

A. Merkurius

B. Venus

C. Uranus

D. Pluto

E. jawaban A dan D keduanya benar

20. (SOP 2004) Lintasan planet mengelilingi Matahari berbentuk elips dan Matahari berada

pada salah satu titik fokusnya. Oleh karena itu pada suatu saat planet akan berada pada

jarak yang paling dekat dengan Matahari dan saat lain berada pada jarak yang paling jauh

dengan Matahari. Titik terdekat planet ke Matahari ini disebut …………………

A. aphelion

B. perihelion

C. ekliptika

D. ekuator

E. jawaban A dan B keduanya benar

21. (SOP 2004) Planet mana yang dapat melintas di depan Matahari jika dilihat dari Bumi?

A. Venus

B. Mars

C. Jupiter

D. Pluto

E. Uranus

22. (SOP 2004) Refraksi atmosfer menyebabkan …………………

A. tinggi semu bintang lebih kecil daripada tinggi sebenarnya

B. posisi semu bintang lebih kiri daripada posisi sebenarnya

C. posisi semu bintang lebih kanan daripada posisi sebenarnya

D. tinggi semu bintang lebih besar daripada tinggi sebenarnya

E. refraksi tidak mengubah tinggi bintang

23. Gaya pasang surut di Bumi terutama dipengaruhi oleh …………………

A. massa dari Matahari

MODUL OSN ASTRONOMI

42

B. massa dari semua planet di Tata Surya

C. jarak Bumi dan Bulan

D. garis tengah Matahari

E. gravitasi Bulan

24. Pilih pernyataan yang benar

A. Jika Bulan hari ini terbit pukul 18:00, esok hari ia akan terbit pada waktu yang sama

B. Di kutub Utara selama bulan Juli, Matahari tidak pernah terbenam

C. Pada setiap bulan baru akan selalu terjadi gerhana Matahari

D. Bagian Bumi sebelah selatan dalam bulan Desember mengalami musim dingin

E. Terjadi empat musim di Bumi disebabkan oleh perputaran Bumi pada porosnya


A. Pada saat terjadi gerhana Matahari, secara berurutan Matahari-Bumi-Bulan berada

dalam satu garis lurus

B. Dalam revolusinya terhadap Matahari, Bumi bergerak paling cepat dalam orbitnya

ketika berada pada titik paling dekat

C. Bintang-bintang dalam suatu rasi berjarak sama dari Bumi

D. Setiap hari Matahari selalu terbit dari titik yang sama yang disebut titik ―Timur‖

E. Bobot seseorang di Bumi akan sama kalau ia berada di Bulan


A. Kawah di Bulan terjadi karena aktivitas vulkanik

B. Albedo adalah fraksi dari cahaya yang datang, yang dipantulkan sebuah planet

C. Jika sebuah bintang malam ini terbit jam 22:00, besok ia akan terbit pada waktu

yang sama

D. Kita selalu melihat muka yang sama dari Bulan dalam revolusinya mengelilingi Bumi.

Kita menyimpulkan bahwa Bulan tidak berotasi

E. Supernova adalah bintang yang kadang-kadang memperlihatkan kenaikan cahaya yang

tiba-tiba dan tak terduga

27. Dibawah ini dituliskan data perioda planet. Pilih pernyataan yang mengandung data yang

salah

A. Neptunus 164,8 tahun; Saturnus 29,5 tahun; Pluto 284,4 tahun

B. Jupiter 11,9 tahun; Venus 224,7 hari; Mars 687 hari

MODUL OSN ASTRONOMI

43

C. Merkurius 88 hari, Bumi 365,3 hari; Saturnus 29,5 tahun

D. Uranus 84 hari; Venus 224,7 hari; Mars 687 hari

E. Pluto 284,4 tahun; Jupiter 11,9 tahun; Neptunus 164,8 tahun


A. Bintang, Bulan dan planet tampak bersinar karena mereka mengeluarkan cahaya

sendiri

B. Karena rotasi Bumi, Matahari tampak lebih cepat terbit/terbenam di Aceh daripada

di Balikpapan

C. Temperatur di planet Pluto lebih dingin daripada temperatur di planet Mars

D. Di antara bintang-bintang posisi planet-planet selalu tetap

E. Bintang-bintang dalam suatu rasi berjarak sama dari Bumi

29. Pilih pernyataan yang salah

A. Matahari sebenarnya termasuk bintang juga

B. Galaksi adalah kumpulan besar bintang dengan jumlah ratusan miliar bintang

C. Saturnus adalah satu-satunya planet anggota Tata Surya yang memiliki cincin

D. Yang termasuk planet dalam adalah Merkurius dan Venus

E. Gerhana Bulan terjadi pada saat Bulan sedang dalam fase purnama. Tetapi tidak pada

setiap Bulan purnama terjadi gerhana Bulan

30. (SOP 2004) Sudah lebih dari 300 tahun, bintik merah diketahui keberadaannya di

Jupiter. Apa yang diyakini oleh para astronom penyebab bintik merah ini?

31. (SOP 2004) Dalam beberapa film diceritakan bahwa Bumi bertabrakan dengan asteroid

yang berkecepatan tinggi. Apakah hal ini bisa terjadi atau hanya rekayasa? Kalau benar,

kondisi apa yang menyebabkan hal ini terjadi?

32. (SOP 2004) Mengapa langit berwarna biru pada siang hari?

33. (SOP 2004) Mengapa planet Venus tidak pernah tampak purnama dilihat dari Bumi?

34. (OSN 2004) Jika kamu berdiri di Venus, kamu akan melihat Matahari terbit dari Barat

dan tenggelam di Timur. Jelaskanlah mengapa hal ini bisa terjadi?

MODUL OSN ASTRONOMI

44

35. (OSN 2004) Tunjukkan dengan gambar bagaimana revolusi Bumi mengelilingi Matahari

mengakibatkan perubahan musim di Bumi

36. (SOP 2008) Sinar matahari terutama berasal dari

a. Corona

b. Flare

c. Fotosfer

d. Kromosfer

e. Sunspot

37. (SOP 2008) Temperatur fotosfer matahari dalam derajat Kelvin kira-kira;

a. 1.000.000

b. 5.800

c. 5.000.000

d. 20.000

e. 3.000

38. (SOP 2008) Garis Fraunhover adalah;

a. Filamen tipis dan terang yang terlihat dalam foto matahari dalam cahaya hidrogen atom

b. Garis emisi dalam spektrum piringan hitam

c. Garis emisi dalam spektrum korona ketika diamati selama gerhana matahari total

d. Garis absorpsi berbagai elemen dan spektrum piringan hitam

e. Garis absorpsi dalam spektrum flare matahar

39. (SOP 2008) Radius matahari besarnya 110 kali radius bumi dan densitas rata-ratanya ¼

densitas rata-rata Bumi. Dengan data ini, massa matahari besarnya;

a. 1.330.000

b. 330.000

c. 25.000

d. 3.000

e. 10.000

40. (SOP 2007) Spektrum matahari memiliki intensitas paling besar dalam

a) Frekuensi radio

MODUL OSN ASTRONOMI

45

b) Bagian inframerah dari spektrum

c) Bagian biru-hijau dari spektrum

d) Bagian ultraviolet dari spektrum

e) Sinar X

41. (SOP 2007) Matahari memiliki radius 110 kali radius Bumi dan kerapatan rata-ratanya ¼

kali kerapatan Bumi. Jadi massa Matahari adalah

a) 1.330.000 kali massa Bumi

b) 330.000 kali massa Bumi

c) 25.000 kali massa Bumi

d) 3.000 kali massa Bumi

e) 300 kali massa Bumi

42. (SOP 2006) Elemen kimia dalam atmosfer Matahari dapat diidentifikasi dengan

a. Pergeseran Doppler

b. Mengukur temperatur piringan Matahari

c. Karakteristik garis absorpsi dalam spektrum Matahari

d. Mengamati warna Matahari melalui atmosfer Bumi saat senja

e. Mengamati Matahari saat Gerhana Matahari Total

43. (SOP 2006) If the Sun‘s rotation were stopped,

a. the orbits of planets would be changed markedly

b. the orbits of planets would remain the same

c. the pattern of the seasons on Earth would be changed

d. tides on the Earth would cease

e. the Earth would escape from the Earth

44. (SOK 2005) Banyaknya bintik Matahari menjadi menunjukkan:

a. keaktifan Matahari sehingga banyak zarah bermuatan terlempar keluar

b. mulai melemahnya daya Matahari

c. sudah saat Matahari berevolusi menjadi bintang raksasa

d. menjelang kehabisan bahan bakar nuklir

e. gempa dan letupan di Matahari

MODUL OSN ASTRONOMI

46

45. (SOK 2005) Pilih pernyataan yang BENAR

a. Matahari adalah sebuah bintang yang menjadi pusat Tatasurya, dan sekaligus

menjadi pusat Galaksi kita

b. Dengan temperatur 6000 K, Matahari merupakan bintang yang terpanas dalam

jagat raya

c. Materi yang membangun Matahari dapat berujud padat, cair atau gas

d. Panas Matahari berasal dari proses nuklir

e. Pada saat gerhana matahari total, Bulan menutupi seluruh piringan Matahari;

berarti Bulan mempunyai garis tengah yang sama dengan Matahari

46. (SOP 2004) Komposisi materi Matahari sebagian besar terdiri dari …………………

A. helium

B. metana

C. hidrogen

D. amoniak

E. oksigen

47. (SOP 2004) Bintik Matahari berwarna gelap disebabkan oleh …………………

A. planet dan asteroid melintas Matahari

B. medan magnetik kuat

C. aliran gas ke atas

D. awan di Matahari

E. reaksi nuklir di dalam Matahari

48. (SOP 2004) Apa yang menyebabkan Matahari bersinar?

49. (SOP 2004) Perputaran planet pada sumbunya dinamakan …………………

A. orbit

B. revolusi

C. periode

D. ekliptika

E. rotasi

MODUL OSN ASTRONOMI

47

50. (SOP 2004) Pergerakan planet mengelilingi Matahari dalam lintasannya disebut ………………

A. orbit

B. revolusi

C. periode

D. ekliptika

E. rotasi

51. (SOP 2004) Selang waktu yang diperlukan planet untuk beredar dari suatu kedudukan,

kembali lagi ke kedudukan yang sama disebut …………………

A. periode orbit

B. periode rotasi

C. periode sinodis

D. periode sideris

E. periode saros

MODUL OSN ASTRONOMI

48

MEKANIKA BENDA LANGIT

A. Hukum Kepler

Johannes Kepler (1571-1630), adalah seorang astronomi berkebangsaan Jerman yang

berguru pada Tycho Brahe (1546-1602) bangsawan Denmark. Karir astronominya

sebagian besar dihabiskan untuk mengutak-atik data peninggalan gurunya yang

mengumpulkan data benda langit dari tahun 1576 – 1597 (terutama posisi planet) dan

kerja keras tersebut menghasilkan 3 Hukum Kepler untuk Tata Surya. Hukum I dan II

dipublikasikan pada tahun 1609 dan Hukum III 9 tahun kemudian, yaitu pada tahun 1918.

1) Hukum Kepler I

Planet mengelilingi matahari dalam orbit elips dimana matahari berada pada salah

satu titik fokusnya.

Elips adalah salah satu bentuk irisan kerucut yang ‗kelonjongan‘nya ditentukan

oleh eksentrisitasnya.

Parameter dasar elips :

MODUL OSN ASTRONOMI

49

Lintasan benda langit dalam berbagai eksentrisitas :

Lintasan planet/satelit yang disederhanakan biasanya diambil berbentuk

lingkaran, karena eksentrisitasnya mendekati nol (e = 0)

Lintasan planet, satelit, asteroid, bintang ganda adalah orbit elips (0 < e < 1)

Lintasan komet dalam mengitari matahari bisa didekati dengan bentuk

parabola (e = 1)

Lintasan meteor yang memasuki atmosfir bumi berbentuk hiperbola (e > 1)

Sebenarnya kedua benda yang saling berinteraksi akan saling mengorbit satu

sama lain, tetapi bagi Tata Surya, matahari terletak di pusat semua lintasan elips

dari benda-benda yang mengitari matahari, hal ini terjadi karena massa matahari

jauh lebih besar dari pada massa planet-planet, bahkan kalau seluruh anggota

Tata Surya digabungkan, massanya masih jauh lebih kecil daripada massa

matahari, sehingga dapat dikatakan bahwa pusat massa tata surya terletak pada

matahari itu sendiri, maka matahari terletak pada fokus semua orbit anggota tata

surya

Periode Sideris planet adalah waktu yang diperlukan planet untuk satu kali

mengelilingi matahari

Periode Sinodis planet adalah waktu yang diperlukan planet untuk kembali ke fase

yang sama

Fase adalah kedudukan planet jika dilihat dari bumi terhadap matahari. Ada

beberapa jenis fase planet :

Untuk planet inferior (Merkurius dan Venus) Konjungsi inferior (atas),

konjungsi superior (bawah), elongasi maksimum Barat, elongasi maksimum

timur

Elongasi (θ) adalah sudut yang dibentuk antara matahari – bumi – planet. Sudut elongasi minimum (θ = 00) terjadi ketika konjungsi atas maupun bawah dan sudut elongasi maksimum terjadi ketika terbentuk segitiga siku-siku

Sudut elongasi maksimum untuk planet Merkurius sekitar 180 - 240

Sudut elongasi maksimum untuk planet Venus sekitar 340 - 380

Untuk planet inferior, terlihat bentuk sabit seperti bulan

MODUL OSN ASTRONOMI

50

Untuk planet superior (Mars s/d Neptunus) Konjungsi, oposisi, perempatan

barat, perempatan timur

Perlu diperhatikan bahwa orbit planet bukanlah lingkaran, tetapi elips, sehingga

ada variasi misalnya pada sudut elongasi maksimum, jarak planet pada fase

oposisi, jarak planet pada fase konjungsi, dll. Dan juga ada koreksi karena orbit

planet yang tidak sejajar dengan ekliptika (ada inklinasi orbit).

Periode Sinodis Planet bisa dicari melalui rumus berikut :

Planet Inferior (Merkurius dan Venus) :

Planet Superior (Mars s/d Neptunus) :

2) Hukum Kepler 2

Suatu garis khayal yang menghubungkan matahari dengan planet menyapu luas

juring yang sama dalam waktu yang sama

Implikasi dari hal ini adalah kecepatan planet yang berbeda di setiap titiknya

karena jaraknya berubah terhadap matahari, atau kecepatan planet berbanding

terbalik dengan jaraknya (v ~ 1/r), atau :

Jika orbit planet dianggap lingkaran (r konstan), maka kecepatan planet adalah

konstan, disebut kecepatan orbit :

Planet Superior tidak memiliki elongasi maksimum, karena sudut elongasi terbesarnya adalah 1800 pada fase oposisi

Tidak terlihat bentuk sabit pada planet superior, tetapi memiliki lintasan yang disebut lintasan retrograde, yaitu gerak planet yang seolah-olah mundur, hal ini disebabkan perbedaan kecepatan planet luar dan Bumi ketika berada di sekitar fase oposisi

MODUL OSN ASTRONOMI

51

√

√

Kecepatan terbesar terjadi jika planet berada pada jarak terdekat dari matahari,

atau pada saat di perihelion

Kecepatan terkecil terjadi jika planet berada pada jarak terjauh dari matahari,

atau pada saat di aphelion

3) Hukum Kepler 3

Kuadrat periode revolusi planet sebanding dengan pangkat tiga setengah sumbu

panjang orbitnya untuk semua planet

Atau

Dimana T adalah waktu yang diperlukan oleh planet untuk mengelilingi matahari

(disebut periode planet) dan a adalah setengah sumbu panjang orbit : a =

(perihelion + aphelion)/2.

Jika menggunakan satuan bumi (waktu dalam tahun dan jarak dalam SA) maka nilai

konstanta sama dengan 1, atau :

B. Hukum Gravitasi Universal Newton

1) Gaya Gravitasi

Buku ‗Principia‘ yang dikeluarkan Sir Isaac Newton ditahun 1687 mengemukakan

satu hukum yang sangat mendasar dalam alam semesta yang mengatur gerakan

seluruh benda langit, yaitu Hukum Gravitasi Universal :

; dimana G adalah konstanta gravitasi universal = 6,673 x 10-11 N.m2.kg-

2 (ditentukan nilainya pertama kali oleh Cavendish sekitar seabad kemudian, di

tahun 1798) dan R adalah jarak kedua benda (dari pusat massa ke pusat massa)

Hukum ini menyatakan bahwa dua buah benda akan saling tarik menarik dengan

gaya yang sama besarnya

Persamaan ini mencakup seluruh gerakan benda langit di alam semesta (asteroid,

komet, planet, bintang, galaksi, dll).

Beberapa rumus yang bisa diturunkan dari persamaan tersebut adalah :

konstan3

2

a

T

3

2

2

2

3

1

2

1

a

T

a

T

MODUL OSN ASTRONOMI

52

Percepatan gravitasi / medan gravitasi (g) yang ‗disebarkan‘ di dalam ruang

oleh benda bermassa M:

Kecepatan orbit satelit atau planet (vorb) dalam mengitari benda pusatnya :

√

√

M adalah massa benda pusat, T adalah periode satelit/planet dan g adalah

percepatan gravitasi yang diterima oleh satelit/planet pada jarak R dari

benda pusat. Rumus ini dipakai dengan mengandaikan orbit satelit/planet

adalah lingkaran dan

Kecepatan lepas (vesc) suatu benda dari permukaan planet atau bintang

√

√

dimana g adalah percepatan gravitasi di permukaan planet dan R adalah jari-

jari planet

Semua Hukum Kepler, bahkan lebih menyempurnakan Hk. Keppler III, menjadi

:

Untuk Tata Surya, Hk. Kepler 3 menjadi : karena massa matahari jauh

lebih besar dari massa planet-planet

Kerapatan suatu planet dapat ditentukan dari ketinggian satelit dari

permukaan dan periode satelit . :

(

)

Dimana T ≡ Periode satelit, h ≡ ketinggian satelit, R ≡ jari-jari planet

Energi Potensial Gravitasi dua benda yang saling mengorbit

, artinya nilai EP planet ketika mengorbit matahari selalu berubah tergantung

jaraknya dari matahari

Energi Kinetik planet

, artinya EK planet selalu berubah

karena kecepatannya bergantung pada jarak

Meskipun demikian, sepanjang gerak orbitnya, di setiap titik Energi Mekanik

Planet selalu tetap :

Dengan a adalah setengah sumbu panjang orbit elips planet

GMa

T 2

3

2 4

MODUL OSN ASTRONOMI

53

C. ORBIT SATELIT

Satelit dengan orbit Geosinkron Satelit yang kedudukannya terhadap suatu titik di

permukaan Bumi relatif tetap

Satelit dengan Orbit Geostationer Satelit Geosinkron yang tepat terletak di atas

khatulistiwa, periode satelitnya tepat sama dengan periode Bumi (23j 56m 4s)

Transfer Orbit Hohman transfer satelit dari satu orbit ke orbit lainnya yang saling

sejajar (co-planar) dengan waktu transfer (t) adalah setengah dari periode transfer (T).

(

)

Jika perpindahan satelit/spaceprobe antar planet pada Tata Surya, maka :

Waktu Transfer (

)

Dimana t dalam tahun, a1 jarak planet awal ke matahari (SA) dan a2 jarak planet tujuan

ke matahari (SA)

D. GAYA PASANG SURUT

Gaya pasang surut adalah perbedaan gaya pada sebuah titik X di permukaan bumi dengan

gaya pada pusat bumi, akibat gaya gravitasi gabungan antara matahari dan bulan

Hal ini menyebabkan terjadinya pasang dan surut air laut di bumi

Titik X di permukaan Bumi akan mengalami gaya pasang dari Matahari (FS) sebesar :

Dengan MS ≡ massa matahari, ME ≡ massa bumi, RE ≡ jari-jari bumi, r jarak bumi-

matahari

Titik X di permukaan Bumi akan mengalami gaya pasang dari Bulan (FM) sebesar :

Dengan MM ≡ massa bulan, ME ≡ massa bumi, RE ≡ jari-jari bumi, r jarak bumi-bulan

Gaya pasang total adalah resultan dari FS dan FM secara vektor karena posisi matahari

dan bulan berubah setiap saat.

MODUL OSN ASTRONOMI

54

Gaya pasang maksimum terjadi ketika Matahari – Bumi – Bulan berada pada satu garis

lurus, (bisa pada saat bulan Purnama atau bulan baru), disebut pasang purnama

Gaya pasang minimum terjadi ketika Matahari – Bumi - Bulan membentuk sudut 900, atau

berada pada Kuartir I (usia sekitar 7 hari) atau Kuartir III (usia sekitar 21 hari),

disebut pasang purbani.

SOAL-SOAL OSK – OSP – OSN

1. (SOP 2009) Teleskop ruang angkasa Hubble mengedari Bumi pada ketinggian 800 km,

kecepatan melingkar Hubble adalah,

a. 26 820 km/jam

b. 26 830 km/jam

c. 26 840 km/jam

d. 26 850 km/jam

e. 26 860 km/jam

2. (SOP 2009) Bianca adalah bulannya Uranus yang mempunyai orbit berupa lingkaran dengan

radius orbitnya 5,92x 104 km, dan periode orbitnya 0,435 hari. Tentukanlah kecepatan orbit

Bianca.

a. 9,89 x 102 m/s

b. 9,89 x 103 m/s

c. 9,89 x 104 m/s

d. 9,89 x 105 m/s

e. 9,89 x 106 m/s

3. (SOP 2009) Sebuah planet baru muncul di langit. Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa

planet tersebut berada dekat Matahari dengan elongasi sebesar 130 derajat. Berdasarkan

data ini dapat disimpulkan bahwa,

a. planet tersebut lebih dekat ke Matahari daripada planet Merkurius.

b. planet tersebut berada antara planet Merkurius dan Venus.

c. planet tersebut berada antara planet Venus dan Bumi.

d. kita tidak bisa mengetahui kedudukan planet tersebut.

e. planet tersebut adalah planet luar

MODUL OSN ASTRONOMI

55

4. (SOP 2009) Apabila Bumi mengkerut sedangkan massanya tetap, sehingga jejarinya

menjadi 0,25 dari jejari yang sekarang, maka diperlukan kecepatan lepas yang lebih besar.

Yaitu;

a. 2 kali daripada kecepatan lepas sekarang.

b. 1,5 kali daripada kecepatan lepas sekarang

c. sama seperti sekarang.

d. sepertiga kali daripada kecepatan lepas sekarang

e. sepersembilan kali daripada kecepatan lepas sekarang

5. (SOP 2009) Komet Shoemaker-Levy 9 sebelum menumbuk Jupiter dekade yang lalu,

terlebih dahulu pecah menjadi 9 potong. Sebab utama terjadinya peristiwa ini adalah

a. pemanasan matahari pada komet tersebut

b. gaya pasang surut Jupiter

c. gaya pasang surut Bulan

d. gangguan gravitasi Matahari

e. friksi dengan gas antar planet

6. (SOP 2009) Dengan menggabungkan hukum Newton dan hukum Kepler, kita dapat

menentukan massa Matahari, asalkan kita tahu:

a. Massa dan keliling Bumi.

b. Temperatur Matahari yang diperoleh dari Hukum Wien.

c. Densitas Matahari yang diperoleh dari spektroskopi.

d. Jarak Bumi-Matahari dan lama waktu Bumi mengelilingi Matahari.

e. Waktu eksak transit Venus dan diameter Venus.

7. (SOP 2009) Pada awal bulan Maret 2009 ada berita di media massa bahwa sebuah

asteroid berdiameter 50 km melintas dekat sekali dengan Bumi. Jarak terdekatnya dari

permukaan Bumi pada saat melintas adalah 74 000 km. Karena asteroid itu tidak jatuh ke

Bumi bahkan kemudian menjauh lagi, dapat diperkirakan kecepatannya melebihi suatu harga

X. Berapakah harga batas bawah kecepatan itu?

8. (SOP 2009) Kecepatan lepas dari sebuah objek adalah v=akar(2GM/R), untuk bumi

kecepatan lepasnya adalah 1,1x104 m/s.

a.) Gunakan ini rumus tersebut untuk menjelaskan sebuah lubang hitam - obyek di mana

cahaya tidak dapat lepas dari tarikan gravitasi.

b.) Hitung berapa besar Bumi jika dia menjadi sebuah lubang hitam!

MODUL OSN ASTRONOMI

56

c.) Apa yang akan terjadi jika sebuah lubang hitam dengan massa seperti Bumi menabrak

Bumi

d.) Jika cahaya tidak dapat melepaskan diri, apa yang terjadi pada cahaya ketika

meninggalkan Bumi?

9. (SOP 2008) Pada saat oposisi Bumi- Planet dan Matahari mendekati satu garis lurus,

konfigurasinya adalah:

a. Planet – Bumi – Matahari

b. Bumi – Planet - Matahari

c. Planet – Matahari – Bumi

d. Matahari – Planet – Bumi

e. Tidak ada yang benar

10. (SOP 2008) Pada saat konjungsi Bumi-Planet dan Matahari mendekati satu garis lahir

lurus,

konfigurasinya adalah;

a. Planet – Bumi – Matahari

b. Bumi – Planet - Matahari

c. Planet – Matahari – Bumi

d. Matahari – Planet – Bumi


11. (SOP 2008) Jika setengah sumbu panjang dan eksentrisitas planet Mars adalah a = 1,52

dan e = 0,09 sedangkan untuk Bumi a = 1 SA dan e = 0,017. Kecerlangan maksimum Mars pada

saat oposisi, terjadi ketika jaraknya dari Bumi pada saat itu;

a. 0,37 SA

b. 0,27 SA

c. 0,32 SA

d. 0,40 SA

e. 0,50 SA

12. (SOP 2008) Jika setengah sumbu panjang dan eksentrisitas planet Mars adalah a = 1,52

dan e = 0,09 sedangkan untuk Bumi a = 1 SA dan e = 0,017. Kecerlangan minimum Mars pada

saat oposisi, terjadi ketika jaraknya dari Bumi pada saat itu;

a. 0,67 SA

b. 0,70 SA

MODUL OSN ASTRONOMI

57

c. 0,72 SA

d. 0,37 SA

e. 0,50 SA

13. (SOP 2008) Elongasi maksimum terjadi ketika jarak Bumi ke Matahari dan jarak Planet

ke Matahari memenuhi kaedah;

a. Jarak planet maksimum, jarak bumi minimum

b. Jarak planet maksimum, jarak bumi maksimum

c. Jarak planet minimum, jarak bumi minimum

d. Jarak planet minimum, jarak bumi maksimum


14. (SOP 2008) Elongasi minimum terjadi ketika jarak Bumi ke Matahari dan jarak Planet ke

Matahari memenuhi kaedah;

a. Jarak planet maksimum, jarak bumi minimum

b. Jarak planet maksimum, jarak bumi maksimum

c. Jarak planet minimum, jarak bumi minimum

d. Jarak planet minimum, jarak bumi maksimum


15. (SOP 2008) Yang dimaksud konjungsi inferior adalah ketika terjadi konfigurasi;

a. Bumi – Planet - Matahari

b. Matahari – Bumi – Planet

c. Planet – Bumi – Matahari

d. Bumi – Matahari – Planet


16. (SOP 2008) Yang dimaksud konjungsi superior adalah ketika terjadi konfigurasi;

a. Bumi – Planet - Matahari

b. Matahari – Bumi – Planet

c. Planet – Bumi – Matahari

d. Bumi – Matahari – Planet


MODUL OSN ASTRONOMI

58

17. (SOP 2008) Sebuah asteroid ketika berada di perihelium menerima fluks dari matahari

sebesar F0 ketika di aphelium ia menerima sebesar 0,5 F0. Orbit asteroid mempunyai

setengah sumbu pendek b = 1,3 SA. Pertanyaannya;

a) berapakah periode asteroid ini

b) ketika di aphelium berapakah kecepatan lepas asteroid ini ?

18. (SOP 2007) Bila diketahui eksentrisitas orbit bumi mengelilingi Matahari adalah 0.017

maka perbandingan diameter sudut Matahari saat Bumi di titik perihelion, P, dan saat Bumi

di aphelion, A, A/P, adalah

a) 967/1000

b) 17/1000

c) 983/1000

d) 34/1000

e) 1.00

19. (SOP 2007) Sebuah satelit ketika berada di perihelium menerima fluks dari matahari

sebesar F0 ketika di aphelium ia menerima sebesar 0,2 F0. eksentrisitas orbit itu adalah

a.

b. 2/3

c.

d.

e. 1/3

20. (SOP 2007) Mars paling baik untuk diamati ketika ia berada pada saat

a) Kwadratur barat

b) Konjungsi

c) Kwadratur timur

d) Oposisi

e) Aphelion

21. (SOP 2007) Bila diameter sudut Mataharu diamati astronot yang mengorbit planet kerdil

Pluto pada jarak 39 SA maka besarnya adalah

a) 46 detik busur

b) 78 detik busur

53

1

2/53

3/53

MODUL OSN ASTRONOMI

59

c) 39 detik busur

d) 30 menit busur

e) 39 menit busur

22. (SOP 2007) Sebuah planet X bergerak mengelilingi matahari mempunyai periode P = 1,88

tahun. Oposisi terakhir terlihat pada awal tahun 2008. kapankah ia berada di oposisi kembali

?

a) 2011

b) 2010

c) 2012

d) 2009

e) 2013

23. (SOP 2007) Planet mana yang tidak bisa berada pada oposisi

a) Mars

b) Venus

c) Jupiter

d) Saturnus

e) Neptunus

24. (SOP 2007) Sebuah asteroid mempunyai setengah sumbu panjang elips a = 2,5 SA.

semesterI tahun 2007 ia berada di perihelion. Kapankah ia berada di aphelion ?

25. (SOP 2007) Periode orbit asteroid Pallas mengitari Matahari adalah 4.62 tahun, dan

eksentrisitas orbitnya 0.233. hitunglah setengah sumbu panjang orbit Pallas ! Gambarkan

sketsa orbit Pallas terhadap Matahari, dan hitung jarak periheliumnya

26. (SOP 2007) Sebuah planet X bergerak mengitari Matahari, mempunyai eksentrisitas e =

0,2. apabila F (fluks) menyatakan energi matahari yang dia terima persatuan luas persatuan

waktu, tentukanlah rasio fluks yang diterima planet X dari Matahari pada saat di perihelium

dan aphelium Fp/Fa !

27. (SOP 2007) Dalam perjalanan ke Bulan seorang astronom mengamati diameter Bulan

yang besarnya 3.500 km dalam cakupan sudut 60. berapa jarak astronot ke Bulan saat itu ?

MODUL OSN ASTRONOMI

60

28. (SOP 2007) Jika hujan meteor Leonid berlangsung selama 2 hari, hitung berapa

ketebalan sabuk meteoroid yang menyebabkan Leonid !

29. (SOP 2007) Ilustrasi berikut menggambarkan wahana (space-probe) yang melakukan

perpindahan orbit Hohmann (lingkaran ke lingkaran) dari Bumi ke Mars. Jika jarak rata-rata

Mars-Matahari = 1,52 SA. Perkirakan waktu yang dibutuhkan oleh wahana tersebut untuk

sampai ke planet Mars. Skenario Perjalanan Wahana dari Bumi ke Mars

30. (SOP 2007) Diketahui sebuah wahana bergerak mengitari Matahari. Pada saat berada di

perihelium wahana menerima energi matahari persatuan luas persatuan waktu sebesar F1

sedangkan ketika di aphelium 0,25 F1. akibata tekanan radiasi yang berubah-ubah, setengah

sumbu panjangnya a = 2 SA, mengalami pengurangan sebesar 0.001 SA/priode. Hitung

eksentrisitas dan eprubahan periodenya setiap kali mengitari Matahari !

31. (OSN 2007) Bila jarak Bumi – Matahari rata – rata 1,496 x 106 km dilihat dari sebuah

bintang yang berjarak 4.5 tahun cahaya dari Matahari maka jarak sudut Bumi – Matahari

adalah

a. 0,30 detik busur

b. 4,5 detik busur

c. 1,5 detik busur

d. 0,75 detik busur

e. 14,9 detik busur

32. (OSN 2007) Bayangkan sebuah planet baru muncul di langit. Dari beberapa kali

pengamatan dengan mata telanjang diperoleh bahwa planet baru tersebut berada dekat ke

Matahari dengan elongasi maksimum sebesar 30 derajat. Sebagai pembanding, sudut

elongasi maksimum untuk planet Venus adalah 46 derajat. Berdasarkan model heliosentrik,

kita bisa menyimpulkan bahwa,

a. Planet baru tersebut lebih dekat ke Matahari daripada planet Merkurius

b. Planet baru tersebut berada antara planet Merkurius dan Venus

c. Planet baru tersebut berada antara planet Venus dan Bumi

MODUL OSN ASTRONOMI

61

d. Planet baru tersebut berada antara Bumi dan Mars

e. Kita tidak bisa menentukan lokasi planet tersebut

33. (OSN 2007) Mars mempunyai dua buah satelit Phobos dan Deimos. Jika diketahui

Deimos bergerak mengelilingi Mars dengan jarak a = 23490 km dan periode revolusinya P =

30jam 18 menit. Berapakah massa planet Mars bila dinyatakan dalam satuan massa Matahari

? Jika Periode revolusi Phobos 7jam 39menit, berapakah jaraknya dari Mars?

34. (OSN 2007) Sebuah satelit mengelilingi Matahari, berbentuk bola dan dianggap sebagai

benda hitam sempurna (black body). Satelit ini secara berkesinambungan memberikan

informasi tentang temperatur permukaannya (temperatur efektif) ke stasiun pengontrol di

Bumi. Temperatur tertinggi yang tercatat di permukaannya 5000°K, sedangkan temperatur

minimumnya 4500°K. Pertanyaannya;

a. Tentukanlah eksentrisitas e, dan setengah sumbu panjang orbitnya, a dan periode P

b. Andaikan ketika di aphelium tiba-tiba ada asteroid lewat sehingga impulse yang

diterimanya menyebabkan ia terlepas dari gaya tarik gravitasi Matahari, berapakah

kecepatannya ?

35. (OSN 2007) Berapa lamakah planet Jupiter berada dibalik piringan bulan pada saat

terjadi okultasi "central" planet Jupiter oleh Bulan. Lengkapi jawabanmu dengan sketsa.

36. (SOK 2006) Seorang astronot terbang di atas Bumi pada ketinggian 300 km dan dalam

orbit yang berupa lingkaran. Ia menggunakan roket untuk bergeser ke ketinggian 400 km

dan tetap dalam orbit lingkaran. Kecepatan orbitnya adalah,

A. lebih besar pada ketinggian 400 km

B. lebih besar pada ketinggian 300 km

C. Kecepatannya sama karena orbitnya sama-sama berupa lingkaran

D. kecepatannya sama karena dalam kedua orbit efek gravitasinya sama

E. tidak cukup data untuk menjelaskannya

37. (SOK 2006) Andaikan sebuah komet bergerak dalam orbit yang berupa elips dan

menjauhi Matahari. Pada tanggal 1 Januari 1999, komet berjarak 5,5 AU dari Matahari. Pada

tanggal 1 Januari 2000, komet berjarak 7,5 AU dari Matahari. Pada tanggal 1 Januari 2001,

komet berjarak

A. 12,5 AU dari Matahari B. 11,5 AU dari Matahari

C. 10,5 AU dari Matahari D. 9,5 AU dari Matahari

E. 8,5 AU dari Matahari

MODUL OSN ASTRONOMI

62

38. (SOP 2006) Ada dua planet, A dan B masing–masing mempunyai radius RA dan RB dengan

RA = 11.2 RB, bila diketahui percepatan gravitasi masing-masing adalah gA dan gB dengan gA =

2.7 gB maka perbandingan kecepatan lepas sebuah wahana antariksa yang diluncurkan dari

planet A terhadap kecepatan lepasnya bila diluncurkan dari planet B adalah :

a. 5,5 d. 15

b. 30 e. 9,5

c. 2,5

39. (SOP 2006) Sebuah pecahan komet dengan massa m=1000 kg terperangkap mengorbit

Bumi pada jarak 10 R dari pusat Bumi (R adalah radius Bumi) dengan kecepatan v0 = (1.5

GM/R)½ maka total energi orbit pecahan komet adalah

a. – 1,56 x 106 m2/s2 d. + 18,8 x 106 m2/s2

b. + 15,6 x 106 m2/s2 e. 0

c. – 18,8 x 106 m2/s2

40. (SOP 2006) Planet Zathura dengan massa M= 5.975 x 1024 kg dan radius, R= 6378 km

mengorbit sebuah bintang bermassa Mbin = 1.989 x 1030 kg. Diketahui aphelion/apastron

adalah 1.47x1011 m dan perihelion/ periastron adalah 1.47 x 1011 m maka energi total orbit

planet adalah

a. –2.64 x 1033 N m d. –3.88 x 1021 N m

b. –8.54 x 1038 N m e. –1.5 x 108 N m

c. –7.96 x 1011 N m

41. (SOP 2006) Jika gaya pasang surut per satuan massa oleh Bulan yang dirasakan Bumi, Ba

, adalah:

3B

BBr

RmG2a

dengan Bm , Br , dan R masing-masing adalah massa Bulan, jarak Bumi-Bulan, dan jejari

Bumi, maka

a. Gaya pasang surut oleh Matahari lebih besar karena massanya lebih besar

dibandingkan dengan massa Bulan

b. Gaya pasang surut oleh Matahari lebih besar karena jarak Bumi-Matahari lebih jauh

dibandingkan dengan jarak Bumi-Bulan

c. Gaya pasang surut oleh Matahari sekitar 2 kali gaya pasang surut oleh Bulan

d. Gaya pasang surut oleh Bulan sekitar 2 kali gaya pasang surut oleh Matahari

e. Empat pilihan di atas salah

MODUL OSN ASTRONOMI

63

42. (SOP 2006) Sumbu rotasi Uranus terletak hampir sebidang dengan bidang orbitnya

mengelilingi Matahari. Sementara perioda revolusi Uranus mengitari Matahari adalah 84

tahun. Oleh karena itu, beda waktu antara vernal equinox dan autumnal equinox di Uranus

adalah

a. 168 tahun d. 21 tahun

b. 84 tahun e. 10.5 tahun

c. 42 tahun

43. (SOP 2006) Satelit Saturnus, Titan, dan Bulan memiliki kecepatan lepas yang hampir

sama. Mengapa Titan memiliki atmosfer sedangkan Bulan tidak ?

1. Akibat gravitasi Bumi, atmosfer bulan tertarik ke Bumi, membentuk atmosfer Bumi

yang sekarang

2. Jarak Bulan ke Matahari lebih dekat, yang membuat temperatur disekitarnya lebih

tinggi, sehingga dengan kecepatan lepas yg ada sulit bagi atmosfer di bulan untuk

terbentuk.

3. Akibat jarak bulan yang dekat dengan matahari, mengakibatkan efek angin matahari

bekerja lebih kuat pada bulan, sehingga atmosfer yang terbentuk tersapu angin

matahari.

4. Pada satelit Titan terdapat aktifitas geologi yang aktif yang dapat memancarkan

gas-gas dibawah permukaan Titan ke atmosfernya, sedangkan aktifitas geologi

bulan tidak ada.

44. (SOP 2006) Sebuah letusan gunung berapi di Io dapat melontarkan material hingga 1000

kali lebih tinggi daripada letusan gunung api di bumi. Mengapa?

1. Karena massa dan radius Io lebih kecil dari Bumi, sehingga kecepatan lepasnya

lebih kecil

2. Atmosfer Bumi lebih tebal daripada Io, sehingga lontaran material tertahan oleh

atmosfer

3. Aktifitas geologi di Io lebih aktif daripada di Bumi, akibat efek pasang surut

tambahan dari satelit Jupiter lainnya.

4. Gravitasi planet Jupiter mempercepat lontaran material dari Io.

45. (SOP 2006) How many times smaller is the angular size of the Sun as viewed from

Saturn than the apparent angular size of the Sun viewed from the Earth? (Average

distance of Saturn from the Sun is 9.5 AU)

a. Same

b. 5.9

1 d.

1

5.9

MODUL OSN ASTRONOMI

64

c. 2

5.9

1 e.

2

1

5.9

46. (SOP 2006) Gaya pasang surut didefinisikan sebagai selisih (diferensial) gaya gravitasi

di permukaan planet dengan gaya gravitasi yang dialami oleh sebuah titik di pusat planet.

Andaikan massa Bumi M, jejari R, sedangkan massa Bulan, m dan jarak bulan ke Bumi adalah

r. Pertanyaannya:

a) Buktikan bahwa jika kemiringan bidang orbit Bulan diabaikan terhadap bidang ekuator

Bumi maka gaya pasang surut yang dialami Bumi dari Bulan dapat ditulis dalam

pernyataan; Untuk daerah ekuator;

Rr

GMmFg 3

2

Untuk daerah kutub;

Rr

GMmFg 3

b) Mengacu pada soal a) di atas, dalam kondisi yang ideal, berapa kalikah seorang

pengamat di Bumi akan mengalami pasang dan surut dalam satu hari? Jelaskan jawab

saudara dengan ilustrasi (diagram) yang jelas

47. (SOP 2006) Andaikan hari ini planet Mars berada pada kedudukan oposisi, kapan oposisi

berikutnya terjadi? Diketahui radius orbit Mars 1,5 AU

48. (SOK 2005) Dalam geometri elips, perbandingan antara panjang fokus dan panjang

sumbu besar disebut:

a. Rasio Newton d. eksentrisitas

b. setengah sumbu besar e. perihelion

c. Satuan Astronomi

49. (SOK 2005) Jika pada titik X dalam orbitnya, sebuah planet memiliki kecepatan gerak

(kecepatan orbit) paling besar dibandingkan kecepatan di titik lainnya, pernyataan yang

TIDAK BENAR adalah:

a. pada titik X tersebut, jarak planet ke Matahari mencapai maksimum

b. titik X dan kedua titik fokus elips orbit planet akan terletak segaris

c. titik X tersebut adalah titik perihelion

d. garis singgung orbit planet pada titik X akan membentuk sudut 90° dengan garis

hubung planet-Matahari

e. titik X berada di sumbu panjang elips orbit planet

MODUL OSN ASTRONOMI

65

50. (SOP 2005) Di antara planet-planet berikut ini, planet yang tidak pcrnah

terokultasi/Lertutup oleh Bulan pumama adalah:

A. S animus B. Venus

C. Mars D. Jupiter

E. Neptunus

51. (SOP 2005) Mars akan tampak paling terang sewaktu:

A. Bumi berada di titik aphelion dan Mars di perihelionnya

B. Bumi berada di titik perihelion dan Mars di aphelionnya

C. terbit tengah malam

D. terbit pada waktu subuh

E. terbit pada saat Matahari terbenam

52. (SOP 2005) Urutkan benda-benda berikut sesuai dengan percepatan gravitasinya

(dari nilai kccil ke besar) mengelilingi Bumi:

a. sebuah stasiun luar angkasa dengan massa 200 ton dan berjarak 6580 km

dari

Bumi

b. seorang astronot dengan massa 60 kg dan berjarak 6580 km dari Bumi

c. sebuab satdit dengan massa 1 ton dan berjarak 41 8000 km dari Bumi

d. Bulan dengan massa 7,4 X 1019 ton dan berjarak 384000 km dari Bumi

Jelaskan!

53. (OSN 2005) Berapakah periode sebuah satelit buatan yang mengorbit bumi pada

ketinggian 96000 km jika orbitnya berupa lingkaran? (Andaikan jarak Bumi- Bulan

adalah 384000 km dengan periode orbitnya 27,3 hari, dan jari-jari Bumi diabaikan)

54. (OSN 2005) Pesawat ruang angkasa Ulysses berada pada jarak 1,9 Satuan Astronomi

dari Matahari. Apabila jarak planet Saturnus ke Matahari adalah 9,5 Satuan Astronomi,

tentukanlah perbandingan percepatan gravitasi yang disebabkan oleh Matahari terhadap

pesawat ruang angkasa Ulysses dan terhadap planet Saturnus.

55. (SOP 2004)Sebuah planet berotasi dengan periode Tp . Planet itu ber-revolusi

mengelilingi Matahari dalam lintasan elips. Seorang astronot yang sedang bekerja di

planet itu akan merasa bahwa pada saat planet berada di perihelion, satu hari surya lebih

singkat daripada saat planet berada di aphelion.

SEBAB

MODUL OSN ASTRONOMI

66

Pada saat di perihelion gerak orbit planet lebih cepat daripada saat planet berada di

aphelion

A. kedua pernyataan benar dan hubungan sebab-akibat diantara keduanya benar

B. kedua pernyataan benar hubungan salah

C. pernyataan pertama benar sebabnya salah

D. pernyataan pertama salah, sebabnya benar

E. kedua pernyataan salah

56. (SOP 2004) Jelaskan dengan diagram bagaimana planet Venus tampak sebagai ―bintang

pagi‖ atau sebagai ―bintang sore‖ !

57. (SOP 2004) Berapa perbedaan sudut yang terjadi antara Mars dan Saturnus perharinya

dalam revolusi mereka mengelilingi Matahari (andaikan orbit kedua planet berbentuk

lingkaran)? Diketahui, periode orbit Mars = 687 hari dan periode orbit Saturnus = 29,5

tahun.

58. (SOP 2004) Salah satu satelit alam planet Jupiter, yaitu Io, mempunyai massa yang sama

dengan Bulan (satelit alam Bumi). Io juga mengorbit Jupiter pada jarak yang hampir sama

dengan jarak Bulan mengorbit Bumi. Tetapi Io hanya membutuhkan 1,8 hari untuk sekali

mengorbit Jupiter, sedangkan Bulan membutuhkan 27,3 hari untuk sekali mengorbit Bumi.

Jelaskanlah mengapa hal ini bisa terjadi !

59. (SOP 2004) Apakah hukum-hukum Kepler berlaku untuk orbit berbentuk lingkaran?

Jelaskan!

60. (SOP 2004) Superman yang berada di permukaan Matahari memperhatikan sebuah

asteroid berbentuk bola yang mengelilingi Matahari dengan lintasan elips dimana jarak

aphelion 200 juta km dan jarak perihelion 100 juta km dari Matahari. Berapa magnitudo

perbedaan terang maksimum dan minimum asteroid tersebut menurut superman ?

61. (SOP 2004) Pada tanggal 8 Juni 2004 akan terjadi peristiwa transit planet Venus.

Periode orbit Bumi adalah 365 hari dan periode orbit Venus adalah 225 hari. Jika orbit Bumi

dan orbit Venus tepat sebidang dan berbentuk lingkaran sempurna, maka peristiwa transit

Venus akan terjadi secara tepat periodik. Berdasarkan asumsi diatas turunkanlah rumus

umum untuk menentukan periode terjadinya transit Venus, kemudian hitunglah kapan terjadi

transit yang berikutnya.

MODUL OSN ASTRONOMI

67

62. (SOP 2004) Sebuah planet berada pada jarak 130 milyar km. Kedudukan pada tahun ini

(tahun 2004) adalah di aphelion orbitnya. Planet itu mengorbit dengan periode 10.500 tahun.

Pada tahun berapakah planet berada pada perihelionnya?

63. (OSN 2004) Massa seorang astronot di Bumi adalah 40 kg, berapakah berat astronot

tersebut? Jika sekarang ia berada di atas sebuah asteroid yang gravitasi permukaannya 10

kali lebih kecil daripada gravitasi di permukaan Bumi, berapakah massa dan beratnya?

64. (OSN 2004) Tiga buah benda yaitu batang kayu, Bulan, dan Matahari yang diamati pada

jarak tertentu akan membentuk sudut pandang yang sama. Apabila tinggi batang kayu adalah

160 cm, diameter Bulan 3.500 km, diameter Matahari 1.400.000 km dan jarak batang kayu

dengan pengamat 200 m, tentukanlah jarak Bulan dan Matahari dari pengamat

65. (OSN 2004) Dua buah satelit (A dan B) bergerak berlawanan arah pada orbit lingkaran

berjari-jari 10.000 km dari pusat Bumi. Jika mula-mula kedua satelit berkonjungsi superior

(perhatikan gambar berikut), berapa waktu yang diperlukan hingga terjadi tabrakan?

Diketahui satelit geostasioner (periode orbit 24 jam) mengorbit pada ketinggian 36.000 km

66. (OSN 2004) Sebuah satelit buatan bergerak dengan kecepatan 6,9 km/det, sepanjang

bidang ekuator dengan orbit lingkaran dan searah dengan rotasi Bumi. Berapakah periode

satelit tersebut, agar ia selalu diamati pada suatu titik yang tetap di langit?

67. (OSN 2004) Sebuah ―sunspot‖ memperlihatkan diameter sudut 20 detik busur. Jika

jarak Matahari-Bumi 150.000.000 km berapa diameter linier ―sunspot‖ tersebut ?

68. (OSN 2004) Sistem dua benda dengan massa M dan MJ yang dipisahkan oleh jarak r

akan bergerak mengitari pusat massanya. Jika diketahui jarak rata-rata Matahari-Jupiter

adalah 778 juta km, massa Matahari M = 1,99 1030 kg, dan massa Jupiter MJ = 1,90 1027

kg, tentukanlah di mana pusat massa sistem Matahari-Jupiter

Bumi B

A

MODUL OSN ASTRONOMI

68

69. (OSN 2004) Bumi mengelilingi Matahari dengan periode 365,25 hari. Makhluk angkasa

luar yang tinggal di tata surya lain mengamati gerak Bumi mengelilingi Matahari. Jika tata

surya lain tersebut bergerak menjauhi Matahari dengan kecepatan tetap 2000 km/detik,

a. Jelaskan dengan gambar mengapa menurut mahluk angkasa luar tersebut periode

orbit Bumi tidak 365,25 hari!

b. Berapa harikah periode orbit Bumi yang teramati oleh mahluk angkasa luar

tersebut ?

MODUL OSN ASTRONOMI

69

WAKTU DAN PENANGGALAN KALENDER

DETIK

- Dulu didefinisikan sebagai 1 detik = 1/86.400 dari 1 hari matahari.

- Karena hari Matahari ternyata tidak konstan, maka digunakan acuan yang lebih

akurat, yaitu :

1 detik = 9.192.631.770 kali periode radiasi yang berkaitan dengan transisi dari dua

tingkat hyperfine dalam keadaan ground state dari atom cesium-133 pada suhu nol

Kelvin

HARI

- Dasar perhitungan adalah rotasi bumi, yang menyebabkan benda langit terlihat

bergerak di langit

- 1 hari = waktu tempuh benda langit untuk berada pada posisi yang sama

- Jika benda langit adalah bintang disebut Siderial Day / Siderial Time = 23j 56m

4,09s

- Jika benda langit adalah matahari disebut Solar Day / Solar Time = 24 j

- Universal Time (UT) 1 Solar Day ≈ 24 jam (ternyata tidak konstan karena

perubahan2 kecil pada rotasi bumi)

- Waktu lokal dihitung berdasarkan UT/GMT

Contoh : Bandung (WIB) memiliki perbedaan waktu 7 jam dengan UT, jadi :

10.00 WIB di Bandung = 03.00 UT

- Karena rotasi bumi berubah-ubah (tidak tetap) maka ditetapkan sistem waktu yang

seragam Dynamical Time (TD), yang dihitung berdasarkan waktu 1 detik dari Atom

Cs-133 pada suhu 0 K

- Selisih TD dan UT disebut ΔT = TD – UT

- Selisih ini berbeda-beda setiap tahunnya

Tahun 1620 : ΔT = ~ 124 s

Tahun 2009 : ΔT = ~ 66 s

Data ΔT sejak 1620 – 1990 ( dari

www.eramuslim.com )

http://www.eramuslim.com/

MODUL OSN ASTRONOMI

70

TAHUN

- Minimal ada tiga macam : Tahun tropis, tahun sideris dan tahun anomalis

TAHUN TROPIS

- Dipakai sehari-hari di seluruh dunia.

- Rata-rata interval waktu pergerakan revolusi bumi dari titik Aries sampai kembali ke

titik Aries lagi

- Di bola langit adalah rata-rata interval waktu gerakan matahari Matahari ketika

berimpit dengan titik Aries sampai berimpit kembali (pada tanggal 21 Maret pukul

00.00 WMM)

- Satu tahun tropis rata-rata (dari pengamatan) = 365.242 189 67 hari efemeris atau

365 hari 5 jam 48 menit 45 detik

MODUL OSN ASTRONOMI

71

TAHUN SIDERIS

- Rata-rata interval waktu yang dibutuhkan oleh bumi untuk menyelesaikan satu

putaran penuh (3600) pada bidang ekliptika.

- Di bola langit adalah rata-rata interval waktu gerakan matahari untuk tepat berimpit

dengan bintang jauh yang sama

- Satu tahun sideris rata-rata = 365,256 363 051 hari efemeris = 365 hari 6 jam 9

menit 9.7676 detik

TAHUN ANOMALIS

- Rata-rata interval bumi melewati perihelion/aphelion secara berurut

- Garis nodal lintasan Bumi bergerak searah dengan gerak revolusi Bumi dengan

kecepatan rata-rata 11,25″/tahun.

- Setelah 1 putaran (360º), titik perigee/apogee bergeser sejauh 11,25″, dan bumi

memerlukan waktu ekstra untuk kembali ke titik semula.

- Satu tahun anomalis rata-rata = 365.259 635 864 hari efemeris = 365 hari 6 jam 13

menit 52 detik

TAHUN KABISAT

- Sejak Pemerintahan Kerajaan Romawi ditetapkan 1 tahun = 365 hari

- Julius Caesar Karena 1 tahun = 365 ¼ hari, maka ditambahkan satu hari setiap 4

tahun pada akhir bulan Februari (dimulai 46 SM). Disebut kalender Julian.

- Catatan :

1) Perhitungan astronomis setelah 1 SM, lalu tahun 0 dan berikutnya 1 M dan

seterusnya.

2) Kalender biasa setelah tahun 1 SM langsung ke 1 M.

3) Perhitungan tahun yang habis di bagi empat berlaku untuk tahun astronomis.,

yaitu 4 SM, 8 SM, 12 SM dst, yang bagi tahun biasa adalah 5 SM, 9SM, 12 SM

dst

- Ada selisih antara tahun Julian dengan tahun tropik :

Selisih = tahun Julian – tahun tropik

Selisih = 365 hari 5 jam 60 menit - 365 hari 5 jam 48 menit 46 detik

Selisih = 11 menit 14 detik per tahun. Selisih ini akan menjadi 1 hari setelah :

24 jam : 11 menit 14 detik per tahun = 128,19 tahun dibulatkan menjadi ≈ 128

tahun

Artinya, setiap 128 tahun Julian, ada kelebihan 1 hari!

- Perbaikan tahun Kabisat I : Tahun 325 M di Konsili di Nicea (dipimpin Kaisar

Konstantinus)

MODUL OSN ASTRONOMI

72

Selisih dari 46 SM - 325 M = 371 tahun, maka jumlah hari yang kurang adalah :

(371 /128 tahun tiap 1 hari) = 2,8 hari 3 hari

Maka penanggalan pada waktu itu dimajukan 3 hari!

- Perbaikan tahun kabisat II : Tahun 1582 M oleh Paus Gregorius XIII.

Jumlah hari yang kurang = (1582 – 325) / 128 = 9,8 hari dibulatkan 10 hari

Hari itu tanggal 4 Oktober 1582 (hari Kamis), dan diumumkan keesokan harinya

adalah tanggal 15 Oktober 1582 (hari Jumat).

Disebut Kalender Gregorian

- SOLUSI BAGI TAHUN KABISAT

Tahun kabisat jumlah tahun yang habis dibagi 4 ditambahkan 1 hari di bulan

Februari (jumlah hari 366 hari)

Tahun abad yang habis dibagi 400 adalah tahun kabisat (jumlah hari 366), mis: 1600,

2000, 2400, 2800, dst.

Tahun abad yang tidak habis di bagi 400 bukan kabisat (jumlah hari 365), mis : 1700,

1800, 1900, dll. 2100

Kesalahan satu hari akan diperoleh setelah 3400 tahun kemudian (3582 M)

HARI JULIAN

- Perubahan kalender Julian menjadi Gregorian menjadi kesulitan tersendiri bagi para

astronom untuk membandingkan 2 peristiwa astronomi yang terpisah dalam jangka

waktu yang panjang

- Untuk itu dikembangkan sistem penanggalan Hari Julian, yaitu jumlah hari yang

dihitung dari tanggal 1 Januari 4712 SM (tahun astronomis) jam 12.00 UT

- JD 0 = 1 Jan 4712 SM pukul 12.00 UT

- JD 1 = 2 Jan 4712 SM pukul 12.00 UT

- JD 1,5 = 2 Jan 4712 SM pukul 24.00 atau 3 Jan 4712 SM pukul 00.00 UT

- JD 2450000 = 9 Okt 1995 pukul 12.00 UT (hari SENIN)

- (Artinya 2.450.000 hari setelah 1 Jan 4712 SM)

Jumlah tersebut sudah dikoreksi thd kehilangan 3 harinya Julian dengan kehilangan

10 harinya Gregorian

- Untuk mencari tanggal Julian bisa memakai acuan 9 Oktober 1995

- Untuk mencari harinya, selisih dengan 9 Okt 1995 bagi dengan 7, sisanya adalah

selisih hari dengan hari Senin.

Contoh : Carilah tanggal Julian dan hari pada tanggal 10 November 2011

Selisih tahun = 2011 – 1995 = 16 tahun

Tahun kabisat antara 1995 s/d 2011 ada 4 tahun (1996, 2000, 2004, 2008)

MODUL OSN ASTRONOMI

73

Selisih hari antara 9 Oktober 1995 dan 9 Oktober 2011 = (16 x 365) + 4 = 5844

hari

Selisih hari antara 9 Oktober 2011 dan 10 November 2011 = 32 hari

Selisih hari total = 5876 hari

Julian date tanggal 10 November 2011 = 2450000 + 5876 = 2455876 JD

Untuk mencari harinya : 5876 : 7 = 839 sisa 3 hari

Maka hari adalah 3 hari sesudah hari Senin = hari Kamis

BULAN

- Satu bulan = satu bulan sinodis = 29,5 hari= 29 hari 12 jam 44 menit 3 detik (dengan

acuan bintang jauh)

- Perubahan bentuk semu bulan berlangsung selama 1 periode bulan sinodis ( 29,5 hari )

:

Bulan baru (hilal)- sabit-perbani awal- benjol- purnama- benjol- perbani akhir- sabit-

bulan baru

MODUL OSN ASTRONOMI

74

- Satu tahun qomariyah diambil 1 bulan = 29.5 hari, jadi satu tahun = 12 X 29,5 hari =

354 hari

- Kesalahan tahun Komariyah : Ada selisih sebesar 44 menit 3 detik tiap bulannya

12 X ( 44 menit 3 detik ) = 8 jam 48 menit 36 detik.

Berapa dalam 30 tahun ? 30 X 8 jam 48 menit 36 detik = 10 hari 22 jam 38 menit =

11 hari

- Maka dalam 30 tahun ditambahkan satu hari untuk tahun-tahun tertentu (yang

dikurung)

1 9 17 25

(2) (10) (18) (26)

3 11 19 27

4 12 20 28

(5) (13) (21) (29)

6 14 22 30

(7) 15 23

8 (16) (24)

Contoh : sekarang tahun 1430 Hijriah. Apakah tahun ini kabisat?

Jawab : Bagi 1430 dengan 30, diperoleh sisa 20 tahun. Lihat di tabel, maka 1430

bukan kabisat!

- Kesalahan satu hari dengan sistem ini akan kembali diperoleh setelah 30.000 bulan

(2500 tahun Hijriyah)

- Bulan Hijriyah : (Kabisat ditambahakan di bulan ke-12 atau bulan Dzulhijjah)

MODUL OSN ASTRONOMI

75


1. (OSN 2011) Satu tahun sideris adalah

a. selang waktu dua kali transit Bumi secara berurutan melewati ekuinoks

b. selang waktu dua kali transit Matahari rata – rata melewati titik perihelion

c. selang waktu dua kali transit Bumi secara berurutan melewati ekuinoks rata–rata

d. bujur ekliptika rata – rata Matahari rata – rata bertambah 360°

e. Matahari rata – rata tidak menempuh satu revolusi yang lengkap karena vernal equinox

bergerak retrograde

2. (OSK 2011) Jika Bulan dan Bumi berputar dalam rotasi sinkron sempurna, artinya Bulan

selalu berada di atas suatu titik yang sama di permukaan Bumi, maka jumlah orbit Bulan

dalam satu hari Bumi adalah

a. 30 hari.

b. 28 hari.

c. 14 hari.

d. 7 hari.

e. 1 hari.

3. (OSK 2011-A) Jika Bumi berotasi dalam arah yang berlawanan dari arah sekarang dan

berevolusi tetap pada arah sekarang, maka panjang hari sideris adalah

a. 24 jam 04 menit

b. 24 jam 00 menit

c. 23 jam 56 menit

d. 23 jam 52 menit

e. 23 jam 48 menit

4. (OSK 2011) Jika kita yang tinggal di daerah ekuator, memotret bintang dengan kamera

statis (tidak mengikuti gerakan rotasi Bumi), dan kita biarkan rananya (diafragma)

terbuka selama 12 menit, maka panjang jejak bayangan bintang adalah

a. 12°

b. 1,2°

c. 4°

d. 3°

e. 6°

MODUL OSN ASTRONOMI

76

5. (OSN 2010) Jika sisi yang sama sebuah planet selalu menghadap ke Matahari, maka

panjang hari sideris planet tersebut adalah:

a. Satu tahun

b. Satu hari

c. Satu minggu

d. Satu bulan

e. Satu jam

6. (OSP 2010) Perbedaan antara panjang hari matahari dan sideris disebabkan oleh

a. Presesi equinox

b. Gangguan Bulan pada orbit Bumi

c. Gangguan Bumi pada orbit Bulan

d. Pelambatan rotasi Bumi

e. Gerak rotasi dan revolusi Bumi

7. (OSP 2010) Bumi menerima radiasi Matahari maksimum pada saat

a. Berada di perihelion

b. Berada di aphelion

c. Pada tanggal 21 Maret

d. Pada saat deklinasi Matahari 230,5

e. Pada saat deklinasi -230,5

8. (OSK 2010) Diantara tahun-tahun berikut, mana yang merupakan tahun kabisat

a. 1600

b. 1995

c. 2100

d. 2010

e. semua bukan tahun kabisat

9. (SOP 2009) Tanggal 9 September 1909 berkesesuaian dengan tanggal Julian 2418558,

sedangkan tanggal 9 September 2009 berkesesuaian dengan tanggal Julian,

a. 2455080

b. 2455082

c. 2455083

MODUL OSN ASTRONOMI

77

d. 2425084

e. 2415085

10. (SOP 2009) Bila tanggal 1 Januari 2009 di Greenwich jam 06:00 UT (Universal Time)

bertepatan dengan hari Kamis, maka tanggal 1 Januari 2016 di Jakarta jam 08:00 WIB

(WIB = UT +7 jam) bertepatan dengan hari,

a. hari Jum‘at

b. hari Senin

c. hari Sabtu

d. hari Ahad/Minggu

e. hari Kamis

11. (SOP 2009) Manakah yang merupakan alasan 1 hari matahari lebih panjang satu hari

sideris?

a. presesi sumbu rotasi Bumi.

b. kemiringan sumbu rotasi Bumi.

c. orbit Bumi yang mengelilingi Matahari yang lonjong.

d. perpaduan efek rotasi Bumi dan orbit Bumi mengelilingi Matahari.

e. 1 tahun Bumi bukan merupakan perkalian bilangan bulat dari hari Bumi.

12. (SOP 2005) Can pemyataan yang benar sehubungan dengan kalendar Julian

a. satu tahun rata-rata 365,25 hari

b. tahun 1700. 2001, dan 2100 adalah bukan tahun kabisat

c. tahun kabisat dalam kalendar Julian lebih sedikit daripada tahun kabisat pada

sistem kalendar Gregorian

d. tahun 2000, 2004, dan 2100 adalah tahun kabisat

e. A, B, C, dan D tidak benar

13. (SOP 2004) Mengapa untuk menentukan tanggal satu pada Kalender Hijriyah harus

dilakukan petang hari?

14. (SOP 2004) Jelaskan mengapa tanggal 1 Januari selalu jatuh pada musim panas di

Australia?

15. (SOP 2004) Mengapa panjang hari di Bumi adalah 24 jam? Karena …

A. Matahari mengedari Bumi dalam waktu 24 jam

B. Bumi berotasi sumbunya dalam waktu 24 jam

C. Bumi mengorbit Matahari dalam waktu 365 hari

D. Bumi terdiri dari batu-batuan

E. Matahari menyinari Bumi selama 24 jam

MODUL OSN ASTRONOMI

78

GERHANA

Gerhana Adalah peristiwa tertutupnya sebuah benda langit oleh benda langit yang lain

Matahari tertutup oleh Bulan Gerhana Matahari

Bulan tertutup oleh Matahari Gerhana Bulan

Definisi yang mirip :

TRANSIT : lewatnya benda langit yang lebih kecil di depan benda langit yang lebih

besar, misalnya Venus lewat tepat di depan piringan Matahari

OKULTASI : lewatnya benda langit yang lebih kecil di belakang benda langit yang

lebih besar, misalnya Venus lewat tepat di belakang piringan Matahari

Gerhana Matahari

Ada 3 Macam :

1. Gerhana Matahari Total (GMT)

2. Gerhana Matahari Cincin (GMC)

3. Gerhana Matahari Sebagian (GMS)

Ketiga macam gerhana ini disebabkan variasi

diameter sudut Mathahari dan Bulan setiap saat

karena jaraknya yang berubah-ubah dari Bumi.

MODUL OSN ASTRONOMI

79

Geometri Gerhana Matahari Total

Geometri Gerhana Matahari Cincin

Momen-momen kontak Gerhana

Arah Barat Arah Timur

Bulan Matahari

Kontak 1 : Awal Gerhana

Kontak 2 : GMS

Kontak 3 : GMT / GMC

Kontak 4 : GMS

Kontak 5 : Akhir Gerhana

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0305/RingOfFire_mammana.jpg
























MODUL OSN ASTRONOMI

80

GEOMETRI GERHANA BULAN

Gerhana Bulan ada 3 Macam :

1. Gerhana Penumbra Terjadi jika Bulan

melewati penumbra bayangan Bumi

2. Gerhana Sebagian Terjadi jika

sebagian Bulan melewati bayangan umbra

Bumi

3. Gerhana Total Terjadi jika Bulan

melewati bayangan Umbra Bumi

Data-data Untuk mengukur Gerhana :

Jari-jari Matahari = 696.000 km

Jari-jari Bulan = 1738 km

Jarak rata-rata Bumi – Matahari = 1,496 x 1011 km

Eksentrisitas orbit Bumi = 0,01672

Jarak rata-rata Bumi-Bulan = 384.400 km

Eksentrisitas orbit Bulan = 0,05490

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0802/LEMatrixLb_tezel.jpg

http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Lunareclipsediagram3.gif







MODUL OSN ASTRONOMI

81

Periode sideris Bulan = 27,321661 hari

Periode sideris Bumi = 365,2564 hari

Jawablah pertanyaan di bawah ini sesuai data yang diberikan di atas

1. Berapa diameter sudut Matahari maksimum dan minimum?

2. Berapa diameter sudut Bulan maksimum dan minimum?

3. Berapa diameter maksimum dan minimum umbra bulan pada gerhana matahari?

4. Berapa diameter maksimum dan minimum penumbra bulan pada gerhana Matahari?

5. Berapa diameter maksimum dan minimum umbra bumi yang dilalui oleh bulan pada gerhana

bulan?

6. Berapa diameter maksimum dan minimum penumbra bumi yang dilalui oleh bulan pada

gerhana bulan?

7. Berapa lama waktu maksimum dan minimum yang diperlukan bulan untuk menutupi

matahari?

8. Berapa lama waktu maksimum dan minimum yang diperlukan bulan untuk melewati umbra

Bumi?

PERIODE GERHANA

Bulan membentuk sudut 5009‘

terhadap ekliptika, sehingga tidak

setiap bulan baru terjadi gerhana

Titik pertemuan ekliptika dan orbit

bulan disebut titik nodal. Jika

Matahari berada di dekat titik nodal,

maka disebut musim Gerhana.

Waktu yang diperlukan Matahari

untuk kembali mencapai titik nodal

adalah 346,62 hari Tahun Gerhana

Batas jarak rata-rata Matahari dari

titik nodal agar tetap terjadi gerhana

adalah : (R Mat + R Bulan)/2 = 16026‘

Jarak sudut terjadi gerhana adalah

dikali 2 = 32052‘ di sekitar titik nodal

Titik nodal bergeser terhadap ekliptika dengan periode 19,52 tahun gerhana bisa

terjadi kapan saja

19 tahun gerhana adalah 19 x 346,62 = 6585,78 hari

Periode ini hampir bersesuaian dengan 223 kali lunasi bulan (223 x 29,530589 =

6585,32 hari = 18.03 tahun) disebut Siklus Saros

MODUL OSN ASTRONOMI

82

Selisih Siklus Saros dengan 19 tahun gerhana adalah 0,46 hari

Jadi dalam 1 siklus Saros, Matahari bergeser 28‘ , artinya dalam 1 siklus Saros,

Matahari bergeser 28‘ dari tempat semula

Maka dalam Seri Saros yang sama, paling banyak terjadi 32052‘/28‘ = 70 GM

(tepatnya 73 GM)

SIKLUS SAROS

Satu Siklus Saros adalah siklus pengulangan gerhana yang terjadi di arah langit yang

sama (hampir)

Satu siklus ini terjadi setiap 223 kali bulan Sinodis (lunasi bulan), atau 223 x

29,530589 = 6585,32 hari = 18.03 tahun = 18 tahun 11 hari

Karena dalam 1 siklus Saros, Matahari tidak tepat menempati tempat yang sama

(bergeser 28‘/Saros), maka Gerhana yang terjadi pada siklus Saros yang sama ada

batasnya (73 GM/no. Saros).

Awal siklus diawali oleh Gerhana Sebagian dan terjadi di daerah Lintang tinggi,

Gerhana Total dan Cincin terjadi di lintang rendah dan diakhiri oleh Gerhana sebagian

di lintang tinggi yang berlawanan

Lama satu nomor dari siklus Saros adalah 18,03 tahun x 73 GM/Siklus = 1315 tahun

Ada dua macam siklus Saros, yaitu :

1. Siklus dengan nomor ganjil, terjadi mula-mula di Kutub Utara dan berakhir di

Kutub Selatan

2. Siklus dengan nomor genap, terjadi mula-mula di kutub selatan dan berakhr di

Kutub Utara

FREKUENSI GERHANA

Dalam satu abad dapat terjadi 238 GM

Dalam satu tahun biasanya ada 4 GM

Bonus Gerhana dalam 1 tahun terjadi jika musim Gerhana terjadi di bulan Januari

Gerhana total atau cincin akan berulang di tempat yang sama di Bumi dalam

kemungkinan 360 – 450 tahun sekali (Bisa saja dalam seumur hidup kita belum pernah

melihat Gerhana Matahari)

MODUL OSN ASTRONOMI

83


1. (OSN 2011) Periode orbit satelit buatan 3,42 hari. Jika satelit itu mengorbit Bumi dalam

orbit yang hampir berupa lingkaran dan bidang orbitnya adalah bidang ekuator,

berapakah deklinasi kritis Matahari (dalam koordinat ekuatorial geosentris) agar satelit

itu tidak mengalami gerhana ?

2. (OSN 2011) Salah satu bulan Saturnus adalah Triton. Jarak rerata Saturnus ke

Matahari 9,55 SA, sedangkan jejari Triton 1353 km dan jejari orbitnya 354759 km.

Pertanyaannya :

a. Berapakah panjang umbra yang dibentuk oleh Triton saat konjungsi dengan Saturnus

b. Apakah gerhana Matahari dan gerhana Triton dapat terjadi ?

3. (OSP 2011) Diketahui pada tahun 2011 akan berlangsung 2 gerhana Bulan. Kedua gerhana

Bulan tahun 2011 adalah Gerhana Bulan Total (GBT) akan berlangsung pada tanggal 15-16

Juni 2011 dan yang kedua pada tanggal 10 Desember 2011.

Informasi tambahan untuk dua gerhana Bulan 2011 :

Pertama : Gerhana Bulan Total 15-16 Juni 2011 merupakan gerhana Bulan ke 34 dari 72

gerhana Bulan dalam Seri Saros 130. Bulan Purnama bertepatan dengan tanggal 16 Juni

2011 jam 03.15 WIB. Momen gerhana Umbra pada tanggal 16 Juni 2011 antara jam 01:22

– 05.03 WIB, momen gerhana Bulan Total antara jam 02:22 – 04:03 WIB.

Kedua : Gerhana Bulan Total 10 Desember 2011 merupakan gerhana Bulan ke 23 dari 71

gerhana Bulan dalam seri saros 135. Bulan Purnama bertepatan dengan tanggal 10

Desember 2011 jam 21:37 WIB. Momen gerhana Umbra pada tanggal 10 Desember 2011

antara jam 19:45 – 23:18 WIB, momen gerhana Bulan Total antara jam 21:05 – 21:58

WIB.

Pertanyaan :

a. Tentukan rasi bintang di arah lokasi Bulan pada saat gerhana Bulan Total tahun 2011

berlangsung. Tentukan pula rasi bintang di arah lokasi Matahari pada saat gerhana

Bulan Total tersebut berlangsung.

b. Bandingkan lama mengamati GBT bagi pengamat di Kutub Utara dan pengamat di

Kutub Selatan

4. (OSK 2011) Hanya sedikit orang di permukaan Bumi yang pernah melihat Gerhana

Matahari Total (GMT) dibandingkan Gerhana Bulan Total (GBT), karena

a. GMT terjadi siang hari dan GBT terjadi malam hari.

b. GMT menyapu lajur daerah yang sempit sedangkan GBT menutupi seluruh permukaan

Bumi.

MODUL OSN ASTRONOMI

84

c. GMT hanya berlangsung beberapa menit sedangkan GBT beberapa jam.

d. GMT selalu terjadi di daerah ekuator dan GBT terjadi di seluruh lintang.

e. GMT menyebabkan langit gelap total sedangkan GBT tidak.

5. (OSP 2010) Gerhana bulan total dapat diamati

a. Dari suatu jalur sempit pada permukaan Bumi

b. Pada setengah permukaan Bumi

c. Hanya sekitar waktu Bulan Baru

d. Hanya dekat meridian tengah malam

e. Hanya kalau Matahari tepat di atas ekuator

6. (OSP 2010) Pada tanggal 21 Desember 2010 di wilayah Indonesia berlangsung gerhana

bulan total mulai pukul 20:34 WIB, maka koordinat equatorial, yaitu asensiorekta dan

deklinasi Bulan adalah

a. 05j 57m dan +23045‘

b. 03j 50m dan +18025‘

c. 05j 57m dan –23045‘

d. 03j 50m dan –18025‘

e. 10j 38m dan +28044‘

7. (OSK 2010) Mengapa gerhana matahari pada 1 Januari 2010 yang lalu nampak sebagai

gerhana matahari cincin ?

1) Karena Bulan berada pada posisi dekat perigee (paling dekat dengan Bumi)

2) Karena Bulan berada pada posisi dekat apogee(paling jauh dengan Bumi)

3) Karena Bumi sedang berada dekat dengan aphelion (jarak terjauh dari matahari)

4) Karena Bumi sedang berada dekat dengan perihelion (jarak terdekat dari matahari)

8. (OSK 2010) Diameter Bulan sekitar seperempat Bumi, dan diameter Matahari sekitar

100 kali diameter Bumi. Jarak Bumi ke Matahari kira-kira 400 kali jarak Bumi-Bulan.

Pada suatu peristiwa gerhana Matahari sebagian, bagian terang manakah yang akan

diamati? Pilih salah satu bentuk yang seuai dari A sampai E

MODUL OSN ASTRONOMI

85

9. (OSN 2009) Pada zaman Mesir kuno, belum ada pengetahuan atau teknologi yang bisa

dipakai untuk mengukur jarak Bulan dan jarak Matahari dari Bumi, tetapi ada orang-

orang pintar pada zaman itu yang sudah bisa memperkirakan bahwa Bulan jauh lebih

dekat ke Bumi daripada Matahari. Bagaimana mereka dapat memperkirakan hal itu?

a. Matahari lebih terang dari Bulan sedangkan diameter sudutnya kurang lebih sama.

b. Gerhana Matahari menunjukkan bahwa diameter sudut Matahari hampir sama dengan

Bulan, karena Bulan yang menghalangi Matahari, maka dapat disimpulkan bahwa Bulan

lebih dekat.

c. Pada saat bulan berada pada kuartir pertama, sudut antara arah Bulan dan arah

Matahari mendekati 900.

d. Gerakan Matahari di langit lebih cepat daripada Bulan sedangkan berdasarkan fakta

gerhana, Matahari lebih jauh daripada Bulan.

e. Pernyataan di atas salah, karena pada zaman Mesir kuno orang sudah mengetahui

Bulan lebih dekat daripada Matahari tapi belum bisa mengetahui bahwa Bulan jauh

lebih dekat.

10. (OSK 2009) Pada tanggal 26 Januari 2009 yang lalu terjadi gerhana Matahari cincin

yang melewati sebagian propinsi Lampung, sebagian propinsi Banten, sebagian Kalimantan

Tengah, dan sebagian Kalimantan Timur. Gerhana Matahari cincin ini terjadi karena …

a. Bumi memasuki bagian bayangan Bulan yang disebut umbra

b. Bumi memasuki bagian bayangan Bulan yang disebut penumbra

c. Bumi memasuki bagian bayangan Bulan yang disebut atumbra

d. Bulan memasuki bagian bayangan Bumi yang disebut umbra

e. Bulan memasuki bagian bayangan Bumi yang disebut atumbra

11. (OSK 2009) Pilih pernyataan yang benar

a. Bintang-bintang dalam suatu konstelasi mempunyai jarak yang sama dari Bumi

b. Kalau hari ini Matahari dan sebuah bintang terbit bersamaan, maka keesokan harinya

mereka akan terbit bersamaan pula

c. Gerhana Matahari terjadi pada saat bulan sedang dalam fasa baru, tetapi tidak

setiap Bulan baru terjadi gerhana Matahari

d. Selama gerhana Bulan total, Bulan berwarna gelap dan tidak tampak sama sekali

e. ―Bintang pagi‖ dan ―Bintang senja‖ adalah dua obyek langit yang berbeda

MODUL OSN ASTRONOMI

86

12. (OSK 2009) Setiap tahun terdapat 2 atau 3 kali musim gerhana. Selang waktu antara

satu gerhana dengan Bulan/Matahari dari satu musim ke musim berikutnya bisa 5 atau 6

lunasi (1 lunasi = 1 periode sinodis). Secara statistik kekerapan gerhana Bulan/Matahari

berselang 6 lunasi paling sedikit 5 kali lebih banyak dibanding dengan gerhana Bulan

/Matahari berselang 5 lunasi. Bila diketahui siklus berulangnya gerhana siklus Tritos =

135 lunasi bulan, maka kemungkinan perbandingan jumlah gerhana Bulan dengan selang

waktu 6 bulan dan 5 bulan dalam satu siklus Tritos adalah …

a. 20/3

b. 41/3

c. 38/7

d. 63/4

e. 33/2

13. (OSK 2009) Bentuk korona Matahari :

a. Selalu sama dari masa ke masa

b. Berubah bergantung pada aktivitas Matahari

c. Ellipsoid bila ada komet besar mendekati Matahari

d. Menjadi tidak beraturan bila tidak ada gerhana Matahari

e. Lingkaran bila ada gerhana Matahari total

14. (OSK 2009) Korona Matahari yang diamati pada waktu gerhana Matahari total adalah…

a. Gas renggang yang terdiri dari ion dan elektron bertemperatur tinggi mencapai

sejuta derajat K, terdapat ion besi dan kalsium terbungkus dalam debu dingin di

sekitar matahari

b. Gas pada atmosfir Bumi yang menyebarkan cahaya Matahari

c. Gas komet yang terbakar di sekitar Matahari

d. Gas dan debu antar planet di sekitar Bulan yang menyebarkan cahaya Matahari

e. Cahaya zodiak

15. (OSK 2009) Pada zaman Mesir kuno, belum ada pengetahuan atau teknologi yang bisa

dipakai untuk mengukur jarak Bulan dan jarak Matahari dari Bumi, tetapi ada orang-

orang pintar pada zaman itu yang sudah bisa memperkirakan bahwa Bulan jauh lebih

dekat ke Bumi daripada Matahari. Bagaimana mereka dapat memperkirakan hal itu?

f. Matahari lebih terang dari Bulan sedangkan diameter sudutnya kurang lebih sama.

MODUL OSN ASTRONOMI

87

g. Gerhana Matahari menunjukkan bahwa diameter sudut Matahari hampir sama dengan

Bulan, karena Bulan yang menghalangi Matahari, maka dapat disimpulkan bahwa Bulan

lebih dekat.

h. Pada saat bulan berada pada kuartir pertama, sudut antara arah Bulan dan arah

Matahari mendekati 900.

i. Gerakan Matahari di langit lebih cepat daripada Bulan sedangkan berdasarkan fakta

gerhana, Matahari lebih jauh daripada Bulan.

j. Pernyataan di atas salah, karena pada zaman Mesir kuno orang sudah mengetahui

Bulan lebih dekat daripada Matahari tapi belum bisa mengetahui bahwa Bulan jauh

lebih dekat.

16. (SOP 2007) Sebuah kota di dekat ekuator mengalami fase bulan Purnama yang

berlangsung pada tanggal 4 Maret 2007 jam 06:17 WIB, pada waktu itu terjadi pula

Gerhana Bulan Total (GBT). Maka Gerhana Bulan Total yang berlangsung pada tanggal

tersebut akan dimulai

f) sekitar 30-40 menit sebelum jam 06:17 WIB

g) pada jam 06:17 WIB

h) sesudah jam 06:17 WIB

i) momen GBT bisa mulai 2 jam sebelum fase bulan Purnama

j) momen GBT bisa mulai 1 jam sesuda fase bulan Purnama

17. (SOP 2007) Dalam setahun bisa

a) tidak terjadi bulan purnama pada bulan Februari

b) selalu terjadi bulan purnama dalam bulan Februari

c) terjadi 2 bulan purnama dalam bulan Februari

d) terjadi bulan purnama pada bulan Februari bila jumlah Bulan Purnama dalam setahun

13

e) terjadi bulan purnama pada bulan Februari bila jumlah Bulan Purnama dalam setahun

13

18. (SOP 2007) Pada saat gerhana Bulan Total berlangsung kemungkinan diamater sudut

Umbra Bumi (dari titik pusat sumbu Umbra/Penumbra) dibanding dengan diameter sudut

Bulan adalah

a) 2.5 – 3 kali

b) 5 – 7.5 kali

c) 1 – 2 kali

d) 12.5 – 15.5 kali

MODUL OSN ASTRONOMI

88

e) sekitar 10 kali

19. (SOP 2007) Seorang astronot mendarat di permukaan Bulan yang tidak menghadap ke

Bumi pada saat lebaran. Maka astronot bisa mengamati

a) Bundaran Bumi dalam keadaan terang

b) Bundaran Bumi dalam keadaan gelap

c) Tidak memungkinkan melihat Bumi dari tempat pendaratan tersebut

d) Bumi dalam keadaan separuh terang

e) Bundaran Bumi yang bergantian terang toal dan gelap total dalam 12 jam

20. (SOP 2007) Pada saat musim gerhana

a) Posisi titik Aries selalu dekat Bulan

b) Posisi titik Aries selalu dekat Matahari

c) Kedekatan titik Aries terhadap Bulan saat gerhana Bulan

d) Saat gerhana Bulan dan Matahari titik Aries tidak mungkin dekat dengan Bulan atau

Matahari

e) Saat gerhana Bulan dan Matahari titik Aries mungkin dekat dengan Bulan atau

Matahari

21. (OSN 2007) Bulan memerlukan waktu paling tidak 2 menit untuk terbit dilihat dari Bumi.

Berapa lama Bumi memerlukan waktu untuk terbit dilihat oleh seorang pengamat dari

Bulan?

a. 2 menit

b. 4 menit

c. 6 menit

d. 8 menit

e. Bumi tidak terbit dan tidak tenggelam

22. (SOK 2006) Pernyataan yang BENAR tentang fase Bulan adalah

A. Bulan baru akan terbenam hampir bersamaan dengan Matahari terbenam

B. Bulan kuartir pertama berada di meridian ketika Matahari terbenam

C. Bulan purnama terbit ketika Matahari terbenam

D. Bulan kuartir ketiga terbit ketika Matahari terbit

E. Jawaban A, B dan C benar

MODUL OSN ASTRONOMI

89

23. (SOK 2006) Diketahui bahwa fase bulan purnama pada saat gerhana bulan penumbra 24

April 2005 berlangsung pada jam 17:07:33 WIB. Fase bulan purnama itu akan berlang-

sung lagi pada sekitar tanggal 24 April pada tahun

A. tahun depan B. tahun 2024

C. tahun 2008 D. tahun 2010

E. tidak mungkin terjadi pada tanggal yang sama lagi

24. (SOK 2006) Pada saat Bulan mencapai deklinasi maksimum dan minimum

A. tidak mungkin terjadi gerhana Bulan

B. tidak mungkin terjadi gerhana Matahari

C. bisa terjadi gerhana Bulan dan gerhana Matahari

D. tidak mungkin terjadi gerhana Bulan dan Matahari

E. hanya terjadi gerhana bila deklinasi Bulan minimum

25. (SOP 2006) Total solar eclipse occurs more frequently than lunar eclipse, but few

people have seen total solar eclipse, while many people have seen total lunar eclipse. This

is because

a. Total solar eclipse occurs in day time, while total lunar eclipse occurs at night time

b. Total solar eclipse can occurs in every new moon and total lunar eclipse can also

occurs in every full moon

c. Total solar eclipse always occurs in every new moon, while total lunar eclipse does

not always occur in every full moon

d. Total solar eclipse does not always occur in every new moon, while total lunar eclipse

always occur in every full moon

e. Total solar eclipse can only be seen from small part of the Earth, while total lunar

eclipse can be seen from much larger parts of the Earth which is on night time

MODUL OSN ASTRONOMI

90

26. (OSN 2006) Diketahui gaya tarik gravitasi oleh Bulan adalah Fm. Bila sebuah satelit

berada pada lokasi antara Bumi–Bulan dan pada saat itu terjadi Gerhana Matahari Total,

maka satelit akan mengalami gaya tarik gravitasi oleh Bulan dan Matahari sebesar

a. 51 Fm

b. 101 Fm

c. 181 Fm

d. 301 Fm

e. 401 Fm

27. (OSN 2006) Diketahui Fm adalah gaya pasang surut oleh Bulan dan Fs adalah gaya pasang

surut oleh Matahari. Jika pada lokasi di atas zenit pengamat terdapat Bulan Purnama,

maka pengamat tersebut akan mengalami gaya pasang surut sebesar

a. 1,465 (Fm – Fs)

MODUL OSN ASTRONOMI

91

b. 1,465 Fm

c. 1,465 Fs

d. 1,465 (Fm / Fs)

e. 1,465 (Fs / Fm)

28. (SOK 2005) Gerhana Bulan tidak terjadi setiap bulan, karena:

a. tidak dapat terjadi setelah Matahari terbenam

b. orbit Bulan tidak lingkaran tapi eliptik

c. orbit Bulan dan Bumi tidak berada pada bidang yang sama

d. tidak dapat terjadi pada jarak terjauh Bulan – Bumi

e. tidak dapat terjadi pada fase Bulan baru

29. (SOP 2005) Lebar maksimum jalur Gerhana Matahari Total dicapai saat:

A. Bulan di perigee dan Bumi di aphelion

B. Bulan di perigee dan Bumi di perihelion

C. Bulan di apogee dan Bumi di aphelion

D. Bulan di apogee dan Bumi di perihelion


30. (SOP 2005) Joko melihat bulan 3 hari sebelum lebaran Idul Fitri. Ini berarti

A. Joko melihatnya pada pagi hari

B. Joko melihatnya pada sore hari

C. Joko melihatnya pada tengah Malam

D. Joko melibatnya pada siang hari

E. Joko salah mengamati

31. (OSN 2006) Posisi lintang dan bujur geografis kota Semarang masing-masing adalah 06º

58 LS dan 110º 25 BT. Pada tanggal 7 September 2006 akan terjadi gerhana Bulan

sebagian yang akan tampak dari kota Semarang. Data gerhana Bulan sebagian ini

diperlihatkan di bawah (lihat lampiran Partial Lunar Eclipse of 2006 September 07).

a) Apabila langit cerah, berapa lama (nyatakan dalam satuan jam) pengamat di kota

Semarang akan memperoleh kesempatan mengamati gerhana Bulan tersebut ?

[Pergunakan data posisi Bulan RA (asensiorekta) = 23j 06m 35d,5 dan Dec. (Deklinasi)

= –06º 44 25,7]?

b) Momen gerhana Bulan apa saja yang mungkin dapat diamati dari kota Semarang?

MODUL OSN ASTRONOMI

92

c) Tentukan perbandingan kesempatan pengamatan gerhana Bulan tersebut untuk

seorang Pengamat pada posisi lintang geografis 50º LU dan bujur geografis 110º 25

BT dan seorang Pengamat pada posisi lintang geografis 50º LS dan bujur geografis

110º 25 BT bila hendak mengamati gerhana Bulan sebagian tersebut .

d) Tentukan kapan gerhana Bulan seri Saros 118 itu yang pernah bisa diamati pengamat

di kota Semarang?

e) Apabila gerhana Bulan sebagian 7 September 2006 terjadi pada pertengahan bulan

Sya‘ban 1427 H, tentukan bulan dan tahun Hijriah gerhana Bulan seri Saros 118 itu

yang pernah bisa diamati pengamat di kota Semarang?

32. (SOP 2004) Gerhana Bulan dikelompokkan menjadi …………………

A. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian, gerhana Bulan umbra dan gerhana Bulan

penumbra

B. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian dan gerhana Bulan penumbra

C. gerhana Bulan total dan gerhana Bulan sebagian

D. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian dan gerhana Bulan umbra

E. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian dan gerhana Bulan cincin

33. (SOP 2004) Gerhana Matahari total akan mempunyai waktu paling panjang saat

…………………

A. Matahari berada pada jarak paling dekat dan Bulan pada jarak paling dekat

B. Matahari berada pada jarak paling jauh dan Bulan pada jarak paling dekat

C. Matahari berada pada jarak paling dekat dan Bulan pada jarak paling jauh

D. Matahari berada pada jarak paling jauh dan Bulan pada jarak paling jauh

E. semua salah

34. (SOP 2004) Saat gerhana Matahari total, kita dapat melihat di sekeliling piringan

Matahari lapisan

A. Fotosfer

B. Kromosfer

C. Korona

D. Ionosfer

E. Termosfer

MODUL OSN ASTRONOMI

93

35. (SOP 2004) Apabila Bulan diletakkan pada jarak 10 kali lebih jauh dari jarak sekarang,

apakah gerhana Bulan total dan gerhana Matahari total masih akan terjadi? Jelaskan!

Diketahui jarak rata-rata BumiBulan 384.400 km, jarak rata-rata BumiMatahari150

juta km, jari-jari Bumi 6.400 km, jari-jari Matahari 700.000 km, dan jari-jari Bulan

1.740 km.

36. (SOP 2004) Mengapa misi Apollo ke Bulan selalu mendarat pada sisi Bulan yang sama?

37. (SOP 2004) Mengapa gerhana (Matahari dan Bulan) total tidak selalu terjadi setiap

bulan ?

38. (SOP 2004) Selama gerhana Bulan total, ada penampakan yang menarik, yaitu Bulan

tampak berwarna kemerah-merahan. Mengapa hal ini dapat terjadi ?

39. (OSN 2004) Gerhana Matahari Total lebih sering terjadi daripada Gerhana Bulan, tetapi

hanya sedikit orang yang pernah menyaksikan Gerhana Matahari Total, sementara lebih

banyak orang yang menyaksikan Gerhana Bulan Total. Jelaskan kenapa?

40. (OSN 2004) Fenomena pasang-surut permukaan air laut di Bumi tidak lain terjadi akibat

gaya gravitasi Bulan dan Matahari terhadap Bumi.

a. Lebih besar mana pengaruh gravitasi Bulan ataukah Matahari?

b. Gambarkan fenomena tersebut dalam diagram sederhana dengan mengandaikan

seluruh permukaan Bumi ditutupi lautan, dan berilah penjelasan.

c. Mengapa setiap harinya suatu posisi di Bumi mengalami dua kali pasang dan dua kali

surut? Buatlah empat buah gambar yang melukiskan urut-urutan kejadian tersebut

MODUL OSN ASTRONOMI

94

MATAHARI DAN AKTIVITASNYA

Clara Y. Yatini

Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional

Jl. Dr. Junjunan 133 Bandung

email: [email protected]

1. Pendahuluan Sebagai pusat tata surya, matahari merupakan bintang yang paling dekat dengan bumi. Oleh sebab itu matahari merupakan sumber panas dan cahaya di bumi, sehingga perubahan-perubahan yang terjadi di matahari akan memberikan dampak juga di bumi. Pengetahuan mengenai matahari sangat diperlukan karena sebagai bintang yang paling dekat dengan bumi, matahari relatif lebih ’mudah’ diamati dibandingkan bintang-bintang yang lain sehingga membuka jalan bagi manusia untuk mempelajari alam semesta.

Matahari membangkitkan energinya dipusatnya, dengan melakukan rekasi nuklir, merubah inti hidrogen menjadi helium dan seterusnya, sehingga dapat dikatakan sebagai laboratorium fisika yang sangat besar. Energi yang dibangkitkan ini kemudaian akan dipancarkan keluar. Energi ini juga akan sampai di bumi, dan akan sangat mempenaruhi lingkungan bumi. Perubahan iklim dalam jangka panjang ditengarai juga merupakan akibat aktivitas matahari ini.

Sejumlah partikel berenergi yang dilepaskan dari matahari, baik itu berupa angin surya, lontaran massa korona (CME), maupun flare dapat mempengaruhi lingkungan bumi, baik secara langsung maupun tidak langsung. Partikel berenergi yang terlontar dapat mempengaruhi orbit dan operasional satelit, dan dapat pula mempengaruhi umur (life time) satelit. Komunikasi yang memanfaatkan lapisan ionosfer bumi, yaitu komunikasi radio frekuensi tinggi dan navigasi berbasis satelit, juga akan terganggu. Survey geomagnet yang seringkali digunakan untuk mencari sumber-sumber mineral juga terpengaruh. Aurora yang terjadi di kutub juga merupakan akibat dari aktivitas matahari.

Berdasarkan akibat-akibat yang ditimbulkannya, maka sangat penting bagi manusia untuk mempelajari matahari, terutama untuk mengantisipasi dampak-dampak buruk yang dapat diakibatkan oleh aktivitasnya.

2. Bagian-Bagian Matahari Matahari terdiri dari bagian-bagian penting yaitu sebagai berikut:

a. Bagian dalam matahari (solar interior) b. Fotosfer (permukaan matahari) c. Kromosfer d. Korona

2.1. Bagian dalam matahari (solar interior)

Bagian dalam matahari terdiri dari inti matahari, daerah radiatif, lapisan antara (interface layer), dan daerah konvektif. Di bagian inti terjadi reaksi inti yang mengubah hidrogen menjadi helium. Reaksi ini menghasilkan energi yang nantinya akan dilepaskan oleh matahari. Temperatur di inti mencapai 15.000.000 °C dengan kerapatan yang sangat besar, yaitu mencapai 150 g/cm3.

Energi yang dihasilkan di inti secara radiasi dipancarkan melalui zona radiatif. Di akhir daerah ini kerapatan turun dengan drastis hingga mencapai 0.2 g/cm3 dan temperaturnya menjasi 2.000.000 °C. Setelah zona radiatif ini terjadi perubahan kecepatan aliran fluida yang akan memperkuat garis gaya medan magnetik. Penelitian memperlihatkan bahwa pada lapisan ini dibentuk medanmagnet yang ada di matahari. Lapisan ini disebut sebagai tachocline (lapisan antara).

MODUL OSN ASTRONOMI

95

Bagian paling luar dari interior matahari adalah zona konvektif. Di sini energi dibawa ke permukaan matahari secara konveksi. Di permukaan matahari suhunya turun menjadi 5700°K dan kerapatannyapun menjadi sangat rendah, yaitu 0,0000002 g/cm3. Profil kerapatan dan temperatur di bagian dalam matahari diperlihatkan pada gambar 2.1.

Gambar 2.1. Profil kerapatan (kiri) dan temperatur (kanan) di bagian dalam matahari (sumber: Marshall Space Flight Center)

2.2. Fotosfer

Permukaan matahari yang terlihat disebut sebagai fotosfer (gambar 2.2). Fotosfer in berupa gas dan tebalnya ‘hanya’ 100 km. Matahari berotasi dengan kecepatan yang tidak sama antara bagian kutub dan bagian ekuator, yang disebut dengan rotasi diferensial. Di bagian ekuator, matahari berotasi lebih cepat, yaitu dalam 27 hari, sedangkan di kutub periode rotasinya adalah sekitar 30 hari. Dengan menggunakan teleskop, fitur yang tampak di permukaan matahari ini antara lain adalah bintik matahari, fakula, granula, dan supergranula. Berikut in adalah beberapa fitur yang tampak di permukaan matahari.

2.2.1. Bintikmatahari (sunspot)

Bintik matahari merupakan tampakan gelap di permukaan matahari, karena temperaturnya yang lebih rendah dari sekelilingnya (sekitar 3600 K). Bintik matahari merupakan daerah di fotosfer yang mempunyai medan magnetik yang kuat. Bintik matahari dapat bertahan dengan kalahidup yang sangat bervariasi, dari beberapa hari hingga beberapa minggu. Pada umumnya bintik matahari terbentuk akibat puntiran medan magnet yang disebabkan oleh rotasi diferensial, dan terbentuk dalam suatu kelompok yang disebut daerah aktif yang mempunyai dua polaritas yang berlawanan. Bintik matahari terdiri dari bagian tengah yang gelap yang disebut umbra dan tepi yang kurang gelap yang disebut penumbra (gambar 2.3).

Gambar 2.2. Fotosfer (permukaan matahari) yang tampak

(sumber: Solar and Heliospheric Observatory)

MODUL OSN ASTRONOMI

96

Gambar 2.3. Struktur bintik matahari

2.2.2. Fakula

Fakula tampak seperti benang-benang gelap di permukaan matahari, seperti halnya bintik, fakula juga merupakan manifestasi medan magnetik, akan tetapi lebih lemah dari pada medan magnetik di bintik matahari.

2.2.3. Granula dan Supergranula

Granula tampakseperti sel-sel yang menutupi seluruh permukaan matahari (lihat gambar 2.4), kecuali di daerah bintik matahari. Granula merupakan akibat dari proses konveksi. Fluida yang panas muncul ke matahari, kemudian mendingin dan kembali lagi ke bawah. Granula berdiameter sekitar 1000 km. Sedangkan supergranula mempunyai ukuran yang lebih besar, yaitu sekitar 35000 km, dan mempunyai umur yang lebih panjang, yaitu sekitar 1 atau 2 hari, dibandingkan dengan granula yang hanya sekitar 20 menit.

Gambar 2.4. Struktur granula di fotosfer matahari (Sumber: Marshall Space Flight Center)

2.3. Kromosfer

Terletak di atas fotosfer, lapisan ini mempunyai temperatur yang lebih tinggi, sekitar 20000°C. Kromosfer umumnya diamati dalam panjang gelombang Hα. Pada kromosfer tampak adanya chromospheric network, plage, fakula dan prominens. Plage tampak sebagai daerah yang terang, sedangkan fakula tampak seperti benang-benang gelap di permukaan matahari, dan bila terdapat di tepi disebut sebagai prominens.

2.4. Korona Lapisan terluar dari atmosfer matahari adalah korona. Temperatur dilapisan ini mencapai lebih dari satu juta derajat. Perbedaan panas yang sedemikian besar dengan kromosfer merupakan pertanyaan yang sampai sekarang belum terjawab seluruhnya. Pada korona juga terdapat lubang korona (coronal hole) yang merupakan tempat medan magnetik yang terbuka. Angin matahari yang berkecepatan tinggi berasal dari lubang korona.

3. Aktivitas Matahari Matahari mempunyai aktivitas yang terus menerus. Aktivitasnya bervariasi dari jam-an, hariaan, bahkan sampai bertahun-tahun. Aktivitas matahari yang paling umum dikenal adalah yang mempunyai periode

MODUL OSN ASTRONOMI

97

11 tahun-an. Dari semua aktivitasnya, yang tampaknya paling berperan adalah medan magnetik yang ada di matahari.

3.1. Medan Magnetik di Matahari

Medan magnetik matahari dibangkitkan di bagian dalam matahari, di lapisan tachocline. Medan magnetik terbentuk akibat aliran ion dan elektron yang bermuatan. Medan magnetik ini dapat digunakan untuk menjelaskan berbagai fenomena di matahari. Misalnya, bintik matahari merupakan tempat medan magnetik yang kuat di permukaan matahari. Siklus bintik juga merupakan akibat dari medan magnetik matahari yang berubah. Prominens muncul dari permukaan matahari karena dibawa oleh medan magnetik. Fenomena di medium antar planet juga berkaitan dengan medan magnetik dari matahari. Oleh karena itu pemahaman tentang medan magnetik ini akan menjadi sangat penting.

3.2. Bintik Matahari

Bintikmatahari merupakan daerah di permukaan matahari yang tampak lebih gelap dari pada sekelilingnya. Banyaknya bintik bervariasi, tergantung pada tingkat aktivitas matahari. Pada saat matahari tenang, jumlah bintik sedikit, akan tetapi sebaliknya pada saat matahari aktivitasnya tinggi, jumlah bintik juga makin banyak.

Jumlah bintik di permukaan matahari umumnya dinyatakan dengan bilangan sunspot (sunspot number) yang dihitung menggunakan persamaan

)10( fgkR (3.1)

dengan R : bilangan sunspot

k : konstanta; bergantung pada peralatan dan pengamat

g : banyaknya grup bintik

f : banyaknya bintik individu

Bintik matahari mempunyai siklus yang periodenya berkisar antara 9 – 12 tahun (gambar 2.4 kiri). Bintik matahari terbentuk di daerah lintang tinggi, dankemudian dalam perjalanannya akan makin mendekati ekuator. Gambaran ini terlihat jelas pada diagram kupu-kupu (butterfly diagram) pada gambar 2.4 sebelah kanan.

Gambar 2.4. Siklus bintik matahari sejak tahun 1700 (kiri) dan diagram kupu-kupu yang menunjukkan posisi bintik matahari dalam siklusnya (kanan) (sumber : Marshall Space Flight Center)

MODUL OSN ASTRONOMI

98

3.3. Flare

Flare adalah ledakan besar di matahari yang memancarkan energi yang sangat besar (contohnya pada gambar 2.5). Pada umumnya flare terjadi di daerah aktif di matahari, yaitu di sekitar bintik matahari. Flare melepaskan energi dalam berbagai panjang gelombang, mulai dari orde 10-10cm sampai dengan orde 106 cm, dan dalam berbagai bentuk, elektromagnetik, partikel energetik, dan aliran materi. Terjadinya flare sangat berkaitan dengan medan magnetik di matahari.

Flare dikelompokkan dalam beberapa kelas. Secara optik flare dikelompokkan berdasarkan luasnya dalam Hα, yang sering disebut dengan importansi. Kelasnya adalah kelas S (subflare), 1, 2, 3, dan 4. Selain pengelompokan ini, flare juga dikelompokkan berdasarkan energi maksimumnya dalam sinar X, yaitu kelas B, C, M, dan X, dengan energi maksimumnya berturut-turut adalah 10-7, 10-6, 10-5, 10-4 Watt/m2.

Gambar 2.5. Flare (sumber: Marshall Space Flight Center)

3.4. Lontaran Masa Korona (CME)

Lontaran massa korona (coronal mass ejection) yang sering disingkat sebagi CME adalah lontaran materi dari matahari dalam jumlah yang besar mengikuti garis-garis medan magnetik dan berlangsung selama beberapa jam. CME mulai dikenal sejak tahun 1973 dengan pengamatan yang dilakukan oleh 7th Orbiting Solar Observatory (OSO 7). Contoh CME dapat dilihat pada gambar 2.6.

CME seringkali terjadi bersama-sama dengan flare atau prominens. Namun demikian ada juga yang terjadi tanpa flare. Jumlah kejadian CME sesuai dengan siklus sunspot. Pada saat matahari minimum kira-kira hanya ada 1 CME per minggu. Akan tetapi saat matahari maksimum dalam satu hari dapat terjadi rata-rata 2 sampai 3 CME per hari.

Gambar 2.6. CME pada tanggal 4 November 2003 (sumber: Solar and Heliospheric Observatory)..

CME juga memegang peranan penting dalam hubungan matahari-bumi, terutama untuk jangka pendek. CME dapat mempengaruhi medan magnetik bumi, yang mengakibatkna badai geomagnetik. CME juga dapat mengganggu orbit dan opersional satelit. Di ionosfer, CME dapat menyebabkan terganggunya bahkan putusnya komunikasi radio dan komunikasi satelit.

3.5. Angin Matahari

Matahari memancarkan aliran partikel-partikel yang disebut sebagai angin matahari (solar wind). Partikel-partikelnya terutama adalah proton dan elektron dengan kecepatan rata-rata sekitar 400 km/detik. Kecepatannya bahkan bisa mencapai 800 km/detik bila berasal dari lubang korona. Sumber angin matahari adalah korona. Di korona temperaturnya sangat tinggi sehingga gravitasi matahari tidak dapat menahan partikel-partikel tersebut dan lepas bersama garis-garis medan magnetik matahari.

MODUL OSN ASTRONOMI

99

Interaksi antara medan magnet bumi dengan angin matahari dapat menyebabkan timbulnya badai di magnetosfer bumi. Aurora yang tampak di kutub (aurora borealis dan aurora australis) adalah akibat dari partikel-partikel angin matahari ini. Di ruang angkasa angin matahari ini akan membentuk heliosfer.

4. Penutup Sebagai sumber energi dan gangguan di lingkungan bumi, matahari memang tetap harus diteliti lebih dalam. Variasi di matahari yang berlangsung dalam waktu singkatpun harus tetap mendapat perhatian, karena perubahan apapun yang terjadi matahari pasti akan mempengruhi lingkungan bumi.

Masih banyak hal yang harus dipecahkan ataupun ditemukan jawabannya berkaitan dengan aktivitas matahari. Perubahan suhu dari kromosfer ke korona yang begitu drastis, proses terbentuknya flare, dan terjadinya siklus bintik matahari masih menunggu untuk ditemukan jawabannya. Proses penelitian ilmiah dengan observasi yang makin canggih diharapkan dapat menjawab permasalahan mengenai matahari ini.

Pustaka

Freeman, J.W., 2001, Storms in Space, Cambridge University Press.

Friedmann, H., 1986, Sun and Earth, Scientific American Library

Giovanelli, R., 1984, Secrets of the Sun, Cambridge University Press

Marshall Space Flight Center, http://science.nasa.gov/

Phillips, K.J.H., 1992, Guide to the Sun, Cambridge University Press

Solar and Heliospheric Observatory, http://sohowww.nascom.nasa.gov/

Zirin, H., 1988, Astrophysics of the Sun, Cambridge University Press

http://science.nasa.gov/

http://sohowww.nascom.nasa.gov/

MODUL OSN ASTRONOMI

100

FISIKA BINTANG

BINTANG SEBAGAI BENDA HITAM

Benda hitam adalah suatu benda yang hanya memancarkan energi tanpa menyerap

energi atau benda yang hanya menyerap energi tanpa memancarkan energi

Benda hitam yang memancarkan energi (seperti bintang), maka jumlah energi total

yang dipancarkan setiap detiknya ke segala arah (disebut Luminositas) dapat

dirumuskan sebagai (Hukum Stefan Boltzman) :

Dengan: σ ≡ tetapan Stefan Boltzman (5,67 x 10-8 W.m-2.K-4), e ≡ koefisien benda

hitam (untuk bintang e = 1), R ≡ Jari-jari bintang, T ≡ Suhu mutlak benda hitam

(dalam Kelvin).

Suhu bintang yang dihitung melalui Hukum Stefan Boltzman tersebut disebut suhu

efektif.

Energi yang dipancarkan ini mencakup seluruh panjang gelombang elektromagnetik

(dari gelombang radio sampai sinar gamma)

Tetapi ada panjang gelombang tertentu yang dipancarkan dengan intensitas yang

lebih besar (disebut λmax)yang memiliki kebergantungan terhadap suhunya. Lihat

grafik di bawah ini :

Hubungan antara λmax dan T disebut Hukum Wien, yaitu : λmax. T = k,

Dengan k ≡ konstanta Wien = 2,898 x 10-3 m.K

MODUL OSN ASTRONOMI

101

SPEKTRUM BINTANG SEBAGAI RADIASI BENDA HITAM

Energi yang dipancarkan bintang berupa radiasi gelombang elektromagnetik yang

mencakup seluruh rentang panjang gelombang :

Spektrum gelombang elektromagnet, atau biasa disebut spektrum cahaya umumnya

dapat dibagi sebagai berikut:

1) Sinar gamma, dengan frekuensi Hz 1010 2519 .

2) Sinar-X dengan frekuensi Hz 1010 2016 .

3) Sinar ultraviolet dengan frekuensi Hz 1010 1815 .

MODUL OSN ASTRONOMI

102

4) Sinar tampak (visual) dengan frekuensi Hz 105,7104 1414 , atau sekitar

8003 Å – 5007 Å. Spektrum sinar tampak ini adalah sinar yang dapat dilihat oleh

mata manusia, dan terbagi menjadi spektrum merah, jingga, kuning, hijau, biru,

nila dan ungu.

5) Sinar inframerah dengan frekuensi Hz 1010 1411 .

6) Gelombang mikro dengan frekuensi Hz 1010 128 , seperti gelombang radar dan

gelombang televisi.

7) Gelombang radio dengan frekuensi Hz 1010 84

Hubungan frekuensi dengan panjang gelombang dari gelombang elektromagnetik

adlaah sbb :

, dengan c adalah kecepatan cahaya (c = 3 x 108 m/s)

Diantara seluruh panjang gelombang tersebut, yang bisa mencapai permukaan bumi

hanyalah gelombang radio dan gelombang cahaya tampak, karena itu teleskop landas

bumi hanyalah menangkap kedua jenis gelombang tersebut.

Untuk dapat mendeteksi gelombang yang lain maka harus naik lebih tinggi lagi atau ke

ruang angkasa

PENGUKURAN JARAK DENGAN CARA PARALAKS

Paralaks adalah gerak semu bintang (terhadap bintang latar belakang) karena gerak orbit

bumi terhadap matahari

Perhatikan segitiga siku-siku Bintang X, Matahari dan Bumi, maka

MODUL OSN ASTRONOMI

103

Karena sudut p sangat kecil (dalam radian), maka dapat dinyatakan sebagai berikut :

p bisa dinyatakan dalam detik busur , karena 1 radian = 206265 detik busur, maka

persamaan di atas menjadi :

Jika jarak bumi-matahari dBM , dinyatakan dalam Satuan Astronomi (SA), maka dBM =

1, sehingga persamaan di atas menjadi (p dalam radian) :

Untuk menyederhanakan rumus tersebut, dipilih satuan parsec (Parallax Second), biasa disingkat dengan pc. 1 parsec didefinisikan sebagai jarak sebuah bintang yang

parallaksnya 1 detik busur dan jaraknya 206265 AU.

Maka, jika parallax p dalam detik busur, sedangkan jarak bintang d dalam parsec

(pc), maka formulasinya menjadi sebagai berikut :

Satuan lain yang digunakan dalam astronomi adalah tahun cahaya (light year, ly).

Tahun Cahaya adalah seberapa jauh jarak yang ditempuh cahaya, selama satu tahun.

6 Paralaks bintang terdekat :

Bintang Paralaks (“) Jarak (Pc) Jarak (t.c.)

Proxima Centauri 0,76 1,31 4,27

Alpha Centauri 0,74 1,35 4,40

Barnard 0,55 1,81 5,90

Wolf 359 0,43 2,35 7,66

Lalande 21185 0,40 2,52 8,22

Sirius 0,38 2,65 8,64

GERAK DIRI BINTANG

Matahari bersama bintang-bintang lain melakukan gerakan rotasi mengelilingi pusat

galaksi dengan kecepatan sekitar 200-300 km/s.

Selain itu bintang juga memiliki gerak lokal dengan kecepatan sekitar 10 km/s.

Gerakan bintang di dalam ruang tersebut terlihat dari bumi dinamakan ‗proper motion‘

(gerak sejati = μ) bintang

MODUL OSN ASTRONOMI

104

Proper motion bintang sangat kecil, lebih kecil dari 10‖/tahun (yang terbesar Bintang

Barnard 10‖,25 per tahun)

Kecepatan Tangensial

Dari gambar di samping, dapat

diperoleh hubungan :

Jika μ (―/th) dan d (Pc) dan Vt

(km/s), maka :

Kecepatan Radial

Kecepatan radial bintang dapat

diperoleh dari analisis Doppler dari

spektrum bintang.

Dari perumusan efek Doppler,

diperoleh hubungan :

c = kecepatan cahaya

Δλ = λdiamati – λdiam

Δλ negatif : blue shift (mendekat), Δλ positif : red shift (menjauh)

Kecepatan Total (Kecepatan Gerak Bintang)

Dengan mengetahui kecepatan tangensial Vt dan kecepatan radial Vr, maka kecepatan

bintang dalam ruang (relatif terhadap kecepatan bumi) dapat diketahui :

dVt

dVt 74,4

c

Vr

diam

22

rt VVV

MODUL OSN ASTRONOMI

105

FLUKS BINTANG

Fluks (F) dalam astronomi memiliki tiga pengertian, yaitu :

1) Besarnya energi dari bintang yang dipancarkan oleh tiap satuan luas permukaan

bintang :

Dengan R adalah jari-jari bintang! Satuan F ≡ Watt/m2

2) Besarnya energi bintang yang diterima oleh pengamat pada jarak tertentu

(disebut juga iradiansi) :

Dengan d adalah jarak bintang - pengamat! Satuan F ≡ Watt/m2. Energi matahari

yang diterima oleh Bumi disebut konstanta Matahari, yang besarnya 1,368 x 103

W/m2

3) Besarnya energi matahari yang diterima oleh planet (luasnya permukaan planet

yang menerima energi berbentuk lingkaran)

Dengan d adalah jarak matahari – planet dan R adalah jari-jari planet. Satuan F ≡

Watt

Albedo (Al) adalah perbandingan antara energi yang dipantulkan planet (Fpantul) dengan

energi yang diterima planet (Eterima) dari matahari :

TERANG BINTANG

Hipparchus (160 - 127 B.C.) mengelompokkan bintang menurut terangnya, yaitu :

Bintang paling terang magnitudo = m = 1

Bintang paling lemah magnitudo = m = 6

John Herschel kepekaan mata menilai terang bintang bersifat logaritmik.

Bintang dengan m = 1 adalah 100 kali lebih terang dari bintang dengan m = 6

Pogson (1856) memberi perumusan terang bintang secara matematis

m1 = 1 Energi yang dipancarkan E1

m2 = 6 Energi yang dipancarkan E2

Setiap selisih magnitudo = 5, maka perbedaan terang 100 kali, jadi :

)(

2

1 21512,2mm

E

E

2

121 log5,2

E

Emm

5

2

1 12100 nnE

E mm

512,21005 n

MODUL OSN ASTRONOMI

106

Magnitudo Bintang Sirius,

m = -1.41

Magnitudo Bulan Purnama,

m = -12.5

Magnitudo Matahari, m = -

26.5

Contoh soal : Berapa kali lebih terangkah bintang dengan magnitudo 1 dibandingkan

dengan bintang bermagnitudo 5 ?

Jawab :

Jika ada sebuah bintang sebagai bintang acuan yang diketahui magnitudonya, maka

magnitudo bintang lain bisa ditentukan :

Jika dua buah bintang dibandingkan Luminositasnya, maka diperoleh :

Jika dua buah bintang dibandingkan fluksnya maka diperoleh :

MAGNITUDO MUTLAK

Didefinisikan Magnitudo Mutlak adalah magnitudo bintang yang diukur dari jarak 10

parsec, maka rumus Pogson menjadi :

Dengan d adalah jarak bintang dalam parsec

BERBAGAI JENIS MAGNITUDO

Magnitudo bintang yang ditentukan dengan cara visual disebut magnitudo visual

Magnitudo bintang yang diukur dengan perlatan yang diberi filter (hanya melewatkan

satu panjang gelombang tertentu saja) disebut berdasarkan filternya, misalanya

magnitudo biru, magnitudo kuning, magnitudo ungu, dll.

Magnitudo Biru (mB (B) dan MB) dan magnitudo visual (mV dan MV) adalah magnitudo suatu

bintang dihitung berdasarkan panjang gelombang biru (3500 Å). Rumus Pogson untuk

magnitudo biru dan visual adalah

2

121 log5,2

E

Emm

)(

2

1 21512,2mm

E

E kali

E

E8,39512,2512,2 4)51(

2

1

4

2

4

1

2

2

2

1

2

1

T

T

R

R

L

L

4

2

4

1

2

2

2

1

2

1

2

2

2

1

T

T

R

R

d

d

E

E

dMm log55

MODUL OSN ASTRONOMI

107

BBB CEm log5,2

VVV CEm log5,2

CV dan CB adalah suatu konstanta yang sedemikian rupa sehingga mV = mB. Bintang Vega

dengan kelas spektrum A0 dipilih sebagai standar, yaitu mV Vega = mB Vega.

Kuantitas CB dan CV ini dirumuskan sebagai B-V (indeks warna), sehingga diperoleh V = B –

(B-V). Disebut indeks warna karena nilai B-V ini menunjukkan warna bintang, makin biru

bintang (makin panas), makin negatif indeks warnanya begitu pula sebaliknya makin merah

bintang (makin dingin) makin positif indeks warnanya.

Dalam sistem UBV dari Johnson dan Morgan dikenal 3 macam magnitudo menurut

kepekaan panjang gelombangnya (panjang gelombang efektif), yaitu magnitudo ungu (U)

pada m 1050,3 7U , magnitudo biru (B) pada m 1035,4 7B dan magnitudo visual

(V) pada m 1055,5 7V . Jadi indeks warna pada U – B dan B – V dapat dihitung

dengan membandingkan energi radiasi pada masing-masing panjang gelombang.

Rumus aproksimasi indeks warna dan temperatur dari sebuah bintang yaitu:

TVB

709071,0

MAGNITUDO BOLOMETRIK

Magnitudo bolometrik adalah magnitudo rata-rata bintang diukur dari seluruh panjang

gelombang. Rumus Pogson untuk magnitudo bolometrik adalah :

bolbolbol CEm log5,2

dMbolmbol log55

Koreksi antara magnitudo visual dan magnitudo bolometric dituliskan:

mV – mbol = BC. Nilai BC ini disebut Bolometric Correction , dengan demikian mbol = mV

- BC.

Untuk bintang yang sangat panas, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah

ultraviolet, sedangkan untuk bintang yang sangat dingin, sebagian besar energinya

dipancarkan pada daerah inframerah (hanya sebagian kecil saja pada daerah visual).

Untuk bintang-bintang seperti ini, harga BC – nya bernilai besar, sedangkan untuk

bintang-bintang yang temperaturnya sedang, yang mana sebagian besar radiasinya pada

daerah visual) harga BC – nya kecil, seperti pada Matahari ( 3005 Å).

Hubungan antara BC dan B – V untuk deret utama dapat digambarkan dalam grafik

berikut:

MODUL OSN ASTRONOMI

108

PENYERAPAN CAHAYA BINTANG

Cahaya bintang yang sampai ke Bumi tentu akan mengalami penyerapan yang disebabkan

oleh Materi antar Bintang dan oleh atmosfir Bumi

PENYERAPAN OLEH ATMOSFER BUMI

Partikel gas dalam atmosfer akan menyerap cahaya tadi sehingga cahaya yang sampai

pada pengamat di Bumi akan berkurang dan bintang akan nampak lebih redup,

Cara terbaik untuk mengoreksi penyerapan oleh atmosfer adalah dengan mengukur

bintang standar yang ada di daerah bintang yang akan diukur (bintang program).

Rumus yagn digunakan adalah sbb. :

)sec(sec086,1 21

210

ss

ss mm

ppp mm sec086,1 00

dimana 1sm adalah magnitudo bintang standar saat barada pada 1s , 2sm adalah

magnitudo bintang standar saat berada pada 2s , p adalah jarak zenith bintang

program, pm adalah magnitudo bintang program setelah penyerapan dan 0m adalah

magnitudo bintang program sebelum penyerapan.

PENYERAPAN OLEH MATERI ANTAR BINTANG (MAB)

Gas dan debu (disebut Materi Antar Bintang – MAB) yang bertebaran di ruang

angkasa juga menyerap energi bintang

Koreksi magnitudo untuk penyerapan ini diberi simbol AV, yakni pengurangan

magnitudo tiap parsec.

Magnitudo yagn terukur di Bumi adalah magnitudo setelah penyerapan terjadi, untuk

itu nilai B – V adalah nilai sesudah penyerapan dan nilai sebelum penyerapan (B – V)0

disebut warna intrinsic.

Grafik antara koreksi bolometrik dan indeks warna.

MODUL OSN ASTRONOMI

109

Perbandingan (selisih) antara (B – V) dan (B – V)0 disebut ekses warna (E(B-V) atau

EBV)

Besarnya koefisien adsorbsi MAB (R) umumnya adalah 3,2. Besarnya intensitas

cahaya yang terabsorbsi juga tergantung dari intensitas asli bintang itu, sehingga :

BVV ERA

Selisih antara magnitudo semu visual (mV atau V) sesudah dan sebelum penyerapan

adalah

VAVV 0 , dengan V0 adalah magnitudo sebelum penyerapan dan V adalah magnitudo

sesudah penyerapan.

Adapun magnitudo semu biru sebelum penyerapan (B0) adalah

000 )( VBVB

Dan untuk penghitungan sistem magnitudo ungu dapat dihitung dengan:

72,0)(

)(

VBE

BUE

PELEMAHAN ENERGI BINTANG OLEH MATERI ANTAR BINTANG

Energi bintang sebenarnya mengalami pelemahan ketika sampai ke permukaan bumi,

yaitu :

1) Oleh Materi Antar Bintang, yaitu partikel/ion/debu yang berada di ruang antar

bintang. Hal ini akan menghalangi/menyerap/menghamburkan cahaya bintang yang

ada di belakangnya.

2) Oleh atmosfir bumi.

Partikel/gas pada atmosfer bumi menyerap dan menghamburkan energi

bintang yang lewat padanya, semakin tebal atmosfir yang dilewati maka

semakin besar penyerapannya, sehingga ketinggian bintang (altitude) akan

mempengaruhi koreksi yang diperlukan

Turbulensi atmosfer akan sangat mempengaruhi kualitas cahaya yang datang,

karena efek inilah maka cahaya bintang tampak berkelap-kelip.

3) Oleh peralatan yang digunakan, misalnya penyerapan oleh kaca dari lensa teleskop,

cacat pada lensa/cermin, ‗spider‘ yang ada pada teleskop reflektor, dll.

Materi antar bintang dapat dikategorikan menjadi dua, yaitu debu antar bintang dan

gas antar bintang.

Debu antar bintang tersusun dari pertikel-pertikel es, karbon atau silikat, yang

ukuran partikelnya besar (berorde 10-6 m) sehingga dapat menyerap dan

menghamburkan cahaya yang lewat padanya, terbagi empat efek :

1) Nebula gelap kumpulan besar debu yang menghalangi cahaya bintang di

belakangnya, disebut nebula gelap seperti horsehead nebulae.

MODUL OSN ASTRONOMI

110

2) Efek redupan kumpulan kecil debu,menyebabkan meredupnya cahaya bintang

sekitar 1 magnitudo tiap 1 kiloparsec. Tanpa memperhitungkan efek ini, maka

pengukuran jarak bintang akan memiliki kesalahan yang besar.

3) Efek pemerahan Terjadi karena cahaya yang terhambur. Karena ukuran

partikel debu yang kecil, maka hanya panjang gelombang yang pendek yang lebih

terkena efek penghamburan ini (cahaya biru-ungu). Akibatnya cahaya yang sampai

ke bumi kekurangan biru dan ungu dan tampak lebih merah dari seharusnya.

4) Nebula Pantulan Hamburan cahaya biru oleh debu akan menerangi daerah

sekitarnya sehingga awan debu akan tampak berwarna biru. Contoh : gugus

Pleiades di Taurus, Trifid Nebula di Sagitarius.

Gas antar bintang tersusun atas kebanyakan gas Hidrogen dan sedikit Helium. Gas

antar bintang dapat terlokalisasi dan menjadi cukup rapat hingga kerapatan 105 atom

per cm3 (normalnya 1 atom per cm3 – bandingkan dengan kerapatan udara di

permukaan laut yang mencapai 1019 molekul per cm3).

Lokalisasi gas antar bintang ini disebut nebula, dan merupakan tempat kelahiran

bintang. Bintang-bintang muda dalam kawasan nebula ini mengalami efek penyerapan

oleh gas dalam nebula. Terbagi dua :

1) Daerah H II (Nebula Emisi)

Bintang muda dan panas (golongan B dan O) yang terletak di dekat (atau

dikelilingi) nebula gas, maka pancaran UV kuat dari bintang akan mengionisasi gas

Hidrogen dalam nebula itu dan gas akan memancarkan gelombang cahaya tampak

(berpendar). Contoh: Nebula Orion, Nebula Lagoon.

Berdarkan teori evolusi bintang, ada dua macam lagi nebula jenis ini yang terkait

dengan akhir hidup suatu bintang, yaitu planetary nebulae, yaitu nebula gas yang

terbentuk karena bintang melontarkan selubung luarnya dan bintang sumber

tersebut yang mengionisasi selubung gas yang dilontarkan tersebut. Dalam

pengamatan terlihat nebula yang berbentuk lingkaran dan di tengah-tengahnya

ada bintang induknya.

Yang kedua adalah nebula gas sisa ledakan bintang (supernova) yang juga

terionisasi karena bintang induknya yang meradiasikan energi yang mengionisasi

gas tersebut.

2) Daerah H I (Awan Hidrogen netral)

Di dekat daerah ini tidak ada bintang yang dapat mengionisasi hidrogen sehingga

awan ini bersifat gelap, dingin dan transparan. Tetapi karena daerah ini sangat

besar dan kerapatan yang sangat rendah, maka dapat terjadi emisi spektrum yang

tidak bisa terjadi di laboratorium di bumi, seperti transisi terlarang pada atom

oksigen (mengemisikan cahaya tampak) atau elektron spin flop (terjadi pada atom

yang ‗diam‘ dalam rentang waktu 1 juta tahun) yang menghasilkan pancaran

gelombang radio 21 cm

MODUL OSN ASTRONOMI

111

PEMBANGKITAN ENERGI DI DALAM BINTANG

1) Reaksi inti di dalam bintang

Sumber energi yang dimiliki sebuah bintang tidak lain hanyalah dari reaksi

termonuklir di inti bintang. Reaksi paling dasar adalah mengubah 4 atom Hidrogen

menjadi satu atom Helium (disebut reaksi proton-proton). Reaksi ini sebenarnya

membutuhkan suhu dan tekanan yang amat tinggi, yaitu suhu sebesar 16 juta derajat

Celsius dan tekanan 71 juta atm. Inti bintang harus memenuhi syarat ini baru dapat

terjadi reaksi termonuklir proton-proton.

Siklus proton-proton akan mengubah 4 inti hidrogen (4 x 1,00813 sma) menjadi 1 inti

helium (4,00386 sma) dan massa yang hilang (0,0286 sma) diubah menjadi energi

dengan persamaan Einstein (E=m.c2) yang setara dengan 26,73 MeV.

Siklus proton-proton yang terjadi di pusat matahari setiap detiknya akan mengubah

sekitar 630 juta ton Hidrogen diubah menjadi 625,4 juta ton Helium. Sisa massa (4,6

juta ton) akan berubah menjadi energi dan menjadi Luminositas Matahari – energi

total yang dipancarkan oleh matahari ke segala arah setiap detiknya. Tiap detiknya

matahari memancarkan 3,826 x 1026 joule yang setara dengan gabungan seluruh

pembangkit energi di bumi yang bekerja selama 3 juta tahun!

Reaksi inti ini membutuhkan suhu dan tekanan yang amat tinggi, yaitu suhu inti

sebesar 16 juta derajat Celsius dan tekanan 71 juta atm.

2) Perkiraan usia bintang

Reaksi inti yang terjadi di dalam bintang perlahan-lahan akan ‗membakar‘ hidrogen

dalam bintang, kemudian dilanjutkan dengan ‗pembakaran‘ Helium, dan kemudian

berturut-turut adalah ‗pembakaran‘ karbon, oksigen, neon, magnesium, silikon dan inti

terakhir yang tidak bisa lagi ‗dibakar‘ adalah inti besi. Pembakaran ini tidak akan sama

untuk semua bintang karena tergantung massa bintang tersebut.

Usia bintang secara umum bisa diperoleh melalui rumus hampiran berikut ini :

(

)

Denga Mbintang dalam M , nilai n bergantung pada massa bintang. Jika M < 10 M

maka n = 3, jika M > 30 M maka n = 2, selain itu nilai n diantara 2 dan 3.

HUKUM KIRCHOFF TENTANG SPEKTRUM

Pada tahun 1859, Gustaf R. Kirchoff seorang ahli fisika dari Jerman mengemukakan tiga

hukum mengenai pembentukan spektrum dalam berbagai keadaan fisis. Ketiga hukum itu

adalah sebagai berikut :

1. Apabila suatu benda, cair atau gas, bertekanan tinggi dipijarkan, benda tersebut akan

memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang. Spektrum ini

disebut Spektrum Kontinu.

MODUL OSN ASTRONOMI

112

2. Gas bertekanan rendah jika dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna

atau panjang gelombang tertentu saja. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis

terang yang disebut garis emisi. Letak setiap garis tersebut (panjang gelombangnya)

merupakan ciri khas gas yang memancarkannya, Unsur yang berbeda memancarkan

garis yang berlainan juga. Spektrum ini disebut Spektrum Emisi.

3. Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang

dingin dan bertekanan rendah, gas tersebut akan menyerap cahaya tadi pada warna

atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya, akan diperoleh spektrum kontinu yang

berasal dari cahaya putih yang dilewatkan itu diselingi garis-garis gelap yang disebut

garis serapan atau garis adsorbsi. Spektrum ini disebut Spektrum Adsorbsi. Letak

garis ini sama dengan letak garis emisi yang dipancarkan gas dingin itu andaikan gas

tadi dipijarkan.

KLASIFIKASI KELAS SPEKTRUM BINTANG

Klasifikasi bintang berdasarkan kelas spektrumnya didasarkan pada temperatur bintang.

Perbedaan temperatur menyebabkan perbedaan tingkat energi pada atom-atom dalam

bintang yang menyebabkan perbedaan tingkat ionisasi, sehingga terjadi perbedaan

spektrum yang dipancarkan.

Warna bintang akan makin biru bila suhu makin panas akibat panjang gelombang

maksimum yang dipancarkan berada pada panjang gelombang pendek (biru), begitu pula

makin dingin suatu bintang akan makin merah warnanya (Hukum Wien).

Kelas spektrum bintang (menunjukkan suhunya dan komposisi kimianya) diklasifikasikan

oleh Miss Annie J. Cannon : O B A F G K M, dengan bintang kelas O adalah bintang yang

paling panas (T > 30.000 K) dan bintang kelas M adalah bintang yang paling dingin (T <

3000 K). Setiap kelas juga dibagi lagi menjadi 10 sub kelas, mis : A0, A1, A2, … A9,

dengan angka semakin besar berarti temperatur semakin rendah. Ciri-ciri setiap kelas

spektrum sbb. :

MODUL OSN ASTRONOMI

113

1. Kelas Spektrum O

Bintang kelas O adh bintang yg paling panas,temperatur permukaannya lebih dari

30.000 Kelvin. Bintang deret utama kelas O adh bintang yg nampak paling biru,

walaupun kebanyakan energinya dipancarkan pda panjang gelombang ungu &

ultraungu. Dalam pola spektrumnya, garis serapan terkuat berasal dari atom

Helium yg terionisasi 1 kali (He II) & karbon yang terionisasi dua kali (C III). Garis

serapan dari ion lain juga terlihat,diantaranya yg berasal dari ion-ion oksigen,

nitrogen (terionisasi 2x) , dan silikon (terionisasi 3x).

Garis Balmer Hidrogen (hidrogen netral) tidak tampak karena hampir seluruh atom

hidrogen berada dalam keadaan terionisasi. Bintang deret utama kelas O

sebenarnya adalah bintang paling jarang di antara bintang deret utama lainnya

(perbandingannya kira-kira 1 bintang kelas O di antara 32.000 bintang deret

utama), tapi karena paling terang, maka tidak terlalu sulit untuk menemukannya.

Bintang kelas O bersinar dengan energi 1 juta kali energi yg dihasilkan Matahari.

Karena begitu masif, bintang kelas O membakar bahan bakar hidrogennya dengan

sangat cepat, sehingga ini jenis bintang yg pertama kali meninggalkan deret utama.

Contoh : Bintang 10 Lacerta dan Alnitak

2. Kelas Spektrum B

Bintang kelas B adh bintang yg cukup panas dengan temperatur permukaan antara

11.000-30.000 K & berwarna putih-biru. Dalam pola spektrumnya garis serapan

terkuat berasal dari atom Helium yg netral. garis silikon terionisasi satu kali dan

dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat. Garis-garis Balmer untuk Hidrogen

(hidrogen netral) nampak lebih kuat dibandingkan bintang kelas O. Bintang kelas O

& B memiliki umur yg sangat pendek, sehingga tak sempat bergerak jauh dari

daerah dimana mereka dibentuk & karena itu cenderung berkumpul bersama dalam

sebuah asosiasi OB. Contoh : Rigel dan Spica

3. Kelas Spektrum A

Bintang kelas A memiliki temperatur permukaan antara 7.500-11.000 K & berwarna

putih. Karena tidak terlalu panas maka atom hidrogen didalam atmosfernya berada

dalam keadaan netral maka garis Balmer akan terlihat paling kuat pada kelas ini.

Beberapa garis serapan logam terionisasi,seperti magnesium,silikon,besi & kalsium

yg terionisasi satu kali (Mg II, Si II, Fe II dan Ca II) juga tampak dalam pola

spektrumnya. Garis logam netral tampak lemah. Contoh : Sirius dan Vega

4. Kelas Spektrum F

Bintang kelas F memiliki temperatur permukaan 6000-7500 K,berwarna putih-

kuning.Spektrumnya memiliki pola garis Balmer yg lebih lemah daripada bintang

kelas A tetapi masih jelas. Garis-garis kalsium, besi dan kromium terionisasi satu

kali dan juga garis besi dan kromium netral serta garis-garis logam lainnya mulai

terlihat. Contoh : Canopus dan Procyon

MODUL OSN ASTRONOMI

114

5. Kelas Spektrum G

Bintang kelas G adh yg paling banyak dipelajari karena Matahari adalah bintang

kelas ini. Bintang kelas G memiliki temperatur permukaan antara 5000-6000 K &

berwarna kuning. Garis Balmer pada bintang kelas ini lebih lemah daripada bintang

kelas F, tetapi garis ion logam & logam netral semakin menguat. Pita molekul CH (G-

Band) tampak sangat kuat. Profil spektrum paling terkenal dari kelas ini adalah

profil garis-garis Fraunhofer. Contoh : Matahari, Capella, Alpha Centauri A

6. Kelas Spektrum K

Bintang kelas K berwarna jingga memiliki temperatur sedikit lebih dingin daripada

bintang sekelas Matahari, yaitu antara 3500-5000 Kelvin. Beberapa bintang kelas K

adalah raksasa & maharaksasa, seperti Arcturus. Bintang kelas K memiliki garis-

garis Balmer yang sangat lemah. Garis logam netral tampak lebih kuat dan

mendominasi daripada bintang kelas G. Garis-garis molekul Titanium Oksida (TiO)

mulai tampak. Contoh : Alpha Centauri B, Arcturus, Aldebaran

7. Kelas Spektrum M

Bintang kelas M adh bintang dengan populasi paling banyak. Bintang ini berwarna

merah dengan temperatur permukaan lebih rendah daripada 3500 Kelvin. Semua

katai merah adalah bintang kelas ini. Proxima Centauri adalah salah satu contoh

bintang deret utama kelas M. Kebanyakan bintang yg berada dalam fase raksasa &

maharaksasa, seperti Antares & Betelgeuse merupakan kelas ini. Garis serapan di

dalam spektrum bintang kelas M terutama berasal dari logam netral. Garis Balmer

hampir tidak tampak. Garismolekul Titanium Oksida (TiO) sangat jelas terlihat.

Contoh : Proxima Centauri, Antares, Betelgeuse.

KELAS LUMINOSITAS

Kelas luminositas adalah penggolongan bintang berdasarkan luminositas atau dayanya.

Pada tahun 1913 Adams dan Kohlschutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan

ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menunjukkan luminositas

bintang. Semakin tebal garis spektrum, maka luminositas semakin kuat, yang artinya

radiusnya semakin besar. Pada tahun 1943 Morgan, Keenan dan beberapa rekannya di

Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas (disebut klasifikasi

Morgan-Keenan – MK), yaitu:

kelas Ia : maharaksasa yang sangat terang

kelas Ib : maharaksasa yang kurang terang

kelas II : raksasa yang terang

kelas III : raksasa

kelas IV : subraksasa

kelas V : deret utama

http://id.wikipedia.org/wiki/Garis-garis_Fraunhofer

http://id.wikipedia.org/wiki/Alpha_Centauri

http://id.wikipedia.org/wiki/Alpha_Centauri

http://id.wikipedia.org/wiki/Arcturus

http://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Aldebaran&action=edit&redlink=1

http://id.wikipedia.org/wiki/Katai_merah

http://id.wikipedia.org/wiki/Proxima_Centauri

http://id.wikipedia.org/wiki/Antares

http://id.wikipedia.org/wiki/Betelgeuse

MODUL OSN ASTRONOMI

115

Klasifikasi kelas bintang sekarang adalah gabungan dari Miss Cannon dan Morgan-Keenan,

contoh : bintang M2 V atau O9 Ia.

DIAGRAM HERTZSPRUNG – RUSSEL (DIAGRAM HR)

Diagram HR merupakan diagram yang menggambarkan kelas bintang dimana kelas

spektrum (temperatur efektif) pada absis dan kelas luminositas (energi) pada

ordinatnya.

Makin panas suatu bintang, makin ke kiri letaknya, dan makin dingin suatu bintang makin

ke kanan letaknya.

Makin besar luminositas suatu bintang (magnitido absolutnya kecil) makin di atas

letaknya dan makin kecil luminositas bintang (M-nya besar) makin di bawah letaknya

dalam diagram.

Katai putih adalah bintang yang luminositasnya kecil, tetapi suhunya sangat tinggi

memiliki jejarinya yang kecil

MODUL OSN ASTRONOMI

116

EVOLUSI BINTANG

Bintang seperti juga hidup manusia, mengalami proses dari kelahiran, kehidupan dan

kematian

Bermula dari awan molekul raksasa yang memampat dan menjadi bintang lalu meledakdan

kembali lagi ke awan molekul raksasa

Untuk lebih jelasnya, perhatikan skema evolusi bintang berikut ini :

Awan molekul raksasa Bok Globule Proto star Bintang Deret Utama Bintang

Evolusi Lanjut Bintang evolusi akhir

Awan molekul raksasa Kerapatan 104 – 106 atom/cm3, ukuran 50-300 tc, massa 104

M , suhu 10-30 K, Hidrogen merupakan atom yang dominan kelimpahannya.

Bok Globule Terjadi sesuatu yang menyebabkan terpecahnya/termampatkannya

awan molekul raksasa menjadi awan yang lebih mampat yang disebut bok globule,

Proto star Bok Globule semakin mampat (karena gravitasi), panas (karena

pengerutan) dan berotasi. Jika massa Bok globule melebihi batas massa Jeans (yang

bergantung suhu, kerapatan dan berat jenis molekul) maka pengerutan gravitasi

dapat terus berlangsung dan bok globule menjadi semakin panas dan berpijar,

MODUL OSN ASTRONOMI

117

disebut proto star. Sumber utama panas yang dihasilkan adalah dari pengerutan

gravitasi.

Bintang deret utama Jika suhu pusat proto star mencapai lebih dari 10 juta K,

maka akan terjadi pembakaran hidrogen dan bintang memasuki deret utama dalam

diagram Hertzprung Russel, disebut Zero Ages Main Sequences (ZAMS).

Pembakaran Hidrogen adalah sumber utama energi bintang pada tahap ini. Helium

yang dihasilkan perlahan-lahan akan menumpuk di inti bintang dan disebut pusat

Helium. Tekanan pengerutan gravitasi ke dalam diimbangi oleh tekanan radiasi

ledakan nuklir dipusat bintang. Bintang berada dalam keadaan setimbang hidrostatis.

Jika massa protostar < 0,075 M , maka pembakaran hidrogen tidak akan pernah

terjadi dan proto bintang mendingin secara perlahan-lahan (gagal menjadi bintang),

disebut katai coklat. Contoh : Planet Jupiter.

Jika massa bintang deret utama berada di bawah 0,7 M , maka bintang tidak akan

berlanjut ke bintang evolusi lanjut, tetapi semakin mendingin dan menjadi katai gelap

Bintang evolusi lanjut terjadi jika massa pusat Helium telah mencapai 10% - 20%

massa bintang (disebut batas Schonberg Chandrasekar). Hal yang terjadi adalah

pusat Helium runtuh dengan cepat karena tekanan dari radiasi pembakaran hidrogen

tidak dapat lagi menahan tekanan gravitasi ke dalam. Keruntuhan pusat helium

menyebabkan terjadinya reaksi triple alpha yang membakar helium menjadi karbon

(disebut helium flash, yang terjadi dengan sangat cepat – dalam orde jam). Bagian

luar bintang mengembang keluar dan menjadi bintang raksasa merah atau

maharaksasa merah.

Kemudian hal yang mirip terus terjadi dan di pusat bintang terbentuk bermacam-

macam inti pusat hasil pembakaran sebelumnya, yaitu : Hidrogen Helium Karbon

Oksigen Neon Magnesium Silikon Besi. Tidak semua bintang evolusi

lanjut memiliki semua inti tersebut, karena inti pusat terakhir dari sebuah bintang

sangat tergantung pada massanya

Evolusi akhir bintang akan bergantung pada massanya, sbb :

1) Bintang bermassa di bawah 0,5 M tidak akan melanjutkan ke pembakaran

Helium, Setelah hidrogennya menipis, bintang tidak lagi memiliki sumber energi

dan akan menjadi gelap, disebut katai gelap

2) Bintang bermassa dibawah 6 M akan mengalami pembakaran Helium, tetapi tidak

sanggup membakar karbon atau oksigen, akan berubah menjadi bintang yang tidak

stabil, mengalami denyutan yang sangat kuat yang melontarkan massa bintang itu

dan menyingkapkan intinya yang panas, yang disebut katai putih. Pelontaran massa

teramati sebagai planetary nebula dengan bintang katai putih berada di

tengahnya. Bintang katai putih akan memancarkan radiasinya selama milyaran

tahun lalu menjadi katai gelap.

Jika bintang mengalami habis bahan bakar di pusatnya, maka tekanan gravitasi

akan memampatkan bintang sehingga materi menjadi sangat mampat (ρ > 105

gr/cm3) dan elektron yang berada pada keadaan tersebut disebut elektron

terdegenerasi sempurna, disebut bintang katai putih dengan kondisi ekstrim

dimana elektron-elektron yang dimampatkan secara maksimum berada pada ruang

MODUL OSN ASTRONOMI

118

yang sangat sempit tetapi pergerakannya ditahan/tidak boleh melanggar prinsip

larangan Pauli (tidak ada dua elektron yang memiliki sifat-sifat yang sama). Prinsip

ini akan memberikan tekanan balik yang dapat melawan tekanan pengerutan

gravitasi lebih lanjut.

Gravitasi dapat mengalahkan tekanan elektron terdegenerasi sempurna jika massa

bintang katai putih melebihi massa kritis yang dihitung oleh Chandrasekar, yaitu

1,44 M , bintang akan terus mengerut hingga menjadi bintang neutron atau

lubang hitam.

Elektron pada kondisi terdegenerasi sempurna dapat bergerak bebas (bersifat

sebagai logam) dan dapat menahan tekanan yang sangat besar tanpa mengalami

perubahan volume, juga tekanannya tidak dipengaruhi oleh temperatur.

3) Bintang bermassa diantara 6 M - 10 M akan mengalami pembakaran Karbon

yang sangat eksplosif sehingga bintang akan meledak dan menjadi hacur

berantakan.

4) Bintang dengan massa awal lebih dari 10M akan mencapai inti besi dipusatnya

yang pada suhu sangagt tinggi akan terurai menjadi helium. Reaksi penguraian ini

tidak menghasilkan energi, tetapi menyerap energi, karena itu struktur bintang

berubah total disebabkan energi yang diserap mengakibatkan tekanan menjadi

hilang di pusat bintang (meskipun suhu masih sangat tinggi), akhirnya bintang

runtuh dengan dahsyat oleh gaya gravitasi. Keruntuhan ini menyebabkan banyak

unsur ‗terjebak‘ dipusat bintang yang suhunya sangat tinggi, maka terjadilah

reaksi inti yang sangat dipercepat oleh suhu tinggi (reaksi yang secara normal

terjadi dalam orde jutaan tahun terjadi hanya dalam orde detik) . Akibatnya

timbul ledakan nuklir yang sangat dahsyat di pusat bintang (supernova). Bagian

luar bintang terlempar dengan kecepatan puluhan ribu km/s dan bagian pusatnya

runtuh menjadi benda yang sangat mampat.

Pusat bintang yang runtuh menjadi sangat mampat, elektron dipaksa untuk

mendekat bahkan menembus inti atom sehingga menyatu dengan proton dan

menghasilkan neutron. Tekanan neutron yang terdegenerasi sempurna akan

menghentikan laju pemampatan bintang dan menghasilkan bintang yang kaya

dengan gas neutron yang rapat massanya mencapai 1015 gr/cm3 ( 1 milyar ton tiap

cm3!). Tidak ada atom, yang ada adalah hanyalah neutron dengan sedikit campuran

elektron, proton dan inti berat. Bintang ini disebut bintang neutron yang berjari-

jari hanya sekitar 10 km saja meskipun massanya setara dengan massa Matahari.

Jika pusat bintang masih bermassa 3M , maka tekanan neutron terdegenerasi

tidak akan sanggup menghentikan pemampatan gravitasi dan bintang berubah

menjadi lubang hitam (black hole)

Pulsar (pulsating radio source – sumber radio yang berdenyut) adalah bintang

neutron yang berputar dengan cepat. Medan magnet yang dihasilkan oleh kutub-

kutub bintang neutron sangat besar (1012 – 1013 gauss, bandingkan dengan medan

magnet sunspot Matahari yang sekitar 102 – 103 gauss). Besarnya medan magnet ini

dihasilkan dari terjeratnya medan magnet oleh materi yang termampatkan karena

keruntuhan gravitasi hingga kekuatannya menjadi berlipat kali ganda. Pemancaran

MODUL OSN ASTRONOMI

119

gelombang radio dari kedua kutubnya disebabkan oleh pancaran energi elektron

berkecepatan tinggi yang bergerak dengan tempuhan spiral dalam medan magnet

(disebut pancaran synchroton), hal ini menyebabkan kita bisa mendeteksi sinyal

radio yang berulang dengan periode sangat cepat tetapi sangat teratur dengan orde

dibawah satu detik. Contoh : Pulsar di tengah nebula kepiting memiliki periode

0,0033 detik. Hanya bintang neutron yang memenuhi syarat sebagai asal muasal

pulsar di langit.


1. (SOP 2008) Sinar matahari terutama berasal dari

a. Corona

b. Flare

c. Fotosfer

d. Kromosfer

e. Sunspot

2. (SOP 2008) Temperatur fotosfer matahari dalam derajat Kelvin kira-kira;

a. 1.000.000

b. 5.800

c. 5.000.000

d. 20.000

e. 3.000

3. (SOP 2008) Garis Fraunhover adalah;

a. Filamen tipis dan terang yang terlihat dalam foto matahari dalam cahaya hidrogen atom

b. Garis emisi dalam spektrum piringan hitam

c. Garis emisi dalam spektrum korona ketika diamati selama gerhana matahari total

d. Garis absorpsi berbagai elemen dan spektrum piringan hitam

e. Garis absorpsi dalam spektrum flare matahar

4. (SOP 2008) Radius matahari besarnya 110 kali radius bumi dan densitas rata-ratanya ¼

densitas rata-rata Bumi. Dengan data ini, massa matahari besarnya;

a. 1.330.000

b. 330.000

MODUL OSN ASTRONOMI

120

c. 25.000

d. 3.000

e. 10.000

5. (SOP 2007) Spektrum matahari memiliki intensitas paling besar dalam

k) Frekuensi radio

l) Bagian inframerah dari spektrum

m) Bagian biru-hijau dari spektrum

n) Bagian ultraviolet dari spektrum

o) Sinar X

6. (SOP 2007) Matahari memiliki radius 110 kali radius Bumi dan kerapatan rata-ratanya ¼

kali kerapatan Bumi. Jadi massa Matahari adalah

a. 1.330.000 kali massa Bumi

b. 330.000 kali massa Bumi

c. 25.000 kali massa Bumi

d. 3.000 kali massa Bumi

e. 300 kali massa Bumi

7. (SOP 2006) Elemen kimia dalam atmosfer Matahari dapat diidentifikasi dengan

f. Pergeseran Doppler

g. Mengukur temperatur piringan Matahari

h. Karakteristik garis absorpsi dalam spektrum Matahari

i. Mengamati warna Matahari melalui atmosfer Bumi saat senja

j. Mengamati Matahari saat Gerhana Matahari Total

8. (SOP 2006) If the Sun‘s rotation were stopped,

f. the orbits of planets would be changed markedly

g. the orbits of planets would remain the same

h. the pattern of the seasons on Earth would be changed

i. tides on the Earth would cease

j. the Earth would escape from the Earth

MODUL OSN ASTRONOMI

121

9. (SOK 2005) Banyaknya bintik Matahari menjadi menunjukkan:

a. keaktifan Matahari sehingga banyak zarah bermuatan terlempar keluar

b. mulai melemahnya daya Matahari

c. sudah saat Matahari berevolusi menjadi bintang raksasa

d. menjelang kehabisan bahan bakar nuklir

e. gempa dan letupan di Matahari

10. (SOK 2005) Pilih pernyataan yang BENAR

a. Matahari adalah sebuah bintang yang menjadi pusat Tatasurya, dan sekaligus menjadi

pusat Galaksi kita

b. Dengan temperatur 6000 K, Matahari merupakan bintang yang terpanas dalam jagat raya

c. Materi yang membangun Matahari dapat berujud padat, cair atau gas

d. Panas Matahari berasal dari proses nuklir

e. Pada saat gerhana matahari total, Bulan menutupi seluruh piringan Matahari; berarti Bulan

mempunyai garis tengah yang sama dengan Matahari

11. (SOP 2004) Komposisi materi Matahari sebagian besar terdiri dari …………………

F. helium

G. metana

H. hidrogen

I. amoniak

J. oksigen

12. (SOP 2004) Bintik Matahari berwarna gelap disebabkan oleh …………………

A. planet dan asteroid melintas Matahari

B. medan magnetik kuat

C. aliran gas ke atas

D. awan di Matahari

E. reaksi nuklir di dalam Matahari

13. (SOP 2004) Apa yang menyebabkan Matahari bersinar?

14. (SOP 2009) Sebuah bintang mempunyai gerak diri (proper motion) sebesar 5―/tahun (5

detik busur/tahun), dan kecepatan radialnya adalah 80 km/s. Jika jarak bintang ini adalah

MODUL OSN ASTRONOMI

122

2,5 pc, berapakah kecepatan linier bintang ini?

a. 85,73 km/s

b. 91,80 km/s

c. 94,84 km/s

d. 96,14 km/s

e. 99,55 km/s

15. (SOP 2007) Paralaks trigonometri sebuah bintang diamati sebagai perubahan posisi

bintang relatif terhadap bintang-bintang di latar belakang akibat revolusi bumi terhadap

matahari. Jelaskan bagaimana membuat pengamatan gerak diri bintang tanpa dipengaruhi

oleh paralaks bintang ! Dan jelaskan bagaimana mengkoreksi gerak diri bintang ketika kita

ingin menghitung paralaksnya !

16. (SOP 2006) Selubung yang mengelilingi sebuah nova mengembang dengan kecepatan 2

detik busur pertahun dilihat dari Bumi. Garis hidrogen 4861 A yang berasal dari arah pusat

nova bergeser 28 Å ke arah panjang gelombang pendek dari posisinya dalam spektrum

bintang. Berapa jarak nova tersebut?

17. (OSN 2005) Sebuah bintang mempunyai paralaks 0,474 detik busur dan gerak diri

(proper motion) bintang tersebut adalah 3,00 detik busur per tahun. Jika kecepatan radial

bintang adalah 40 km per detik, tentukanlah kecepatan linier bintang tersebut.

18. (OSN 2005) Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa spektrum sebuah bintang

memperlihatkan adanya garis-garis absorpsi dari unsur-unsur helium netral, helium

terionisasi satu kali dan silikon terionisasi dua kali. Dari hasil pengukuran, ternyata garis-

garis absorpsi ini panjang gelombangnya mengalami pergeseran seperti yang diperlihatkan

pada tabel di bawah.

Unsur Panjang gel

diam (o)

Panjang gel yang

diamati (Obs)

Helium netral (He I) 4471,7 Ǻ 4473,2 Ǻ

Helium terionisasi satu

kali (He II) 4685,7 Ǻ 4687,3 Ǻ


kali (He II) 5411,5 Ǻ 5413,2 Ǻ


kali (He II) 4541,6 Ǻ 4543,1 Ǻ

Silikon terionisasi dua

kali (Si III) 4552,6 Ǻ 4554,1 Ǻ

MODUL OSN ASTRONOMI

123

a. Berdasarkan hasil pengamatan garis-garis spektrum di atas, tentukanlah kecepatan

radial bintang tersebut!

b. Apakah bintang tersebut menjauh atau mendekati pengamat? Jelaskan jawaban

kamu!

c. Berdasarkan unsur-unsur kimia yang tampak pada spektrum bintang yang diamati ini

apakah bintang tersebut termasuk bintang dingin atau bintang panas? Jelaskan

jawaban kamu!

d. Apabila paralaks bintang tersebut adalah p = 0,12 detik busur dan gerak dirinya

(proper motion) adalah = 2 detik busur/tahun, tentukanlah gerak linier bintang

tersebut!

19. (SOP 2009) Energi Matahari yang diterima oleh planet Saturnus persatuan waktu

persatuan luas (Fluks) adalah 13 W per m2. Apabila jejari Saturnus 9 kali jejari Bumi, dan

jika albedo Saturnus 0,47 dan albedo Bumi 0,39, maka perbandingan luminositas Bumi

terhadap luminositas Saturnus,

LB/LS adalah …

a. 1,02

b. 1,52

c. 2,02

d. 2,52

e. 3,02

21. (SOP 2009) Dua bintang mempunyai temperatur yang sama, masing-masing mempunyai

jejari R1 dan R2. Perbedaan energi yang dipancarkan adalah L1 = 4L2. Maka jejari R1 adalah

a. 2 R2

b. 4 R2

c. 8 R2

d. 16 R2

e. 64 R2

22. (SOP 2009) Gambar di bawah

adalah spektrum sebuah bintang.

Berdasarkan spektrum bintang ini,

tentukanlah temperatur bintang

tersebut.

a. 20 000 K

b. 15 500 K

MODUL OSN ASTRONOMI

124

c. 12 250 K

d. 7 250 K

e. 5250 K

23. (SOP 2009) Hitunglah enerji matahari yang jatuh pada selembar kertas dengan luas 1m2

di permukaan bumi. Abaikan serapan dan sebaran oleh atmosfer bumi, dan gunakan hukum

pelemahan radiasi. Apabila dibandingkan dengan sebuah bola lampu 100 W maka harus

diletakkan pada jarak berapa agar lampu tersebut setara dengan energi matahari?

24. (SOP 2008) Diketahui jarak Centarury A dari Matahari adalah 4,4 tahun cahaya dan

magnitudo semu Matahari dilihat dari Bumi adalah, m = 26. Koordinat ekuatorial

Centaury A adalah ( , ) = (14h39,5m, 60o50‘). Seorang astronot dari Bumi pergi ke bintang

itu kemudian melihat ke arah Matahari. Jika astronot itu menggunakan peta bintang dari

Bumi dan menggunakan sistem koordinat ekuatorial Bumi dengan acuan bintang-bintang yang

sangat jauh, berapakah koordinat ekuatorial dan magnitudo matahari menurut astronot itu ?

25. (SOP 2007) Pada jarak 1 SA (150.000.000 km) sinar matahari memberikan daya 1,4

kilowatt per m2. berapa total daya yang diterima untuk seluruh arah ?

26. (SOP 2007) Sebuah gugus bola X memiliki total magnitudo semu visual V = 13 mag, dan

magnitude total absolutnya dalam visual Mv = -4.5. gugus bola tersebut berjarak 11,9

kiloparsec dari pusat Galaksi Bima Sakti, dan berjarak 0,5 kiloparsec kearah selatan bidang

Galaksi. Jika jarak dari Matahari/Bumi ke pusat Galaksi sebesar 8,5 kiloarsec, hitung berapa

besar absorpsi yang diakibatkan oleh materi antar bintang dari Matahari ke gugus bola X !

27. (OSN 2007) Bila magnitudo absolut Supernova tipe II pada saat maksimum adalah Mv =

– 18 dan diketahui serapan rata – rata, Av, persatuan jarak , d, di arah piringan Galaksi (Av /

d) = 2 mag per kpc maka pada saat survey Supernova di Galaksi dengan mata bugil hanya bisa

diamati Supernova pada jarak

f. kurang dari 5 kpc

g. kurang dari 10 kpc

h. hanya antara 5 dan 10 kpc

i. kurang dari 3 kpc

j. berapa saja karena Supernova obyek yang sangat terang

28. (OSN 2007) Misalkan sebuah bintang mempunyai temperature efektif T = 10000 K, dan

radiusnya 3 x 108 m, apabila jarak bintang ini adalah 100 pc, tentukan apakah bintang ini

dapat dilihat dengan mata telanjang atau tidak? Jelaskan jawabanmu

MODUL OSN ASTRONOMI

125

29. (SOK 2006) Dua buah bintang mempunyai ukuran yang sama, tetapi temperaturnya

berbeda. Apabila kedua bintang dilihat dari jarak yang sama maka bintang yang lebih panas

akan tampak

A. lebih biru dan lebih terang B. lebih merah dan lebih

terang

C. lebih biru, tapi lebih lemah D. lebih biru, tapi lebih lemah

E. sama terang dengan bintang yang lebih dingin

30. (SOK 2006) Terang semu bintang menunjukkan

A. jumlah foton cahaya bintang yang sampai ke Bumi

B. daya bintang

C. jarak bintang

D. banyaknya materi antar bintang

E. diameter sudut bintang

31. (SOK 2006) Dua bintang terangnya sama, kemungkinan

A. jarak dan dayanya sama

B. jaraknya berbeda dayanya sama

C. jaraknya sama dayanya berbeda

D. jarak dan radiusnya berbeda, dayanya sama

E. jarak dan radiusnya sama, dayanya berbeda

32. (SOK 2006) Bintang terang dan paling dekat merupakan ganda visual dengan separasi 10

detik busur. Bintang tersebut

A. dilihat sebagai dua buah bintang oleh mata bugil manusia

B. dilihat terpisah melalui teropong bintang yang panjang fokusnya 1 meter

C. tidak dapat dilihat terpisah melalui teropong yang panjang fokusnya 1 meter

D. harus dilihat dengan teropong yang besar

E. bergantung jenis teropongnya

33. (SOK 2006) Bintang yang lemah cahayanya

A. belum tentu bintang yang jauh

B. mungkin bintang yang sangat jauh dengan daya kecil

C. mungkin bintang yang sangat jauh dengan daya besar

MODUL OSN ASTRONOMI

126

D. bintang dekat berdaya besar dalam lingkungan nebula gelap

E. semua jawaban benar

34. (SOK 2006) Sudut paralaks bintang yang paling dekat dengan Matahari adalah

A. kurang dari 1 detik busur

B. lebih dari 1 detik busur kurang satu menit busur

C. lebih dari satu derajat

D. lebih dari satu menit busur kurang dari satu derajat

E. semua jawaban benar

35. (SOP 2006) Andaikan sebuah bintang yang mirip Matahari (temperatur dan radiusnya

sama dengan Matahari) berada pada jarak 250 000 AU. Kita akan melihat terang bintang

tersebut,

a. 1,60 x 10-11 kali lebih lemah daripada Matahari

b. 4,0 x 106 kali lebih lemah daripada Matahari

c. 1,60 x 10-11 kali lebih terang daripada Matahari

d. 4,0 x 106 kali lebih terang daripada Matahari

e. Kita tidak bisa membandingkan terang bintang tersebut

36. (SOP 2006) Di langit, jarak sudut antara dua bintang, A dan B, adalah . Jarak kedua

bintang tersebut dari kita adalah Ar dan Br . Berapa jarak linier antara kedua bintang

tersebut?

a. 2B

2AAB rrr

b. cosrrr 2B

2AAB

c. sinrrr 2B

2AAB

d. cosrr2rrr BA2B

2AAB

e. cosrr2rrr BA2B

2AAB

37. (SOP 2006) Perbedaan terang planet Mars saat oposisi dan saat konjungsi jauh lebih

besar daripada perbedaan terang planet Saturnus saat oposisi dan saat konjungsi. Hal ini

terjadi karena

a. Perbandingan antara jarak Mars dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi lebih besar

daripada perbandingan jarak Saturnus dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi

MODUL OSN ASTRONOMI

127

b. Perbandingan antara jarak Mars dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi lebih kecil

daripada perbandingan jarak Saturnus dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi

c. Perbandingan antara jarak Mars dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi sama

dengan perbandingan jarak Saturnus dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi

d. Tidak ada kaitannya dengan jarak Mars dan Saturnus dari Matahari

e. Albedo masing-masing planet yang berbeda-beda

38. (SOP 2006) Berapakah energi dari matahari yang diterima oleh planet Saturnus, jika

jarak Matahari-Saturnus adalah 9,5 AU?.

a. 13.110 W/m2 d. 1,61 W/m2

b. 145,26 W/m2 e. 6,88 x 10-3 W/m2

c. 15,29 W/m2

39. (SOP 2006) Periode bintang ganda Alpha Centauri adalah 79,92 tahun, dan sudut

setengah sumbu panjangnya adalah 17,66 detik busur. Apabila paralaks bintang ini adalah

0,74 detik busur, maka jumlah massa bintang ganda ini adalah,

a. 2, 13 massa Matahari d. 1,17 massa Matahari

b. 2 massa Matahari e. 0,96 massa matahari

c. 37,58 massa matahari

40. (SOP 2006) Bintang A mempunyai kelas spektrum G2V, dan bintang B kelas spektrumnya

G2I. Perbedaan antara bintang A dan bintang B adalah,

a. Temperatur bintang A lebih kecil daripada bintang B

b. Temperatur dan luminositas bintang A lebih kecil dari bintang B

c. Temperatur dan luminositas bintang A lebih besar dari bintang B

d. Luminositas dan radius bintang A lebih kecil daripada bintang B

e. Luminositas dan radius bintang A lebih besar daripada bintang B

41. (SOP 2006) Jika mB , mV , dan mM masing-masing adalah magnitude tampak dari tiga

objek di langit yaitu Bulan purnama, Venus, dan Matahari, maka

f. mV < mB < mM

g. mB < mV < mM

h. mV < mM < mB

i. mM < mB < mV

MODUL OSN ASTRONOMI

128

j. Keempat pilihan di atas salah

42. (SOP 2006) Dua Observatorium besar dibelahan utara dan selatan Bumi membuat sur-

vey fotografi seluruh bola langit ribuan plat fotografi (plat Palomar Ob-servatory Sky

Survey (POSS) dan European Southern Observatory (ESO) Survey ). Tiap plat fotografi

memuat informasi langit sebesar 6.6 derajat persegi. Jika menurut perhitungan bintang-

bintang dekat Matahari yang berjarak kurang dari 20 pc berjumlah 4000 buah bintang,

berapa ke-mungkinan bintang dekat yang dapat ditemukan dalam tiap plat fotografi?

43. (OSN 2006) Paralaks bintang Sirius yang diukur dari Bumi besarnya adalah 0,38,

sedangkan apabila diukur dari sebuah pesawat ruang angkasa besarnya 0,76. Berapakah

jarak pesawat ruang angkasa tersebut ke Matahari?

44. (OSN 2006) Suatu kelompok bintang yang sejenis terdiri dari empat buah bintang.

Paralaks rata-rata kelompok bintang ini adalah 0",08 dan magnitudo visual masing-masing

bintang adalah 11,03, 11,75, 12,04 dan 12,95. Apabila magnitudo mutlak kelompok bintang ini

dianggap sama, tentukanlah magnitudo mutlak dan paralaks masing-masing bintang anggota

kelompok bintang tersebut.

45. (OSN 2006) Di bawah ini diperlihatkan empat buah spektrum bintang yaitu bintang

kelas, O, kelas B, kelas G dan kelas K.

a) Tentukanlah bintang nomor berapa yang termasuk bintang kelas O, kelas B, kelas G

dan kelas K! Jelaskan jawabanmu.

b) Urutkanlah keempat bintang tersebut mulai dari bintang yang paling dingin sampai

bintang yang paling panas. Jelaskan jawabanmu.

c) Bintang nomor berapakah yang memperlihatkan pita molekul TiO? Jelaskan

jawabanmu

d) Bintang nomor berapakah yang memperlihatkan garis deret Balmer yang jelas

(kuat)? Jelaskan jawabanmu.

MODUL OSN ASTRONOMI

129

Inte

ns

ita

s R

ela

tif

Hg Hb H

Inte

ns

ita

s R

ela

tif

Inte

ns

ita

s R

ela

tif

3500 3750 4000 4250 4500 4750 5000 5250 5500 5750 6000 6250 6500 6750

Panjang Gelombang (Angstrom)

Inte

ns

ita

s R

ela

tif

1

2

3

4

46. (OSN 2006) Sebuah bintang mempunyai temperatur permukaan sebesar 7727 C dan

radiusnya 800.000 km. Bintang itu diamati sebagai bintang bermagnitudo bolometrik 8

(magnitudo bolometrik adalah magnitudo yang diamati untuk seluruh panjang gelombang) dari

Bumi. Jika materi bagian luar (dari kedalaman 300.000 km hingga permukaan) tiba-tiba

hilang, sedangkan bagian dalam bintang tidak berubah. Hitung magnitudo bolometrik bintang

itu sekarang! Asumsi bintang dianggap sebagai benda hitam sempurna.

47. (OSN 2006) Misalkan kita membuat dua buah bola khayal A dan B. Kedua bola berpusat

di pusat Matahari, dan temperaturnya makin menurun ke arah permukaan. Radius bola A

adalah 200.000 km dan radius bola B adalah 400.000 km. Jika materi di dalam kedua bola itu

dianggap sebagai benda hitam sempurna, pilihlah jawaban yang benar berdasarkan data

tersebut.

a. Temperatur di kedua permukaan bola sama

b. Jumlah energi yang keluar dari bola A sama dengan yang keluar dari bola B

c. Tekanan di permukaan kedua bola sama

d. Jumlah massa materi yang berada di dalam bola A sama dengan jumlah materi yang

berada di dalam bola B

MODUL OSN ASTRONOMI

130

e. semua benar

48. (OSN 2006) Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa puncak spektrum bintang A dan

bintang B masing-masing berada pada panjang gelombang 0,35 x 10-4 cm dan 0,56 x 10-4 cm.

Seberapa besar perbedaan temperaturnya

a. Bintang A 1,60 kali lebih panas daripada bintang B

b. Bintang B 1,60 kali lebih panas daripada bintang A

c. Bintang A 0,63 kali lebih panas daripada bintang B

d. Bintang B 0,63 kali lebih panas daripada bintang A

e. Bintang A sama panasnya dengan bintang B

49. (SOK 2005) Bintang A memiliki magnitudo 4 dan bintang B memiliki magnitudo 2, maka:

a. bintang A jaraknya lebih dekat ke Bumi dibandingkan bintang B

b. bintang A terlihat lebih redup dibandingkan bintang B

c. bintang A berumur lebih tua dibandingkan bintang B

d. bintang A lebih panas dibandingkan bintang B

e. jawaban a, b, c, dan d semuanya salah

50. (SOK 2005) Bintang A memiliki tingkat kecerlangan 2 magnitudo lebih kecil daripada

bintang B. Bintang C 4 kali lebih redup daripada bintang A. Sedangkan bintang D memiliki

tingkat kecerlangan 1 magnitudo lebih besar dari bintang B.

Urutan kecerlangan bintang-bintang tersebut mulai dari yang paling redup adalah:

a. D-B-C-A b. A-C-B-D c. B-D-A-C d. C-A-B-D e. A-B-D-C

51. (SOP 2005) Bintang-bintang pada sebuah rasi memiliki ciri:

A. terang masing-masing bintang sama

B. terang masing-masing bintang tidak sama walaupun warnanya sama

C. warna dan terang masing-masing bintang tidak sefahi sama

D. terang dan jaraknya sama, warnanya tidak sama

E. jaraknya sama, warna dan terangnya tidak sama

52. (SOP 2005) Bintang paling terang di langit setelah Matahari adalah bintang

A. dengan daya dan diameter paling besar

MODUL OSN ASTRONOMI

131

B. paling dekat dengan Matahari

C paling panas

D. berdiameter paling besar

E. dengan daya besar dan berjarak dekat

53. (SOP 2005) Jarak Mars-Matahari adalah dua kali jarak Venus—Matahari. Berapa

perbandingan fluks cahaya Matahari yang diterima kedua planet tersebut?

54. (SOP 2005) Mengapa beborapa bintang tampak ganda jika dilihat dalam panjang

gelombang biru, tetapi tampak tunggal jika dilihat pada panjang gelombang merah?

55. (OSN 2005) Pertanyaan-pertanyaan berikut ini berdasarkan pada gambar rasi ―Pistol‖

di bawah ini:

a. Bintang manakah yang tampak paling redup? Jelaskan!

b. Bintang manakah yang kecerlangannya 100 kali lebih terang daripada κ pistolis?

Jelaskan!

c. Hitunglah perbandingan intensitas antara β pistolis dan ι pistolis!

d. Jika jarak bintang ζ pistolis adalah 25 parsek, hitunglah magnitudo mutlaknya!

56. (OSN 2005) Paralaks sebuah bintang diamati dari bumi besarnya adalah 0,40 detik

busur. Berapakah paralaks bintang tersebut apabila diamati dari permukaan planet Jupiter?

(Jarak Jupiter-Matahari adalah 5,2 Satuan Astronomi)

MODUL OSN ASTRONOMI

132

57. (OSN 2004) Besarnya energi Matahari yang diterima Bumi adalah 1380 Watts/meter2.

Berapakah besarnya energi Matahari yang diterima planet Saturnus apabila jarak Saturnus –

Matahari = 9,5 SA (Satuan Astronomi)?

58. (OSN 2004) Jelaskan mengapa perbedaan terang planet Jupiter antara saat ia berada

pada jarak paling jauh dari Bumi (konjungsi) dan saat jaraknya paling dekat ke Bumi (oposisi),

lebih kecil daripada perbedaan terang planet Mars pada saat konjungsi dan pada saat opsisi.

Jarak MarsMatahari = 1,5 SA dan jarak Jupiter-Matahari= 5,2 SA

59. (OSN 2004) Dua buah benda buatan manusia ditempatkan di angkasa luar. Yang satu,

sebuah satelit yang mengorbit Matahari dalam lintasan elips dengan jarak aphelium 240 juta

km dan jarak perihelium 80 juta km. Satelit itu dilindungi dari cahaya Matahari oleh sebuah

cermin besar (lihat gambar) yang memantulkan 100% cahaya yang diterimanya. Selama

mengorbit, cermin tersebut selalu menghadap Matahari. Benda yang lain, sebuah pengukur

kuat cahaya (fotometer) tahan panas, ditempatkan di fotosfir Matahari. Berapa

perbandingan terang maksimum dan minimum satelit tersebut berdasarkan pengukuran

fotometer?

Petunjuk : energi cahaya yang diterima oleh suatu benda dari suatu sumber cahaya

berbanding terbalik terhadap kuadrat jarak benda dari sumber cahaya.

60. (OSN 2004) Andaikan bintang A sudah tampak dengan menggunakan teleskop 60 cm dan

bintang B baru tampak kalau menggunakan teleskop 10 m (sistem optik kedua teleskop

identik), bintang mana yang lebih terang ? Berapa kali perbedaan terangnya ?

61. (SOP 2009) Berapakah energi yang dipancarkan oleh Matahari selama 10 milyar tahun?

a. 3,96 x 1043 J (joules)

b. 1,25 x 1044 J (joules)

c. 3,96 x 1044 J (joules)

d. 1,25 x 1043 J (joules)

e. 1,25 x 1045 J (joules)

62. (SOP 2009) Apabila kala hidup (life time) Matahari adalah 10 milyar tahun, berapa

tahunkah kala hidup

bintang deret utama yang massanya 15 kali massa Matahari?

a. 1,15 x 107 tahun

b. 1,15 x 1010 tahun

c. 1,15 x 1013 tahun

d. 1,15 x 1016 tahun

MODUL OSN ASTRONOMI

133

e. 1,15 x 1020 tahun

63. (SOP 2009) Gaya gravitasi antara dua buah bintang bermassa masing-masing M, lebih

kuat jika:

a. salah satu bintang adalah blackhole.

b. kedua bintang dipisahkan oleh jarak yang lebih kecil.

c. kedua bintang berotasi lebih lambat.

d. Kedua bintang jauh dari bintang-bintang lain.

e. Semua jawaban benar

64. (SOP 2009) Sebuah awan molekular yang merupakan cikal bakal terbentuknya bintang-

bintang, mempunyai bentuk bundar seperti bola yang berdiameter d =10 pc (parseks).

Apabila kerapatan awan molekular ini adalah ρ = 1,6 x 10-17 kg/m3, dan apabila setengah dari

awan molekular menjadi bintang seukuran matahari (massanya sama dengan massa Matahari),

maka akan ada berapa bintang yang terbentuk dari awan molekular tersebut?

65. (SOP 2007) Jika seandainya Matahai dalam sekejap mata digantikan oleh sebuah lubang

hitam (black hole) yang bermassa sama dengan massa matahari, maka :

a. Planet Merkurius (dan kemungkinan juga Planet Venus) dalam waktu singkat akan segera

ditelan oleh lubang hitam tersebut

b. Planet Pluto akan segera terlepas dari orbitnya karena erubahan besar gaya tarik

Matahari dan lubang hitam

c. Planet raksasa gas (Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus) akan tersedot sebagian

massanya ke lubang hitam

d. Jawaban a, b, dan c benar

e. Jawaban a, b, dan c salah

66. (SOK 2006) Pada arah yang manakah massa bertambah dalam daerah deret utama (main sequence) di diagram HR(Hertzsprung-Russell) (diagram evolusi bintang)?

A. kiri (←)

B. atas (↑)

C. bawah (↓)

D. kiri dan atas (←↑)

E. kiri dan bawah (←↓)

MODUL OSN ASTRONOMI

134

67. (SOK 2006) Diagram berikut memperlihatkan komposisi kimiawi Matahari pada saat ini.

Pada proses evolusinya, perubahan persentase komposisi kimiawi Matahari yang terjadi

adalah:

A. Persentase hidrogen meningkat

B. Persentase helium meningkat

C. Persentase oksigen meningkat

D. Persentase helium menurun

E. Persentase hidrogen, dan oksigen meningkat, tetapi

prosentase helium menurun

68. (SOK 2006) Sebuah bintang kelas G tampak bergerak mengelilingi suatu titik di angkasa,

padahal di dekatnya tidak ditemui adanya benda lain. Hal ini disebabkan oleh:

1. Bintang itu merupakan anggota bintang ganda dengan pasangan sebuah black hole

2. Bintang itu tampak bergerak mengelilingi suatu titik akibat gerak paralaks

3. Bintang itu mungkin mengelilingi sebuah bintang neutron tetapi bintang neutronnya

tidak terdeteksi

4. Bintang itu berbentuk elipsoid, karena rotasinya yang cepat

Dari keempat pernyataan tersebut di atas, manakah yang mungkin menjadi penyebab

geraknya?

A. Jawaban 1 saja yang benar

B. Jawaban 2 saja yang benar

C. Jawaban 1 dan 3 saja yang benar

D. Jawaban 2 dan 4 saja yang benar

E. Jawaban 1, 2 dan 3 saja yang benar

69. (SOP 2006) Di bawah ini diperlihatkan tiga buah bintang yaitu bintang X, bintang Y dan

bintang Z yang berada dalam diagram Hertsprung-Russell. Dari ketiga bintang tersebut

a. Bintang manakah yang paling besar dan yang paling kecil radiusnya? Sebutkan

alasannya

b. Bintang manakah yang paling tinggi temperaturnya? Sebutkan alasannya

c. Bintang manakah yang temperaturnya sama? Sebutkan alasannya

MODUL OSN ASTRONOMI

135

O B F A G K M

Kelas Spektrum

Lu

min

osi

tas

(dala

m L

)

Diagram Hertzsprung-Russell

0,01

1

100

10 000

X Y

Z

70. (OSN 2006) Dalam Tabel I di bawah diperlihatkan 20 bintang deret utama yang sudah

diukur warnanya (BV) dan koreksi bolometriknya (BC). Keduapuluh bintang ini akan kita

gunakan sebagai bintang standar.

Tabel I. Data bintang standar

Bintang No. B−V BC

1 0,25 2,30

2 0,23 2,15

3 0,21 1,92

4 0,18 1,56

5 0,15 1,20

6 0,12 0,74

7 0,07 0,40

8 0,05 0,33

9 0,00 0,15

10 0,10 0,04

11 0,20 0,00

12 0,30 0,00

13 0,40 0,00

14 0,50 0,03

15 0,60 0,07

16 0,70 0,12

17 0,80 0,19

18 0,90 0,28

19 1,00 0,40

MODUL OSN ASTRONOMI

136

20 1,20 0,75

a. Buatlah diagram warna dan koreksi bolometrik (hubungan antara BV dengan BC)

pada kertas milimeter yang disediakan!

b. Misalkan kamu mempunyai data empat bintang program seperti dalam Tabel II di

bawah ini, dengan menggunakan diagram pada soal butir a, tentukanlah koreksi

bolometrik keempat bintang program tersebut!

Tabel II. Bintang Program

Bintang

Program B V Mv Teff (K)

A 8,20 8,40 1,20 17 400

B 8,50 8,60 0,40 14 000

C 9,50 8,85 4,80 5 900

D 12,35 11,50 6,54 4 900

c. Tentukan juga magnitudo mutlak bolometrik bintang program, luminositas bintang

program dalam luminositas Matahari (L ), dan radius bintang program dalam radius

Matahari (R )!

Untuk Matahari :

Mbol

= 4,75

L = 3,86 x 1033 erg/dt

R = 6,96 x 1010 cm

dan konstanta Stefan-Boltzmann = 5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4 dt-1

71. (SOK 2005) Warna bintang menunjukkan

a. diameter bintang d. jarak bintang

b. komposisi kimiawi bintang e. umur bintang

c. temperatur permukaan bintang

72. (SOK 2005) Bila bintang-bintang berikut memiliki massa yang sama, manakah yang

memiliki radius paling kecil?

a. Bintang netron d. Bintang raksasa

b. Bintang katai putih e. Bintang variabel raksasa

c. Bintang deret utama

MODUL OSN ASTRONOMI

137

73. (OSN 2005) Spektrum sebuah bintang memperlihatkan garis helium terionisasi dan

pita titanium oksida (TiO). Adakah yang aneh pada spektrum bintang ini? Jelaskanlah jawaban

kamu.

75. (osn 2005) Spektrum bintang

Di bawah ini diperlihatkan empat buah spektrum bintang lengkap dengan garis-garis

absorpsi yang tampak pada setiap spektrum. Nama-nama unsur kimia yang ditulis di

bagian atas spektrum nomor I berlaku untuk keempat spektrum, sedangkan nama unsur

yang berada di bagian bawah setiap spektrum hanya berlaku untuk spektrum di atasnya

saja.

Btg No. Spektrum

I.

II.

III..

IV.

a. Urutkanlah keempat spektrum bintang di atas berdasarkan temperaturnya mulai dari

yang terpanas ke yang terdingin, dan jelaskan alasannya mengapa kamu mengurutkan

seperti itu!

b. Sebutkan unsur atau elemen kimia pada garis spektrum yang diberi nomor 1, 2 dan 3

di atas spektrum nomor I.

H 3 ? 2 ? 1 ? H H H H

K Lines G Band

H

He I He I He

K Lines Ca I (4227) Ti O Ti O Ti O Ti O Mg I

MODUL OSN ASTRONOMI

138

c. Jelaskan mengapa terjadi perbedaan penampakan garis-garis spektrum bintang

seperti yang diperlihatkan di atas.

76. (SOP 2004) Sebuah bintang bermassa dua kali massa Matahari, bagaimanakah rentang

masa hidupnya dibandingkan rentang masa hidup Matahari?

A. lebih panjang dari Matahari

B. dua kali rentang hidup Matahari

C. lebih pendek dari Matahari

D. setengah rentang hidup Matahari

E. sama

77. (SOP 2004) Kebermulaan sebuah bintang ketika gas dan debu dalam sebuah nebula

mengerut membentuk sebuah …………………

A. bintang raksasa

B. bintang maharaksasa

C. protomatahari

D. protobintang

E. protoplanet

78. (SOP 2004) Saat bintang mulai kehabisan bahan bakar di pusat, bintang mengembang

menjadi sebuah

A. nova

B. supernova

C. raksasa merah

D. raksasa putih

E. katai putih

79. (SOP 2004) Bintang-bintang di dalam sebuah rasi adalah kelompok …………………

A. bintang sejenis

B. bintang jarak berdekatan

C. bintang dalam gugus

D. bintang pola rekaan

E. bintang berumur sama

MODUL OSN ASTRONOMI

139

80. (osn 2004) Tujuan dari tes ini untuk memperlihatkan bagaimana astronom menggunakan

efek Doppler untuk menentukan perioda rotasi sebuah bintang. Kalau bintang berotasi, garis

spektrumnya menunjukkan pelebaran Doppler. Kecepatan rotasi di ekuator bintang tersebut

dinyatakan oleh

cv

2

1

dimana v = kecepatan rotasi

= pelebaran Doppler

= panjang gelombang garis spektrum laboratorium (garis pembanding)

c = kecepatan cahaya 300.000 km/detik

Gambar Spektrum Bintang dan pembanding

Gambar di atas memperlihatkan spektrum sebuah bintang yang sumbu rotasinya tegak lurus

garis penglihatan dari Bumi ke bintang. Panjang gelombang diberikan dalam satuan Angström

( 1 Angström = 0,00000001 cm). Bilangan sebelah atas spektrum adalah skala dalam

Angström.

Tugas :

1. Pilih satu garis spektrum dan tentukan pelebaran Dopplernya. Catat dalam lembaran

data (catat juga panjang gelombang garis pembanding).

2. Gunakan persamaan di atas untuk menentukan kecepatan rotasi bintang. Catat dalam

lembaran data! Ingat satuannya!

3. Hitung periode rotasi bintang. Ini dihitung dari persamaan

v

rP

2

dimana r = jari-jari bintang = 1.000.000 km

Nyatakanlah periode dalam jam.

Lembaran Data

1. Pelebaran Doppler () =

2. Panjang gelombang laboratorium () =

3. Kecepatan rotasi (v) =

MODUL OSN ASTRONOMI

140

4. Perioda rotasi bintang =

81. Suatu planetary nebula adalah

a. Planet-panet yang mengelilingi bintang

b. Gas yang akan runtuh dan membentuk planet

c. Awan molekul raksasa yang sedang dalam tahap pembentukan bintang-bintang baru

d. Awan gas yang sangat mampat yang di dalamnya terdapat molekul organik

e. Gas yang dilontarkan oleh sebuah bintang yang akan menjadi katai putih

82. Katai coklat adalah

a. Planet kecil berwarna coklat kemerahan seperti Mars

b. Bola gas hidrogen dan helium yang tidak mempunyai cukup massa untuk memulai

reaksi nuklir di pusatnya

c. Planet gas raksasa seperti Jupiter dan Saturnus

d. Bintang yang besar massanya di antara massa katai putih dan lubang hitam

e. Katai putih yang mengalami pendinginan dan menjadi katai coklat

83. Sumber energi bintang-bintang cabang horizontal (horizontal branch) adalah … di

pusatnya

a. Reaksi fusi karbon

b. Reaksi fusi hidrogen

c. Reaksi fusi helium

d. Jawaban (b) dan (c)

e. Jawaban (a) dan (c)

84. Manakah pernyataan berikut yang paling benar untuk menggambarkan reaksi yang terjadi

di pusat Matahari?

a. Reaksi hidrogen dan helium membentuk karbon.

b. Reaksi tiga atom hidrogen membentuk dua atom helium.

c. Reaksi helium dan karbon membentuk hidrogen.

d. Reaksi hidrogen dan karbon membentuk helium.

e. Tidak ada jawaban yang benar.

85. Manakah pernyataan di bawah ini yang benar

a. Semua katai putih adalah bintang neutron

MODUL OSN ASTRONOMI

141

b. Semua pulsar adalah bintang neutron

c. Semua neutron adalah pulsar

d. Semua lubang hitam (black hole) adalah pulsar

e. Bintang neutron tidak berhubungan dengan pulsar

86. Katai putih mengimbangi gaya gravitasi dengan

a. berputar secara cepat.

b. meledak.

c. reaksi fusi elemen-elemen berat menjadi besi.

d. tekanan dari materi terdegenerasi.

e. memancarkan energi ke angkasa.

87. Pilih pernyataan yang BENAR.

a. Diagram Dua Warna ((U-B) versus (B-V)) merupakan tempat kedudukan bintang-

bintang dengan berbagai kelas spektrum, baik yang tidak mengalami pemerahan

maupun yang mengalami pemerahan.

b. Diagram Dua Warna ((U-B) versus (B-V)) merupakan tempat kedudukan bintang-

bintang dengan berbagai kelas spektrum yang tidak mengalami pemerahan.

c. Diagram Dua Warna ((U-B) versus (B-V)) bisa digunakan untuk menaksir besarnya

pemerahan dari bintang tetapi tidak bisa digunakan untuk menentukan kelas

spektrumnya.

d. Bintang dengan harga (B–V) = +2,0 warnanya lebih biru daripada bintang dengan (B–V)

= +1,0.

e. Bintang yang mempunyai magnitudo B = 7,0 pasti temperaturnya lebih tinggi daripada

bintang yang mempunyai magnitudo B = 9,0.

88. Pilih pernyataan yang BENAR.

a. Kelas spektrum bintang menunjukkan temperatur bintang tetapi tidak mencerminkan

warna bintang.

b. Diagram dua warna adalah diagram yang menggambarkan hubungan antara magnitudo

dalam daerah panjang gelombang biru dan magnitudo dalampanjang gelombang merah.

c. Diagram Hertzsprung – Russell adalah diagram yang menggambarkan antara energi

yang dipancarkan bintang dengan temperatur bintang.

d. Dalam Diagram Hertzsprung – Russell, luminositas bintang kelas spektrum M selalu

lebih tinggi daripada luminositas bintang kelas spektrum G.

e. Dalam Diagram Hertzsprung – Russell, luminositas bintang kelas spektrum A selalu

lebih rendah daripada bintang kelas spektrum G.

MODUL OSN ASTRONOMI

142

89. Pilih pernyataan yang SALAH.

a. Spektrum bintang kelas O memperlihatkan kontinum ultraviolet yang kuat dan garis

helium terionisasi satu kali.

b. Garis hidrogen Balmer tampak kuat dalam spektrum bintang kelas A.

c. Garis-garis metal tampak dalam bintang kelas F.

d. Bintang-bintang kelas M memperlihatkan spektrum dari pita molekul.

e. Dalam sebuah spektrum bintang bisa tampak garis helium terionisasi dan pita molekul

titanium oksida.


a. Garis emisi yang tampak pada spektrum menunjukkan bahwa bintangnya memiliki

selubung gas.

b. Bintang Wolf-Rayet adalah bintang kelas O yang memiliki garis emisi lebar.

c. Garis emisi yang lebar pada sebuah spektrum menunjukkan selubung gas asal dari

garis emisi itu bergerak dengan kecepatan tinggi.

d. Daerah H II (hidrogen terionisasi) memberikan spektrum emisi.

e. Elektron yang berpindah tempat dari tingkat energi rendah ke tingkat energi yang

lebih tinggi menimbulkan garis emisi.


a. Jika Matahari dipindahkan ke jarak 100 kali lebih jauh dari semula, maka terangnya

akan menjadi 10000 kali lebih lemah.

b. Jika bintang Alpha Centauri dipindahkan ke jarak 1/10 kali jarak semula maka

terangnya akan menjadi 100 kali lebih kuat.

c. Terang bintang bermagnitudo 2 sama dengan 2 kali terang bintang bermagnitudo 1.

d. Magnitudo semu (atau magnitudo) didefinisikan sebagai ukuran terang bintang

sebagaimana kita lihat.

e. Magnitudo mutlak (absolut) didefinisikan sebagai ukuran terang bintang kalau

bintang tersebut ditempatkan pada jarak 10 parsek.


a. Diagram H-R (Hertzsprung-Russell) menunjukkan hubungan antara umur dengan

temperatur bintang.

b. Diagram H-R menunjukkan hubungan antara luminositas dengan temperatur bintang.

c. Temperatur bintang dalam diagram H-R dapat juga dinyatakan dengan kelas

spektrum atau harga warna bintang.

MODUL OSN ASTRONOMI

143

d. Dalam Diagram H-R, sebagian besar (sekitar 90%) bintang terdistribusi pada pita

yang disebut deret utama (main sequence).

e. Bintang dengan kelas spektrum A dan kelas luminositas III mempunyai harga

magnitudo mutlak yang lebih kecil dibanding bintang dengan kelas spektrum A dan

kelas luminositas V.

93. Dua unsur utama dalam nebula Tata Surya adalah

a. Hidrogen dan helium

b. Hidrogen dan nitrogen

c. Oksigen dan lithium

d. Karbon dan hidrogen

e. Helium dan lithium

94. Materi antar bintang terdiri dari gas dan debu. Yang paling berpengaruh pada

peredaman cahaya bintang adalah debu. Hal ini dikarenakan

a. jumlah debu yang lebih berlimpah daripada jumlah gas.

b. jumlah debu yang sama dengan jumlah gas.

c. besar debu yang sama dengan besar gas.

d. besar debu yang seukuran dengan panjang gelombang visual.

e. temperatur debu lebih dingin daripada temperatur gas.

95. Pilih mana yang BENAR.

a. Bintang muda biru dan panas berlokasi di lengan spiral Galaksi.

b. Bintang muda yang panas berlokasi di halo Galaksi.

c. Gugus terbuka berlokasi di halo Galaksi.

d. Matahari merupakan pusat Galaksi.

e. Semua bintang dalam Galaksi dilahirkan pada saat yang sama.

96. Layaknya seperti manusia, bintang termasuk Matahari juga mengalami fase kehidupan –

lahir dan akhirnya mati. Diantara pernyataan berikut ini, manakah yang dapat

menggambarkan evolusi Matahari dari awal sampai akhir tersebut?

a. Katai putih, raksasa merah, deret utama, protostar

b. Raksasa merah, deret utama, katai putih, protostar

c. Protostar, deret utama, raksasa merah, katai putih

d. Protostar, raksasa merah, deret utama, katai putih

MODUL OSN ASTRONOMI

144

Protostar, deret utama, katai putih, raksasa merah

97. Selama evolusinya, reaksi nuklir di pusat bintang-bintang seperti Matahari tidak dapat

menghasilkan unsur besi, hal ini disebabkan

a. Semua unsur besi dilontarkan ketika bintang menjadi planetary nebula

b. Semua besi yang terbentuk dari reaksi nuklir diubah menjadi uranium

c. Unsur besi tersimpan di atmosfer akibat adanya medan magnet yang kuat dari bintang-

bintang tersebut

d. Temperatur di pusat bintang tidak cukup tinggi untuk memicu terjadinya reaksi nuklir

menjadi besi

e. Semua pernyataan di atas salah

98. Ketika Matahari berevolusi menjadi rakasa merah, pusatnya akan…

a. Mengembang dan memanas

b. Mengembang dan mendingin

c. Mengerut dan memanas

d. Mengerut dan mendingin

e. Mengembang dengan temperatur tetap seperti sebelumnya

99. Kala hidup bintang di deret utama yang massanya 4 kali lebih besar dari massa Matahari

dan luminositasnya 100 kali lebih besar dari luminositas Matahari adalah

a. 4 kali lebih lama daripada Matahari

b. 400 kali lebih lama daripada Matahari

c. 4 kali lebih singkat daripada Matahari

d. 100 kali lebih singkat daripada Matahari

e. 25 kali lebih singkat daripada Matahari

100. Sebuah bintang raksasa mempunya luminositas yang sama dengan luminositas bintang di

deret utama. Karena bintang raksasa tersebut lebih besar ukurannya, maka

______________ daripada bintang deret utama.

a. Sudut paralaksnya lebih kecil

b. Sudut paralaksnya lebih besar

c. Temperaturnya lebih rendah

d. Temperaturnya lebih tinggi

e. Tidak ada pernyataan yang benar

MODUL OSN ASTRONOMI

145

101. Bintang A mempunyai ukuran yang sama dengan bintang B. Jika luminositas bintang A

tersebut makin besar, maka ______________ daripada bintang B.

a. Sudut paralaksnya lebih kecil

b. Sudut paralaksnya lebih besar

c. Temperaturnya lebih rendah

d. Temperaturnya lebih tinggi

e. Tidak ada pernyataan yang benar karena besaran fisis kedua bintang akan selalu

sama

102. Ketika terjadi pembakaran hidrogen di selubung, lapisan luar bintang menjadi panas. Ini

menyebabkan lapisan terluar bintang ______________ serta temperaturnya

______________ dan luminositas ______________. Setelah itu bintang akan berevolusi

menuju tahap Raksasa Merah.

a. mengerut; bertamba; bertambah

b. mengerut; bertambah; berkurang

c. mengembang; menurun; bertambah

d. mengembang; menurun; berkurang

e. mengembang; tetap sama; tetap sama

103. Bagaimana kita melakukan pengamatan untuk menentukan gerak diri bintang, tanpa

dipengaruhi oleh efek palaks trigonometri?

f. Kita lakukan pengamatan paralaks trigonometri secara terpisah, kemudian hasil

pengamatan gerak diri dikoreksi terhadap paralaks yang diamati secara terpisah.

g. Kita hanya cukup mengamati bintang tersebut pada tanggal yang sama selama

bertahun-tahun untuk memperoleh data gerak diri.

h. Kita hitung jarak bintang dengan menggunakan metode sekunder, diperoleh paralaks

yang akan menjadi faktor koreksi pengamatan gerak diri.

i. Butuh informasi kecepatak radial bintang agar kecepatan tangensial, dalam hal ini

gerak diri, dapat kita tentukan secara terpisah dari paralaks.

j. Tidak mungkin mengamati gerak diri terpisah dari efek paralaks trigonometri

bintang.

104. Apa yang dapat kamu simpulkan dari sebuah bintang dengan kelas temperatur M3 Ib?

a. Bintang temperatur tinggi

b. Bintang M deret utama

c. Anggota populasi I

MODUL OSN ASTRONOMI

146

d. Anggota populasi II

e. Bintang cabang horizontal raksasa

105. Tujuh buah bintang masing-masing dari kelas temperatur A, B, F, G, K, M dan O.

Manakah dari pernyataan tentang bintang-bintang tersebut berikut ini yang BENAR:

f. Bintang kelas A dan B memiliki tempertar permukaan yang lebih rendah dari bintang

kelas M dan O

g. Urutan kelas temperatur A, B, A, F, G, K, M dan O menunjukkan urutan semakin

rendahnya temperatur permukaan bintang

h. Bintang-bintang kelas temperatur G dan K lebih panjang kala hidupnya dibandingkan

kelas temperatur A dan B

i. Urutan kelas temperatur A, B, F, G, K, M, O menunjukkan urutan semakin besarnya

radius bintang

j. Bintang-bintang kelas temperatur O adalah yang paling panjang usia hidupnya

MODUL OSN ASTRONOMI

147

BINTANG GANDA

Di langit banyak bintang yang merupakan bintang berdua (disebut bintang ganda) karena kedua

bintang tersebut terikat oleh gaya gravitasi satu sama lain sehingga saling mengitari. Bukan hanya bintang ganda saja, tetapi ada juga bintang bertiga, berempat, dst. yang saling mengitari karena ikatan gravitasi. Sistem ini disebut Bintang Majemuk (Contoh : Bintang Milburn 377). Pada materi ini hanya akan dibahas tentang bintang ganda saja.

Ada dua istilah yang mirip :

1) Optical double star Melalui teleskop terlihat dua bintang yang sangat dekat, tetapi tidak berinteraksi secara gravitasi karena letaknya keduanya yang sebenarnya sangat jauh

2) Visual Binary Star Melalui teleskop terlihat dua bintang yang sangat dekat dan kedua bintang saling berinteraksi secara gravitasi

Untuk Bintang ganda, Bintang yang lebih besar dan lebih terang disebut bintang Primer dan bintang pasangannya disebut bintang sekunder

Bintang Mizar di rasi Ursa Mayor adalah bintang ganda yang pertama kali ditemukan, oleh Riccioli tahun 1650

Jenis-jenis bintang ganda :

1) Bintang Ganda Visual

- Terlihat terpisah oleh teleskop.

- Jarak kedua bintang mencapai beberapa ratus SA

- Periode kedua bintang mencapai beberapa puluh hingga jutaan tahun

- Dikenali dari gerak sejatinya (proper motion) yang sama

- Contoh : Bintang Mizar (sebenarnya adalah sistem Bintang Majemuk), Bintang Alpa Centauri (T = 79,92 tahun)

2) Bintang Ganda Astrometri

- Bintang pasangannya sangat lemah sehingga tidak bisa terlihat

- Dikenali dari gerakan sejatinya yang berkelok-kelok mengitari titik pusat massanya. Hanya untuk bintang-bintang berjarak maksimum 10 pc.

- Contoh : Bintang Sirius

3) Bintang Ganda Spektroskopi

- Dikenali dari spektrumnya yang berosilasi karena komponen bintang kedua bergerak menjauhi dan mendekati pengamat

MODUL OSN ASTRONOMI

148

ketika mengitari bintang induknya dengan kecepatan tinggi (beberapa ratus km/s) – mengalami efek pergeseran Doppler

- Jarak kedua bintang sangat dekat sehingga kecepatan orbitnyapun besar

- Dibagi dua, yaitu bintang ganda spektroskopi bergaris tunggal (jika hanya teramati satu spektrum bintang saja) dan bintang ganda spektroskopi bergaris ganda (jika spektrum kedua bintang teramati)

4) Bintang Ganda Gerhana

- Kedua bintang saling menggerhanai pasangannya bergantian ketika mengorbit titik pusat massanya

- Merupakan bintang ganda spektroskopi yang inklinasi orbitnya mendekati 900 (dapat diamati osilasi spektrumnya)

- Dikenali dari perubahan kurva cahaya bintang yang periodik (diamati secara fotometri)

- Contoh : Bintang Algol (b-Persei)

Pembagian bintang ganda berdasarkan bintang penyusunnya :

1) Cataclismyc Variable, yaitu pasangan bintang deret utama dan katai putih. Bintang primer adalah bintang yang berusia lanjut.

2) High Massive X-Ray Binary, yaitu pasangan bintang raksasa dan bintang kompak (bintang neutron atau blackhole). Pada bintang ini terjadi transport materi dari bintang raksasa ke bintang kompaknya dan menghasilkan radiasi sinar-X yang besar.

3) Algol Binary Star, yaitu system bintang ganda yang terdiri dari bintang raksasa dan bintang katai.

Pembagian bintang ganda berdasarkan kontak fisik antar pasangannya

1) Detached binary tidak ada kontak fisik, penghubung hanyalah gaya gravitasi saja. Evolusi masing-masing bintang sama dengan evolusi bintang tunggal

2) Semi detached binary Salah satu bintang pasangannya ketika berevolusi menjadi bintang raksasa merah memenuhi lingkup Roche (daerah di sekeliling bintang dimana gaya gravitasi saling meniadakan) sehingga ada materi dari bintang tersebut yang terlempar ke arah bintang pasangannya. Materi yang terlempar tersebut mengelilingi

MODUL OSN ASTRONOMI

149

bintang pasangannya dalam lintasan spiral dengan sangat cepat dan membentuk piringan akresi sebelum jatuh ke permukaan bintang. Hal ini dapat menimbulkan pancaran yang kuat dalam gelombang radio atau sinar X. Evolusi bintang sistem ini sangat berbeda dari evolusi bintang tunggal.

3) Contact binary Selubung Roche terisi penuh dan materi terus meluap sehingga terlempar ke luar angkasa, dan suatu saat kedua bintang akan bergabung karena gesekan antar materi mengerem kecepatan orbit.

Karena bintang ganda berikatan secara gravitasi, maka semua hukum gravitasi berlaku untuk kedua bintang tersebut dan juga ketiga Hukum Keppler.

Hukum Kepler 1 : Gerakan kedua bintang adalah elips dan saling mengitari titik pusat massanya dengan periode yang sama besar. Jika ditarik garis lurus antara kedua bintang, maka garis itu akan menyentuh titik pusat massanya/barycenter (TPM) yang merupakan titik kesetimbangan

sistem, atau Mp.rp = Ms.rs

Beberapa parameter orbit bintang ganda :

a = setengah sumbu panjang orbit bintang

= diameter sudut (“) setengah sumbu panjang (

), dengan a =

setengah sumbu panjang dan d = jarak sistem bintang ganda ke bumi

e atau = eksentrisitas orbit

T = periode orbit

i = inklinasi orbit, yaitu sudut bidang orbit terhadap bidang langit, jika i = 00, maka bidang orbit bintang ganda sejajar bidang langit atau bidang orbit tepat tegak lurus dengan pengamat, jika i = 900, maka bidang orbit bintang ganda tegak lurus dengan bidang orbit langit atau sejajar dengan pengamat (terlihat orbitnya berupa garis lurus)

= kedudukan garis node, yaitu garis perpotongan bidang orbit bintang ganda dengan bidang langit pengamat

= bujur periastron (sudut garis node dengan garis periastron)

Hukum Kepler 2 : Kecepatan kedua bintang berubah-ubah tergantung jaraknya terhadap titik pusat massa

Hukum Kepler 3 : Jika massa bintang dinyatakan dalam massa matahari dan jaraknya dalam SA, maka :

Beberapa persamaan matematik dan fisika dari bintang ganda :

1) Hubungan antara massa bintang dan setengah sumbu panjangnya

Makin massif suatu bintang, semakin kecil radius orbitnya.

MODUL OSN ASTRONOMI

150

α = αp + αs

a = ap + as

p

s

ap

as

Ms

Mp

asMsapMp

..

2) Massa total bintang ganda

Dengan rumus Hukum Keppler III

212

3

MMT

a

Jika diketahui sudut sumbu semi mayor (α), massa dapat dicari dengan

2

3

2

21

3

/

T

pM

TMMp

tot

Dengan: Mtot dalam satuan M

(massa Matahari)

α dalam satuan detik busur

p (paralaks) dalam satuan detik busur

T (periode) dalam satuan tahun

3) Hubungan luminositas dan massa

Hubungan luminositas dan massa dapat didekati dengan rumus empiris :

1,0log1,4log M

M

L

L

Dan magnitude bolometriknya adalah

9,4log1,10 M

MM bol

Persamaan ini berlaku untuk persyaratan : Log (L/L ) > - 1,2 atau Mbol < 7,8

Menurut Eddington (1926), hubungan massa dan luminositas secara umum dapat dituliskan :

Untuk bintang dengan M > 1M , a sekitar 1 dan p diantara 3,1 – 4,0

Untuk bintang dengan M < 1M , a diantara 0,3 – 0,4 dan p sekitar 2

4) Hubungan kecepatan orbit dan sumbu semi-mayor

P

PP

v

aT

2

3

22

)( SP

PP

aa

av

; dengan )( SP mmG

Atau

MODUL OSN ASTRONOMI

151

3

2

2

)( SP

S

Saa

av

Maka perbandingan kecepatan orbitnya :

S

P

S

P

a

a

v

v

5) Fungsi Massa

Contoh : Pada tahun 1972 diketahui letak pemancar sinar X, yaitu Cygnus X-1 ternyata memiliki koordinat yang sama dengan sistem bintang ganda spektroskopi bergaris tunggal (yang bintang pasangannya tidak terlihat) dari bintang HDE 226868, yaitu bintang maharaksasa kelas O yang bermassa lebih besar dari 10 M dengan kala edar 5,6 hari. Pasangan yang tidak terlihat tersebut diduga adalah Cygnus X-1. Melalui pengamatan diperoleh fungsi massa sistem bintang ini adalah 0,23M . Karena fungsi massa masih dalam sin3i (yang nilainya tentu < 1), maka dapat dihitung dari fungsi massa bahwa MS > 3,4 M . Ini cukup mengejutkan karena bintang dengan massa yang sebesar itu tidak terlihat secara visual atau spektroskopi, maka diduga Cygnus X-1 adalah sebuah lubang hitam (Black hole). Ini adalah bukti pengamatan black hole yang pertama kali ditemukan

Pada pengamatan bintang ganda visual, dapat ditentukan parameter orbit : i, α, e dan T, p atau d

Melalui rumus paralaks (a = α.d/206265), dapat diketahui a

Melalui Hukum Kepler III dapat diketahui jumlah total massa sistem bintang ganda (MP + MS)

Melalui hubungan massa dan setengah sumbu panjang (MP.aP = MS.aS) dapat diketahui massa masing-masing bintang

Contoh : Melalui pengamatan terhadap bintang ganda α-Centauri, dapat diketahui komponen-komponen sebagai berikut :

- Periode T = 79,92 tahun

- Diameter sudut setengah sumbu panjang α = 17”,66

- Paralaks 0”,74

- aP/aS = 1,22

Carilah massa masing-masing komponen bintang ganda α-Centauri ! (Jawab : MP = 1,17M dan MS = 0,96 M )

Pada pengamatan bintang ganda spektroskopi, dapat diperoleh yang disebut kurva kecepatan radial, dan melalui kurva ini dapat ditentukan parameter orbit sbb. : T, e, ω, a1 sin i, a2 sin i. Hanya saja sudut inklinasi (i) tidak bisa ditentukan.

Pada pengamatan bintang ganda gerhana (dilakukan secara fotometri), dapat diperoleh yang disebut kurva cahaya, dan melalui kurva ini dapat ditentukan parameter orbit sbb. : T, e, ω, R1/a, R2/a dan i

Jika pengamatan bintang ganda secara spektroskopi dan

MODUL OSN ASTRONOMI

152

fotometri digabungkan, maka kita akan memperoleh massa bintang dan radius bintang, maka rapat massa bintang juga dapat diketahui.

Hal-hal yang menyulitkan analisis kurva cahaya dari bintang ganda gerhana :

1) Karena jarak kedua bintang dekat, maka bentuk bintang bukan bola tetapi agak benjol karena tarikan gravitasi pasangannya. Hal ini mempengaruhi luas permukaan bintang (penentuan R) karena bintang berotasi

2) Efek penggelapan tepi menyebabkan ‘kehilangan’ cahaya lebih besar di tengah daripada di tepi (tidak linier)

3) Efek pemantulan, yaitu bintang yang lebih gelap menjadi lebih terang karena memantulkan cahaya bintang pasangannya

Peristiwa-peristiwa terkait bintang ganda :

1) Paradoks Algol Bintang yang massanya besar masih berada di deret utama sedangkan bintang pasangannya yang massanya lebih kecil sudah berevolusi lanjut menjadi bintang subraksasa. Seharusnya bintang yang massanya besar yang berevolusi lebih cepat untuk meninggalkan deret utama. Ini terjadi karena perpindahan massa pasangan yang berevolusi lanjut ke bintang deret utama karena telah memenuhi lingkup Roche. (Semi detached binary)

2) Nova dan Supernova tipe Ia Terjadi ketika perpindahan materi bintang yang mengisi lingkup Roche berpindah ke bintang pasangannya yang berupa katai putih. Di permukaan katai putih terjadi siklus reaksi karbon-nitrogen sehingga timbul ledakan yang dahsyat yang diamati berupa peningkatan cahaya bintang itu sampai beberapa magnitudo. Hal in bisa terjadi secara cepat, atau lambat, bahkan periodik. RS Ophiuci sudah diamati meledak (mengalami nova) sebanyak 6 kali ( tahun 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 dan 2006). Pada akhirnya bintang katai putih akan kehabisan materi karena meledak dan bisa runtuh menjadi bintang neutron atau meledak dengan sangat dahsyat menjadi supernova tipe Ia (supernova yang terjadi pada bintang ganda)

3) Runaway star peristiwa nova/supernova yang dahsyat sehingga ledakan bintang dapat melemparkan/menceraikan bintang pasangannya sangat jauh dari tempat asalnya

MODUL OSN ASTRONOMI

153


1. Periode bintang ganda WDS 04403-5857 adalah P = 360,36 tahun dan setengah

sumbu panjang orbitnya = 3,051 detik busur. Apabila jumlah massa bintang primer

dan sekunder 1,46 massa Matahari, berapakah jarak bintang tersebut ?

a. 12 parsek

b. 19 parsek

c. 36 parsek

d. 123 parsek

e. 35 parsek

2. Supernova tipe Ia yang berasal dari bintang ganda yang salah satu komponennya

bintang katai putih, dapat ditentukan jaraknya dari Bumi dengan cara :

a. Diukur kecepatan gerak dirinya (proper motion) dari Bumi. Selanjutnya

besaran ini dibandingkan dengan kecepatan gerak obyek-obyek lain yang lebih

jauh

b. Diukur jangka waktu terjadinya ledakan. Semakin lama ledakan terjadi

semakin jauh jarak supernova itu

c. Diukur kecerlangan semu maksimumnya. Dari perbedaan terhadap magnitudo

mutlaknya maka jarak dapat ditentukan dengan rumus modulus jarak.

d. Diukur dari kecepatan penurunan kecerlangan. Semakin cepat supernova

meredup artinya jaraknya semakin jauh

e. Diukur dari warna cahaya ledakan. Semakin biru warnanya jaraknya semakin

dekat

3. (OSP2009) Untuk mengamati bintang ganda yang jaraknya saling berdekatan,

sebaiknya menggunakan teleskop

a. Diameter okuler besar

b. Diameter obyektif yang besar

c. Panjang fokus kecil

d. Hanya bekerja dalam cahaya merah

e. Diameter obyektif kecil

MODUL OSN ASTRONOMI

154

4. (OSK 2009) Bintang Sirius dikenal sebagai bintang ganda, bintang primernya

disebut Sirius A dan bintang sekundernya disebut Sirius B yang merupakan

bintang katai putih. Temperatur efektif Sirius A adalah 9200 K dan radiusnya

adalah 1,76 kali radius Matahari, sedangkan temperatur efektif Sirius B adalah

27400 K dan radiusnya adalah 0,0070 kali radius Matahari. Perbandingan

luminositas antara Sirius A dan Sirius B adalah…

a. Luminositas Sirius B adalah 800 kali luminositas Sirius A

b. Luminositas Sirius A adalah 800 kali luminositas Sirius B

c. Luminositas Sirius B adalah 80 kali luminositas Sirius A

d. Luminositas Sirius A adalah 80 kali luminositas Sirius B

e. Luminositas Sirius A adalah sama dengan luminositas Sirius B

5. (SOP 2008) Ada sebuah bintang ganda gerhana yang kedua bintang anggotanya

sama persis, radiusnya sama, temperaturnya sama, dan inklinasi orbit 90o. Bila

ditilik kurva cahaya (grafik magnitudo terhadap waktu) bintang ganda itu,

berapakah perbedaan magnitudo antara keadaan paling terang dan keadaan paling

redup ?

6. (SOP 2008) Sebuah bintang ganda terdiri dari sebuah bintang maharaksasa biru

yang massanya 90 massa matahari dan sebuah bintang katai putih bermassa kecil.

Periode orbit bintang ganda itu adalah 12,5 hari. Karena temperatur bintang

raksasa itu sangat tinggi, ia mengalami kehilangan massa melalui angin bintang

yang dihembuskannya. Setiap tahun bintang raksasa itu kehilangan massa 10−6

kali massa matahari. Jika diasumsikan jarak antara kedua bintang itu tidak

berubah. Hitunglah periode orbit bintang ganda itu 10 juta tahun kemudian.

7. (SOP 2008) Sebuah bintang ganda gerhana mempunyai periode 50 hari. Dari

kurva cahayanya seperti yang diperlihatkan pada gambar di bawah, tampak bahwa

bintang kedua menggerhanai bintang pertama (dari titik A sampai D) dalam waktu

10 jam (saat kontak pertama sampai kontak terakhir), sedangkan dari titik B

sampai titik C yatu saat gerhana total, lamanya adalah 1 jam. Dari spektrumnya

diperoleh bahwa kecepatan radial bintang pertama adalah 20 km/s dan bintang

kedua adalah 50 km/s. Apabila orbitnya dianggap lingkaran dan inklinasinya i =

90o, tentukanlah radius bintang pertama dan kedua dan juga massa kedua

bintang.

MODUL OSN ASTRONOMI

155

8. (OSN 2004) Tiga buah bintang ( Cen A, Cen B dan Proxima Cen) mengorbit

pada titik pusat massa. Periode dua bintang : Cen A dan Cen B diketahui

mengorbit 70 tahun. Kalau jarak Proxima Cen terhadap kedua bintang yang lain

tetap, berapa periode orbit Proxima Cen mengitari titik pusat massa sistem?

MODUL OSN ASTRONOMI

156

GALAKSI DAN KOSMOLOGI DASAR

1. GALAKSI BIMA SAKTI

Galaksi adalah kumpulan bintang-bintang yang berjumlah ratusan milyar

Matahari adalah salah satu bintang yang terdapat diantara sekitar 200 milyar

bintang dalam galaksi Bima Sakti

Galaksi Bimasakti berbentuk cakram dengan garis tengah kurang lebih 100.000 tahun

cahaya dan tebal 1000 ly, sedangkan Matahari berada pada jarak 30.000 ly dari

pusatnya.

Bagian tengahnya (disebut bulge) menggembung seperti bola rugby berdiameter

sekitar15.000 ly pada lintangnya dan 20.000 ly pada bujurnya.

Semua bintang yang dapat kita lihat pada langit malam berada dalam galaksi

Bimasakti.

Matahari mengelilingi pusat galaksi dengan kecepatan sekitar 220 km/s.

Waktu yang diperlukan Matahari untuk sekali mengedari pusat galaksi adalah 240

juta tahun, dikenal sebagai cosmic year.

Karena umur Matahari diperkirakan sekitar 4,6 – 5 milyar tahun, berarti Matahari

telah mengelilingi pusat galaksi sebanyak 20 putaran lebih.

Galaksi Bima Sakti berbentuk spiral batang (SB), yang terdiri dari milyaran bintang.

Pada bagian disk umumnya ditemukan bintang bintang muda dan MAB, sedangkan pada

bagian bulge umumnya terdapat bintang-bintang tua dan sangat sedikit MAB.

MODUL OSN ASTRONOMI

157

2. GUGUS BINTANG

Di beberapa tempat terlihat bintang yang bergerombol. Gerombolan bintang ini

disebut gugus bintang. anggotanya bisa hanya beberapa ratus tetapi ada juga yang

sampai ratusan ribu bintang.

Ada dua macam gugus bintang, yaitu gugus galaktik (galactical cluster) yang terletak

pada disk dan gugus bola (globular cluster) yang terletak pada halo.

Persamaan gugus bola dan gugus galaksi adalah bintang-bintang di dalamnya :

- berikatan secara gravitasi

- berjarak sama dari bumi, sehingga mudah untuk menentukan magnitudo mutlak

setiap bintang jika jaraknya diketahui

- Berasal dari awan nebula yang sama sehingga komposisi kimia setiap bintang

sama, maka pembedanya hanya massanya sehingga penelitian tentang evolusi

bintang menjadi lebih mudah

- Terbentuk pada saat yang sama sehingga usia gugus bisa ditentukan melalui

analisis diagram HR gugus (untuk gugus bola masih ada perdebatan apakah

terbentuk bersama-sama atau tidak)

Perbedaan Gugus Bola dan gugus galaksi

Gugus Galaksi/gugus Terbuka Gugus Bola

Jumlah bintang Mencapai ribuan buah Mencapai ratusan ribu buah

Bentuk Tidak beraturan Beraturan, biasanya berbentuk

bola

Usia Objek muda Objek tua

Ikatan gravitasi Lebih lemah dan lebih terbuka

sehingga kerapatan bintangnya

rendah, juga dapat menarik bintang

luar yang lain menjadi anggotanya

Lebih kuat, tidak mudah tercerai

sehingga kerapatan bintangnya

tinggi

Komposisi kimia Kaya logam (anggota populasi I) Miskin logam (anggota populasi

II)

Letak Di daerah spiral/piringan galaksi Di halo galaksi

Pada tahun 1944, W. Baade mengajukan adanya dua macam populasi bintang, yaitu :

Ciri-ciri Populasi I Ciri-ciri Populasi II

Kelompok bintang muda Kelompok bintang tua

Bintang maharaksasa biru dan bintang-

bintang muda

Bintang raksasa merah dan bintang-bintang

tua lainnya

Kelompok bintang yang bergerak cepat Kelompok bintang yang bergerak lambat

Garis spektrum logam kuat/banyak

elemen berat

Garis spektrum logam lebih sedikit /sedikit

elemen berat

Berasal dari materi antar bintang yang

kaya akan unsur berat, asalnya dari

Berasal dari materi antar bintang yang

bersih dari unsur berat

MODUL OSN ASTRONOMI

158

daerah yang dihuni bintang populasi II

yang menghembuskan materinya (lewat

angin bintang, nova atau supernova)

Kebanyakan letaknya di daerah

piringan/lengan galaksi

Kebanyakan letaknya di halo galaksi atau di

pusat galaksi

Biasanya membentuk gugus galaksi Biasanya membentuk gugus bola

Galaksi kita bukanlah satu-satunya galaksi di alam semesta. Bermilyar-milyar galaksi

lain ada di dalam alam semesta. Galaksi-galaksi yang berdekatan dikelompokkan

menjadi gugus galaksi (cluster), sedangkan cluster-cluster ini secara longgar

berkelompok dalam struktur yang lebih besar yang disebut super-gugus (super cluster). Galaksi kita beserta galaksi Andromeda (M31), Awan Magellen Besar (LMC)

Awan Magellan Kecil (SMC), Sagittarius dSph, Sculptor dSph, M94, M101, M33, NGC

300, NGC247, Triangulum beserta galaksi dekat lainnya digolongkan sebagai gugus

lokal, terdiri lebih dari 30 galaksi yang terletak dalam pinggiran super gugus Virgo,

yang pusatnya sekitar 50 juta tahun cahaya dari kita.

STRUKTUR GALAKSI BIMA SAKTI

Struktur galaksi Bima Sakti : terdiri dari Pusat galaksi (bulge), piringan galaksi, Halo

galaksi dan korona galaksi

Pusat galaksi

- Kerapatan bintang sangat tinggi, sekitar 1 juta bintang tiap parsec (sejuta kali

kerapatan bintang di sekitar Matahari

- banyak ditemukan gugus bola, bintang variabel RR Lyrae, dan planetary nebulae

- Pengamatan terutama dari panjang gelombang radio, inframerah, sinar X dan sinar

gamma

MODUL OSN ASTRONOMI

159

- Melalui pengamatan sinar X diperkirakan ada lubang hitam raksasa di tengah pusat

galaksi

- Melalui pengamatan radio dan inframerah diketahui semakin dekat ke pusat galaksi

kecepatan rotasi semakin besar sehingga diprediksi ada massa yang sangat besar di

pusat galaksi

- Melalui pengamatan inframerah, ada awan debu berbentuk cincin yang bergerak

mengitari pusat galaksi

- Melalui pengamatan radio ditemukan sumber radio kuat yang diberi nama Sagitarius

A dengan ukuran lebih kecil dari 8 AU (setara dengan bintang raksasa merah). Selain

itu di tahun 2002 ditemukan sumber radio lain yang diberi nama Sagitarius A* yang

ternyata berukuran 3,7juta M dengan ukuran hanya 6,25 jam cahaya (sekitar 45

AU)

Piringan galaksi ::

- Terdiri dari bintang-bintang muda yang panas, gas dan debu antar bintang, gugus

terbuka yang tersebar membentuk suatu pola spiral

- Pola spiral ditentukan dari memplot jarak bintang-bintang O, B dan gugus galaksi

yang ada di galaksi kita

- Pemikiran ini muncul dari pengamatan galaksi spiral Andromeda sejarak 2,2 tahun

cahaya yang memperlihatkan bahwa bintang-bintang O, B dan gugus galaksi terletak

di piringan galaksi Andromeda

- Ada empat lengan spiral utama yang menjulur keluar dari pusat galaksi

- Piringan galaksi berotasi dengan rotasi diferensial, yaitu kecepatan sudut di pusat

lebih besar dari bagian tepi

- Permasalahan dengan rotasi diferensial galaksi :

1) Ditinjau dari usia galaksi yang sudah tua, maka seharusnya sudah terjadi

beberapa kali putaran (Matahari saja sudah 20 kali berputar) dan bentuk spiral

tentu akan hilang, mengapa masih terlihat sekarang?

SOLUSI : C.C.Lin dan Frank Shu memberi hipotesis bahwa adanya sejenis

gelombang kerapatan yang bergerak di galaksi sepanjang arah rotasinya dengan

kecepatan sekitar 30 km/s.Gelombang ini memampatkan gas yang dijumpainya dan

sanggup mempertahankan bentuk spiral galaksi meskipun telah berputar berulang

kali. Masalahnya adalah darimana munculnya gelombang in dan mekanisme apa

yang menjaga gelombang ini terus menerus ada di galaksi?

2) Mulai dari jarak sekitar 16.000 parsec dari pusat galaksi, ternyata kecepatan

rotasi diferensial galaksi membesar (seharusnya mengecil). Kurvanya dikenal

dengan nama kurva rotasi galaksi. Diamati pertama kali di tahun 1978. Bentuk

kurva di bawah ini ternyat terlihat juga pada galaksi-galaksi yang lain.

MODUL OSN ASTRONOMI

160

SOLUSI : Menurut Friyz Zwicky, di bagian luar piringan galaksi (di daerah

halo galaksi dan korona galaksi) terdapat materi gelap, yaitu materi yang tidak

dapat teramati karena tidak bercahaya tetapi jumlahnya sangat besar,

diperkirakan mencapai 2000 miliar massa Matahari. Materi ini dihipotesiskan

tersusun dari partikel-pertikel yang berbeda dari yang sudah diketahui,

disebut cold dark matter.

Halo Galaksi

- Lapisan yang menyelubungi piringan dan pusat galaksi, berbentuk elipsoida dengan

ukuran setara dengan batas piringan galaksi

- Ditempati oleh obyek-obyek yang lebih tua dari piringan galaksi, kebanyakan berisi

gugus bola

- Melalui pemetaan gugus bola di halo, dapat ditentukan pusat dari semua gugus bola

tersebut, yaitu pusat galaksi

- Diprediksi merupakan tempat dari materi gelap bersembunyi

Korona Galaksi

- Berbentuk bola dengan diameter paling sedikit 120.000 pc sampai 600.000 pc

- Terdapat dua galaksi satelit, yaitu Kabut Magellan Besar dan Kabut Magellan Kecil

- Terdapat 7 buah galaksi kerdil dan beberapa gugus bola

- Diprediksi merupakan tempat dari materi gelap bersembunyi selain di halo galaksi

MODUL OSN ASTRONOMI

161

KLASIFIKASI GALAKSI

Teleskop Hubble menemukan jutaan galaksi dalam berbagai ukuran, bentuk dan arah.

Sebagian besar galaksi lebih kecil daripada galaksi kita, tetapi beberapa diantaranya

lebih besar.

Bentuknya bermacam-macam, dan umumnya digolongkan dalam tiga kelas:

1. Galaksi elips, yang sudah tidak menghasilkan bintang baru lagi, karena gas dan

debunya sudah habis terpakai. Galaksi ini biasanya sangat besar, dan hampir

seluruhnya terdiri atas bintang populasi II yang lebih tua. Galaksi ini dibagi lagi

menjadi kelas E0 (bentuk bola) sampai E7 yang berbentuk pipih dengan rumus En, n =

10 [1 - (b/a)].

2. Galaksi tidak beraturan (irregular), yang tidak mempunyai bentuk, walau di sana-sini

memperlihatkan bentuk spiral. Galaksi ini terutama berisi bintang-bintang populasi I,

yakni bintang besar, biru dan panas, dan bintang muda yang putih kebiruan. Galaksi

ini banyak mengandung debu dan gas antar bintang.

3. Galaksi spiral, berisi bintang populasi I dalam lengannya. Dalam lengannya itu banyak

bintang-bintang sedang terbentuk. Pada pusatnya maupun pada selunung besar di

sekitarnya terdapat bintang populasi II yang lebih tua, yakni bintang raksasa merah,

bintang kerdil serta beberapa Cepheid. Galaksi spiral dibagi lagi menjadi Sa, Sb dan

Sc seiring dengan kelonggaran lilitan lengannya. Adapula galaksi spiral batang, yang

menjulurkan lenganya dari pusat hampir vertikal, kemudian melingkar pada ujungnya.

Semakin panjang batang lengannya, jenis ini dibagi menjadi Sba, Sbb, dan Sbc.

Adapun bentuk peralihan antara galaksi elips dan pipih disebut galaksi lenticular (S0),

yaitu cakram pipih namun cakramnya tidak terdiskret menjadi lengan-lengan

Diperkirakan sebanyak 80% dari galaksi yang teramati merupakan galaksi spiral, 17%

galaksi elips dan sisanya galaksi tak beraturan.

MODUL OSN ASTRONOMI

162

Selain galaksi-galaksi yang telah dijelaskan di atas, adapula galaksi-galaksi lainnya yang

tidak biasa, seperti galaksi radio, galaksi yang saling bertabrakan dan quasar (quasi stellar radio source). Adapun objek-objek tersebut belum dapat dijelaskan dengan

sempurna dengan pengetahuan maupun pengamatan yang ada saat ini.

KOSMOLOGI

Kosmologi adalah ilmu yang mempelajari alam semesta secara keseluruhan: bentuk,

ukuran, struktur, komposisi, serta bagaimana perubahannya dari waktu ke waktu

Pengamatan Edwin Hubble di tahun 1929 menyatakan bahwa semua galaksi jauh sedang

bergerak menjauhi kita (dan menjauhi satu dengan yang lainnya) dengan kelajuan yang

amat tinggi. Semakin jauh sebuah galaksi dari kita, semakin tinggi lajunya.

Jika semua galaksi bergerak saling menjauhi, maka mereka sebelumnya pastilah

berdekatan. Jika kita kembali cukup jauh ke masa lampau semua materi tentulah berasal

dari sebuah titik singularitas berkerapatan tak hingga yang mengalami ledakan dahsyat.

Peristiwa ini dikenal sebagai Big Bang (Ledakan Besar).

Pada tahun 1965, dua astronom yang bernama Arno Penzias dan Robert Wilson

menemukan pijaran radiasi latar belakang gelombang mikro dari sisa-sisa ledakan besar

yang mengisi seluruh jagad raya dan menghujami Bumi, meskipun telah mengalami

pendinginan selama kurang lebih 15 milyar tahun.

Penemuan Hubble, Penzias dan Wilson merupakan landasan untuk berspekulasi mengenai

asal mula, evolusi dan masa depan jagad raya.

Semua teori ini termasuk dalam bidang kajian kosmologi yang berasaskan pada teori

relativitas umum dengan paduan bidang astronomi, fisika partikel, fisika statistik,

termodinamika dan elektrodinamika.

MODUL OSN ASTRONOMI

163

HUKUM HUBBLE

Pada tahun 1929, Edwin Hubble membuktikan bahwa galaksi non lokal di alam semesta ini

bergerak saling menjauh satu sama lain dan besarnya kecepatan menjauh ini sebanding

dengan jaraknya, yang ia nyatakan dalam bentuk (disebut Hukum Hubble) :

dHv 0

Hukum ini diperoleh dari plot kecepatan radial galaksi-galaksi terhadap jaraknya yang

ternyata ‗hampir‘ linier. Besar kecepatan radial suatu galaksi dapat diukur dengan

metode Doppler yaitu:

cvr

0

Nilai 0

ini disebut

koefisien pergeseran

spektrum, z.

H0 adalah nilai gradien dari

grafik kecepatan radial

galaksi tersebut.

Berdasarkan perhitungan

yang modern dengan

ketelitian yang semakin

baik, kemiringan ini

ternyata bervariasi, tetapi

variasinya memiliki batas

tertentu, perhatikan

gambar di samping ini :

Melalui Hukum Hubble dan

penentuan H0, kita bisa menentukan beberapa parameter fisis alam semesta, yaitu :

1) Jari-jari/panjang alam semesta (Hubble Length) (c adalah kecepatan

cahaya)

Hubble Length yang disepakati adalah 13,8 miliar tahun cahaya atau setara dengan

4228 juta Pc.

2) Usia alam semesta (Hubble Time)

Dengan konversi satuan :

H0 (km/s/MPc)

H0 (km/s/Mly)

Usia alam semesta yang disepakati sekarang adalah 13,8 miliar tahun

0

1

Ht

tahunmilyarxH

t 9801

0

tahunmilyarxH

t 3001

0

0H

cD

MODUL OSN ASTRONOMI

164

3) Volume Alam Semesta (Hubble Volume). Ada beberapa pendapat, ada yang

menyatakan Hubble Volume adalah bola dengan jari-jari Hubble Length, ada yang

menyatakan kubus dengan sisi sebesar Hubble Length, ada juga yang menyatakan

hanya volume alam semesta yang bisa diamati saja yang berkaitan dengan Hubble Length, jari-jari yang sebenarnya adalah tiga kali lebih besar.

Sebenarnya selain gerak pengembangan (ekspansi) ini juga terdapat gerak diri (peculiar motion) yang besarnya acak, namun besarnya hanya sekitar ratusan kilometer per detik.

Bisa digambarkan pada sekelompok angsa yang terbang dalam formasi, terdapat juga

gerak antara angsa satu dan angsa lain, seperti inilah kecepatan peculiar itu. Namun pada

jarak yang jauh (lebih dari 10 Mpc) kecepatan ekspansi menjadi besar sehingga

kecepatan peculiar ini dapat diabaikan.

Jika alam semesta ini terus mengembang hingga bentuknya yang sekarang, pastilah

dahulu kala, alam semesta ini bentuknya jauh lebih kecil dan lebih jauh lagi, merupakan

suatu singularitas. Pandangan ini melahirkan suatu teori baru, yang dinamakan dengan

Teori Big Bang. Teori Big Bang (Ledakan Besar) ini menyatakan pada pada suatu masa di

awal pembentukan alam semesta, lama semesta ini berupa suatu keadaan singularitas

dengan rapat massa dan temperatur yang luar biasa besar dan kemudian ‗meledak‘ atau

berekspansi ke segala arah membentuk alam semesta kita sekarang. Pemuaian ruang ini

mengakibatkan tekanan dan suhu dari alam semesta turun dan kemudian terbentuklah

partikel-partikel dasar pembentuk materi seperti quark dan lepton.

ASAS KOSMOLOGI

Dalam skala besar jagad raya, mulai dari jarak 107 parsec, seluruh materi dapat dianggap

sebagai fluida kontinu, homogen dan isotrop.

Pernyataan ini membawa kepada kesimpulan bahwa tidak ada pemandang galaksi yang

dipandang istimewa di jagad raya ini. Dengan kata lain, seluruh pengamat bergerak

bersama galaksi dan melihat proses skala besar yang sama dalam evolusi jagad raya.

Inilah yang dinamakan asas kosmologi (cosmological principle).

Teori keadaan tetap (steady state theory) didasarkan pada asas kosmologi sempurna

(perfect cosmological principle) yang menyatakan bahwa seluruh pengamat galaksi

melihat seluruh struktur skala besar jagad raya yang sama untuk seluruh waktu.

Berdasarkan fakta-fakta, ditemui bahwa lebih tepat adalah asas pertama, bukan asas

kedua.

Teori keadaan tetap menyarankan bahwa terbentuk materi-materi baru jika alam

semesta mengembang untuk mempertahankan kondisi steady state ini

Teori ini ditinggalkan karena :

- Tidak sesuai dengan prinsip kekekalan massa dan energi

- Tidak dapat menjelaskan radiasi kosmik latar belakang

- Tidak dapat menjelaskan paradoks Olber

MODUL OSN ASTRONOMI

165

Paradoks Olber : Bila ruang angkasa tak terbatas dan bintang-bintang tersebar di dalam

ruang tersebut, mengapa langit malam begitu kelam dan pekat (seharusnya terang

benderang oleh cahaya bintang di setiap titik di langit malam)

Jawaban teori Big Bang terhadap paradoks Olber :

- Cahaya bintang-bintang yang sangat jauh tersebut hanya sedikit sekali yang sampai

ke Bumi karena jarak antar bintang semakin jauh dari waktu ke waktu

- Karena ada bintang yang sangat jauh dan semakin jauh lagi (alam semesta

mengembang), maka bisa saja cahaya tersebut belum sampai ke Bumi, artinya alam

semesta bersifat terhingga (finite). Jika alam semesta bersifat infinite (teori

steady state), maka cahaya seberapapun jauhnya cahayanya pasti sudah sampai ke

Bumi dan membuat langitmalam menjadi terang benderang

STRUKTUR ALAM SEMESTA

Tidak ada yang dapat membayangkan besarnya alam semesta ini, tetapi salah satu model

yang dapat diterima adalah ―model semesta tak-berbatas namun berhingga‖, atau alam

semesta yang unlimit tetapi finity.

Alam semesta tidak memiiki titik pusat karena alam semesta adalah ruang yang

melengkung, sehingga titik pusatnya sebenarnya berada pada dimensi yang lebih tinggi

dari 3 dimensinya alam semesta.

Berdasarkan pengamatan Edwin Hubble, alam semesta ini mengembang ke segala arah

secara homogen, tak berpusat dan besarnya kelajuan objek sebanding dengan jarak

antara benda dengan pengamat.

Menurut teori Big Bang, galaksi yang semakin menjauh sebenarnya bukan galaksinya yang

bergerak, tetapi ruangnya yang membesar, akibatnya semua cahaya akan mengalami

pergeseran merah (redshift). Jadi redshift yang terukur pada galaksi jauh (untuk

meminimalisir kecepatan pekuliar) sebenarnya adalah redshift dari pengembangan ruang

alam semesta. Peristiwaini dikenal dengan cosmological redshift..

Konsekuensi dari ekspansi alam semesta ini adalah, jika ditilik ke belakang, alam semesta

ini akan lebih kecil hingga pada suatu waktu yang lampau, alam semesta ini hanya berupa

titik. Hal ini berarti alam semesta lahir dari pengembangan titik awal tersebut, namun ini

bertentangan dengan pengamatan, yaitu tidak ada titik istimewa di alam semesta yang

teramati sebagai pusat.

Semua objek angkasa bergerak menjauh satu sama lain secara seragam, persis seperti

noktah pada permukaan balon karet yang saling menjauh jika balon ditiup. Kesimpulan

dari fakta ini, alam semesta analog dengan balon.

Pada balon, pergerakan yang kita tinjau adalah pergerakan menjauh dari noktah-noktah

pada permukaan balon. Ini berarti segala kejadian yang teramati adalah yang terdapat

pada ‗permukaan‘ balon (kita sebut semesta kejadian), dimana pusat pengembangan balon

berada di tengah-tengah ruang balon.

MODUL OSN ASTRONOMI

166

Jadi pusat ekspansi balon tidak terdapat pada semesta kejadian balon, melainkan pada

ruang balon, yang mana merupakan dimensi yang lebih besar tempat semesta kejadian itu

berada.

Segala perubahan yang timbul akibat ekspansi jagat raya akan sama dan seragam

terhadap semua kejadian (objek) di semesta yang sama, karena semua kejadian, dimana

pun letaknya (asalkan masih berada dalam semesta yang ditinjau), memiliki jarak yang

sama terhadap pusat ekspansi.

Konsekuensi dari hal ini adalah, kelajuan ekspansi tampak (kelajuan menjauh objek dari

pengamat pada semesta yang sama), rapat massa alam semesta, suhu rerata alam

semesta, radiasi latar sisa Big Bang, dan faktor lainnya yang timbul sebagai manifestasi

dari ekspansi ini, haruslah sama dan seragam.

Eksistensi alam semesta ini ternyata mengikuti model ini, sehingga dapat kita pandang:

―Alam semesta kita, tempat segala kejadian teramati hanyalah salah satu lapisan dari banyak alam semesta yang melengkung menyususun jagat raya, dan mengembang berdasarkan rujinya

(jari-jari) terhadap pusat jagat raya.‖

ENERGI GELAP

Menurut para ahli teori Big Bang, hanya dibutuhkan 30% materi hingga membentuk alam

semesta untuk mencapai keadaanya yang sekarang ini

Sementara itu, materi yang ‗normal‘ (terdiri dari proton, neutron dan elektron) hanya ada

4% saja. Sisanya 26% adalah materi yang lain – berupa materi gelap

70% dari alam semesta tersusun dari energi gelap

Energi gelap ini yang dihipotesiskan bertanggung terhadap pengembangan alam semesta

yang ternyata sedang dipercepat (seharusnya semakin lama semakin lambat)

Karakteristik dari materi gelap maupun

energi gelap sampai saat ini masih

gelap.

TATA SUSUNAN ALAM SEMESTA

Local Cluster (Galaksi Kelompok Lokal)

kumpulan galaksi-galakasi yang

jaraknya saling berdekatan. Misalnya

Bima Sakti, Andromeda, M31, M33 dan

beberapa galaksi dekat lainnya

membentuk satu Kelompok Lokal

Gugus Galaksi kumpulan dari

Kelompok Lokal yang berdekatan.

Anggotanya mencapai ratusan atau

ribuan buah galaksi. Contoh : Gugus

Virgo.

MODUL OSN ASTRONOMI

167

Kelompok Super (Super Kluster) untaian gugusan galaksi yang sangat panjang, bisa

mencapai 1 miliar tahun cahaya panjangnya.

Banyak dari super kluster yang ditemukan berdekatan dengan suatu daerah kosong yang

hampir tidak ada materi

Alam semesta skala raksasa bisa dibayangkan sebagai sekelompok gelembung sabun yang

saling menempel, dimana setiap sisi gelembung adalah untaian superkluster dan ada

ruang-ruang kosong diantaranya


1. (OSK 2011) Pilih mana yang BENAR.

a. Bintang muda biru dan panas berlokasi di lengan spiral Galaksi.

b. Bintang muda yang panas berlokasi di halo Galaksi.

c. Gugus terbuka berlokasi di halo Galaksi.

d. Matahari merupakan pusat Galaksi.

e. Semua bintang dalam Galaksi dilahirkan pada saat yang sama.

2. (OSK 2011) Pilih mana yang BENAR.

a. Inti galaksi (galactic nuclei), gembungan galaksi (galactic bulge), piringan galaksi,

lengan spiral, dan halo merupakan komponen-komponen galaksi.

b. Umumnya umur gugus bola lebih muda dari gugus galaktik.

c. Bintang Populasi I adalah bintang-bintang dengan umur tua.

d. Bintang Populasi II adalah bintang-bintang muda yang berlokasi pada bidang Galaksi.

e. Bintang Populasi II mengandung lebih banyak elemen berat daripada bintang Populasi

I.

3. (OSK 2011) Bukti pengamatan bahwa teori Ledakan Besar (Big Bang) itu benar adalah

a. radiasi gelombang mikro dapat ditangkap dari semua arah di langit.

b. temperatur rata-rata alam semesta adalah 2,7 K.

c. kelimpahan unsur-unsur ringan yang sesuai prediksi.

d. semua pernyataan di atas benar.

e. semua pernyataan di atas salah.

MODUL OSN ASTRONOMI

168

4. (OSP 2011) Galaksi Andromeda diamati memiliki pergeseran biru, bukan pergeseran

merah. Berkaitan dengan ini, manakah pernyataan yang BENAR:

f. Andromeda diamati memiliki pergeseran biru karena efek pengamatan. Jika

dikoreksi dengan gerak diri Bima Sakti, sebenarnya Andromeda mengalami

pergeseran merah.

g. Tipe-tipe morfologi tertentu mengalami pergeseran biru, bukan pergeseran merah.

Andromeda adalah salah satu tipe galaksi yang mengalami pergeseran biru.

h. Untuk galaksi spiral raksasa seperti Andromeda, perlu berbagai koreksi internal

gerak bintang di dalamnya. Jika semua koreksi internal bintang dalam Andromeda

dilakukan, akan dideteksi bahwa Andromeda mengalami pergeseran merah

i. Jarak Andromeda terlalu dekat ke Bima Sakti sehingga efek pengembangan alam

semesta tidak teramati, dan yang teramati dominan adalah gerak dirinya dalam

ruang, yang arahnya menuju ke Bima Sakti.

j. Ketidakakuratan detektor menyebabkan pergeseran merah terdeteksi sebagai

pergeseran biru. Jika menggunakan peralatan yang lebih teliti, akan diperoleh

ternyata Andromeda mengalami pergeseran merah.

5. (OSP 2011) Bintang-bintang biasa dikategorikan dalam Populasi I, Populasi II dan Populasi

II (yang masih intensif dicari). Pilih pernyataan yang SALAH:

a. Populasi I memiliki kandungan metal yang lebih tinggi dibandingkan Populasi II

b. Gugus-gugus bola berisi bintang Populasi II

c. Gugus terbuka beranggotakan bintang Populasi I

d. Lengan spiral berisi bintang-bintang Populasi I

e. Bintang-bintang Populasi I lebih tua dari bintang-bintang Populasi II

6. (OSP 2011) Diantara nebula-nebula berikut : Planetary nebula, Dark nebula, Supernova remnant, H II region, manakah yang termasuk sisa bintang yang mati:

a. Planetary nebula dan Supernova remnant

b. Supernova remnant dan Dark nebula

c. Dark nebula dan H II region

d. H II region dan Planetary nebula

e. Planetary nebula, Dark nebula, Supernova remnant, H II region

7. (OSP 2011) Pusat galaksi Bima Sakti sulit diamati karena banyaknya kandungan debu antar

bintang. Untuk mengamatinya, dilakukan pengamatan pada panjang gelombang

a. Cahaya tampak, ultraviolet, dan sinar-X

b. Sinar gamma, sinar-X, inframerah dan radio

MODUL OSN ASTRONOMI

169

c. Ultraviolet, sinar-X, dan sinar gamma

d. Cahaya tampak, radio dan sinar gamma

e. Infra merah, ultraviolet dan sinar-X

8. (OSP 2011) Bagaimana gugus bintang terdistribusi di langit?

1) Gugus bintang terbuka tersebar sepanjang Bima sakti, dimana kerapatan bintang

tinggi.

2) Gugus bola tersebar sepanjang Bima Sakti, dimana kerapatan bintang tinggi.

3) Setengah dari gugus bola yang ada di Galasi kita terletak di sekitar konstelasi

Sagitarius

4) Setengah dari gugus bintang terbuka yang ada di Galasi kita terletak di sekitar

konstelasi Sagitarius

a. Pernyataan 1, 2 dan 3 benar

b. Pernyataan 1 dan 3 benar

c. Pernyataan 2 dan 4 benar

d. Hanya pernyataan 4 yang benar

e. Semua pernyataan benar

9. (OSP 2011) Pilih pernyataan yang SALAH.

a. Kalau kita mengamati galaksi, kita melihat pergeseran merah dalam spektrumnya. Ini

berarti jagat raya mengembang.

b. Terdapat hubungan linier antara kecepatan menjauh dari galaksi dengan jaraknya

dari kita.

c. Beberapa Quasar memiliki pergeseran merah yang paling besar yang berarti bahwa

Quasar ini adalah objek yang paling jauh yang bisa kita amati.

d. Model jagat raya terbuka (open universe) mengatakan bahwa jagat raya akan terus

berkembang.

e. Pengamatan menunjukkan bahwa galaksi yang jauh semuanya menjauhi kita. Dapat

disimpulkan bahwa Galaksi Bima Sakti kita merupakan pusat keseluruhan jagat raya.

10. (OSN 2011) Pilih mana yang BENAR

a. Dengan jarak Matahari ke Pusat Galaksi 25.000 tahun cahaya dan kecepatan rotasi

Matahari mengelilingi Pusat Galaksi 230 km/detik, maka satu tahun kosmik adalah 325

juta tahun.

b. Fakta bahwa kecepatan rotasi tidak menurun dengan bertambah jauhnya jarak dari

Pusat Galaksi menunjukkan bahwa sebagian besar massa Galaksi memang terkonsentrasi

di sekitar Pusat Galaksi.

MODUL OSN ASTRONOMI

170

c. Sumber kompak SgrA* yang dianggap sebagai pusat gravitasi dan dinamika Galaksi,

diamati dengan VLBI mempunyai ukuran 0,002‖. Dengan jarak ke Pusat Galaksi 8,5 kpc,

maka diameter liniernya adalah 5 SA.

d. Menurut teori, dalam Galaksi seharusnya sekitar 1.000 bintang lahir setiap

tahunnya. Tetapi pada kenyataannya jauh lebih kecil dari angka ini, yaitu 3 bintang saja.

Salah satu faktor penyebabnya adalah rotasi Galaksi itu sendiri.

e. Gerakan orbit yang cepat dari obyek-obyek sekeliling Pusat Galaksi tidak

merupakan bukti bahwa Pusat Galaksi kita berujud sebuah Super Massive Black Hole.

11. (OSN 2011) Pilih mana yang BENAR

a. Skema garputala klasifikasi Hubble adalah sistem klasifikasi galaksi berdasar penampilan

morfologi dengan klasifikasi utama: eliptis, spiral, dan tak beraturan. Klasifikasi ini juga

mencerminkan evolusi dari galaksi.

b. Hukum Hubble adalah hubungan antara pergeseran merah dalam spektrum galaksi

yang jauh, dengan jaraknya. Tetapi kecepatan menjauh galaksi tersebut tidak langsung

berbanding lurus dengan jaraknya.

c. Waktu Hubble adalah waktu yang diperlukan galaksi untuk bergerak ke jaraknya

sekarang, berarti juga umur jagat raya sekarang.

d. Materi gelap adalah materi yang tidak memancarkan radiasi yang dapat dideteksi

tetapi memberi pengaruh gravitasi pada lingkungannya walaupun tidak merupakan fraksi

yang besar dalam galaksi atau jagat raya secara keseluruhan.

e. Lilin penentu jarak bukan merupakan cara penentuan jarak dalam astronomi

12. (OSN 2011) Pilih mana yang SALAH.

a. Yang menentukan tipe morfologi sebuah galaksi adalah besarnya momentum sudut yang

dikandung dan laju pembentukan bintang dalam galaksi tersebut.

b. Jika besarnya momentum sudut keseluruhan kecil, dan proses pembentukan bintang

berlangsung cepat, akhir dari proses ini adalah galaksi spiral dengan usia muda dan

mengandung banyak gas.

c. Jika besarnya momentum sudut keseluruhan kecil, dan proses pembentukan bintang

berlangsung cepat, akhir dari proses ini adalah galaksi eliptis yang didominasi oleh

bintang usia lanjut dengan kandungan gas yang kecil.

d. Jika momentum sudut besar dan harga pembentukan bintang relatif rendah, akhir dari

proses ini adalah galaksi spiral dengan generasi bintang pertama berlokasi dalam sistem

sferoid sementara generasi berikutnya beserta gas terdistribusi pada piringan.

e. Pada tabrakan antara dua galaksi, bintang-bintangnya sendiri secara individual tidak

akan saling bertabrakkan.

MODUL OSN ASTRONOMI

171

13. (OSK 2010) Salah satu tujuan awal Hubble Space Telescope adalah menemukan nilai yang

akurat dari Konstanta Hubble yang dipakai dalam hukum Hubble. Hukum Hubble itu

menyatakan:

f. Kecepatan sebuah galaksi mendekati kita sebanding dengan jaraknya;

g. Kecepatan sebuah galaksi menjauhi kita sebanding dengan jaraknya;

h. Kecepatan rotasi galaksi berkorelasi dengan diameternya;

i. Kecepatan bintang dalam sebuah galaksi sebanding dengan jaraknya dari pusat

galaksi;

j. Kecepatan melintas sebuah galaksi sebanding dengan kuadrat jaraknya

14. (OSK 2010) Jika diketahui konstanta Hubble, H = 65 km/dt/Mpc, maka umur alam

semesta (model alam semesta datar) adalah

f. 13 milyar tahun;

g. 14 milyar tahun;

h. 15 milyar tahun;

i. 16 milyar tahun;

j. 17 milyar tahun;

15. (OSK 2010) Mana pernyataan yang benar tentang Galaksi ?

1. Galaksi Bima sakti jika dipotret dari Bumi akan nampak berbentuk spiral

2. Bintang-bintang di daerah pusat Galaksi umumnya lebih panas sehingga warnanya

lebih biru

3. Nebula kepala kuda (Horse Head nebula) berukuran lebih besar daripada galaksi pada

umumnya

4. Galaksi spiral berbentuk pipih dan berotasi

16. (OSP 2010) Sebuah galaksi spiral yang bermassa 1011 M dan radius 15 kpc memiliki dua

komponen yaitu bulge (tonjolan pusat) dan piringan. Bulge galaksi berbentuk bola dengan

radius 2 kpc dan memiliki massa 10% dari massa total galaksi. Piringan galaksi memiliki

ketebalan yang dapat diabaikan debandingkan dengan diameternya, dan massanya

terdistribusi seragam. Jika terdapat sebuah bintang pada jarak 10 kpc dari pusat galaksi,

hitung berapa massa yang mempengaruhi gerak bintang tersebut dan berapa kecepatan

bintang tersebut mengelilingi galaksi?

MODUL OSN ASTRONOMI

172

17. (OSN 2010) Sebuah objek yang mengorbit pusat Galaksi Bima Sakti mematuhi Hukum

Kepler 3. Ini berarti bahwa

a. tarikan gravitasi menjadi lebih kuat ketika objek tersebut semakin jauh dari

pusat

b. gugus bintang yang besar akan mengorbit pusat Galaksi lebih cepat dari gugus

bintang yang berukuran kecil

c. semakin dekat sebuah bintang dengan pusat Galaksi, semakin lama waktu yang

dibutuhkan untuk pergi mengelilinginya

d. awan gas atau bintang yang lebih jauh dari pusat,umumnya akan memiliki lebih

banyak waktu untuk mengorbit

e. orbit dari semua obyek di sekitar Galaksi berbentuk lingkaran

18. (OSN 2010) Perbedaan utama antara galaksi eliptik dan galaksi spiral adalah,

a. galaksi eliptik tidak mempunyai ―black hole‖ di pusatnya

b. galaksi spiral tidak mempunyai gugus bola

c. debu di galaksi eliptik lebih sedikit dari pada di galaksi spiral

d. galaksi spiral lebih kecil dari pada galaksi eliptik

e. galaksi eliptik lebih tua dari pada galaksi spiral

19. (OSN 2010) Kecepatan yang diamati dari sebuah galaksi yang jauh (Vteramati) adalah

gabungan dari kecepatan akibat ekspansi alam semesta (Vekspansi) dan kecepatan pekuliar

(Vpek), yaitu (Vteramati = Vekspansi + Vpek). Kecepatan pekuliar adalah kecepatan diri galaksi

terhadap kecepatan rata-rata galaksi lain disekitarnya. Kecepatan ekspansi bergantung pada

MODUL OSN ASTRONOMI

173

hukum Hubble, sedangkan kecepatan pekuliar sebuah galaksi nilainya acak, sekitar ratusan

km/s. Misalkan kita mengamati dua galaksi, satu pada jarak 35 juta tahun cahaya dengan

kecepatan radial 580 km/s, dan yang lain pada jarak 1.100 juta tahun cahaya dengan

kecepatan radial 25.400 km/s.

a. Hitung konstanta Hubble dari masing-masing hasil pengamatan diatas dalam

satuan km/s /juta tahun cahaya.

b. Manakah di antara dua perhitungan yang akan Anda anggap lebih dapat

dipercaya? Mengapa?

c. Estimasikan kecepatan pekuliar dari galaksi dekat.

d. Jika galaksi yang lebih jauh diketahui punya kecepatan diri yang sama dengan

galaksi dekat, hitung konstanta Hubble yang lebih akurat!

20. (OSN 2010) Andaikan kita mengamati sebuah galaksi yang jaraknya 500 Mpc, dan galaksi

tersebut bergerak menjauhi kita dengan kecepatan 30.000 km/detik. Jika kecepatannya

konstan, kapan Big Bang terjadi ?

21. (SOP 2009) Dua buah galaksi saling mengorbit satu sama lainnya dengan periode 50

milyar tahun. Jarak kedua galaksi adalah 0,5 juta parseks. Tentukanlah massa kedua galaksi

tersebut!

a. 1,2 x 1011 massa matahari

b. 2,4 x 1011 massa matahari

c. 3,2 x 1011 massa matahari

d. 4,4 x 1011 massa matahari

e. 5,2 x 1011 massa matahari

22. (SOP 2009) Pilih mana yang BENAR

a. Dengan menggunakan pengamatan distribusi gugus bola, Shapley di awal abad ke 20

menyimpulkan bahwa Galaksi kita berpusat di Matahari

b. Bintang muda dan panas dalam Galaksi kita terdistribusi pada lengan spiral dan halo

Galaksi

c. Semua galaksi dalam jagat raya mempunyai bentuk spiral

d. Kalau diamati secara spektroskopik semua galaksi yang jauh dalam jagat raya

memperlihatkan pergeseran merah (redshift)

e. Kalau diamati secara spektroskopik sebagian galaksi memperlihatkan pergeseran merah

(redshift) dan sebagian lagi memperlihatkan pergeseran biru (blueshift)

23. (SOP 2009) Para astronom yakin bahwa 90% massa galaksi Bimasakti berada dalam

bentuk materi gelap. Keyakinan berdasarkan karena

a. materi gelap tidak memancarkan energy pada daerah visual, tetapi dapat dideteksi pada

MODUL OSN ASTRONOMI

174

gelombang radio dan mengkonfirmasi bahwa halo adalah penuh dengan bahan ini.

b. model teoretis pembentukan galaksi menyarankan bahwa galaksi tidak dapat terbentuk

kecuali memiliki paling sedikit 10 kali lebih banyak materi dari yang kita lihat pada piringan

Bimasakti, menyatakan bahwa halo penuh dengan materi gelap

c. kita melihat galaksi yang jauh yang kadang-kadang dikaburkan oleh bercak gelap di langit,

dan kita percaya ini bercak ini terletak di halo.

d. kecepatan orbit bintang yang jauh dari pusat galaksi ternyata tinggi, hal ini menyatakan

bahwa bintang-bintang ini dipengaruhi oleh efek gravitasi dari materi yang tidak tampak di

halo.

e. Bintang-bintang dilahirkan dari materi gelap

24. (SOP 2009) Harlow Shapley menyimpulkan bahwa Matahari tidak berada di pusat Galaksi

Bimasakti, dengan menggunakan hasil

a. pemetaan distribusi bintang di galaksi

b. pemetaan distribusi gugus bola di galaksi.

c. melihat bentuk ―pita susu‖ di langit.

d. melihat galaksi spiral di sekitar Bimasakti

e. pemetaan distribusi awan gas di lengan spiral.

25. (SOP 2009) Sebuah survei galaksi sensitif terhadap obyek-obyek hingga seredup

magnitudo 20. Jarak terjauh sebuah galaksi secerlang Galaksi kita (magnitudo mutlak -20)

yang dapat dideteksi oleh survey tersebut adalah :

a. 106 kpc

b. 107 kpc

c. 108 kpc.

d. 109 kpc.

e. 1012 kpc.

26. (SOP 2007) Sebuah bintang jenis Cepheid yang berada di bidang galaksi Bima Sakti

diamati gerak dirinya. Ternyata komponen kecepatan tangensialnya (yang tegak lurus garis

pandang) nol, berarti bintang itu arah geraknya tepat sejajar dengan garis pandang. Dari

pengamatan spektroskopi diketahui bintang itu menjauhi matahari. Dari periode perubahan

cahayanya dapat diperoleh jarak bintang itu yaitu 4000 tahun cahaya. Jika jarak bumi ke

pusat galaksi 30.000 tahun cahaya, hitunglah radius orbit bintang itu mengelilingi pusat

galaksi.

MODUL OSN ASTRONOMI

175

27. (SOK 2006) Distribusi gugus bola (globular cluster) adalah simetri bola terhadap pusat

galaksi. Di dalam katalog gugus bola, terdapat 16 buah gugus bola dengan deklinasi negatif,

dan 135 buah gugus bola dengan deklinasi positif. Dapat disimpulkan bahwa:

A. Deklinasi pusat galaksi negatif

B. Deklinasi pusat galaksi positif

C. Kita bisa mengamati lebih banyak gugus bola jika pengamatan dilakukan di Jepang

dibandingkan dengan pengamatan di Australia

D. Gugus bola lebih banyak ditemui di dekat bidang galaksi

E. Gugus bola mengelilingi pusat galaksi dengan orbit sejajar dengan ekuator tetapi

di sebelah selatan bidang galaksi.

28. (SOK 2006) Jika kita melihat langit malam yang cerah pada bulan Juli, kita melihat

kabut tipis. Bagaimana kita mengenali bahwa kabut tipis itu galaksi Bimasakti?

1. Bentuk tidak berubah

2. Bergerak sama dengan gerakan semu bintang

3. Lebih tebal di arah Sagitarius

4. Kabut tidak pernah terbenam

Maka manakah yang benar

A. Jawaban 1 dan 2 benar

B. Jawaban 1 dan 3 benar

C. Jawaban 1 dan 4 benar

D. Jawaban 1,2 dan 3 benar

E. Jawaban 4 saja benar

29. (SOP 2006) Implikasi dari pernyataan bahwa kurva rotasi galaksi Bima Sakti tidak

mengikuti hukum Kepler adalah

1. Kecepatan orbit bitang-bintang disekitar matahari sama cepatnya dengan bintang-

bintang yang jaraknya lebih jauh dari pusat galaksi

2. Terdapat lubang hitam raksasa di pusat galaksi Bima Sakti

3. Terdapat massa yang besar dan tidak tampak di halo Galaksi yang membuat rotasi

galaksi tidak mengikuti hukum kepler

4. Galaksi berotasi seperti benda tegar

30. (OSN 2006) Dengan menentukan distribusi gugus bola (globular clusters), Harlow

Shapley dapat menentukan diameter galaksi (dari diameter distribusi) dan jarak ke Pusat

Galaksi (dari jarak ke pusat distribusi). Dalam soal pengolahan data ini diberikan data

MODUL OSN ASTRONOMI

176

sekitar 60 gugus bola, yaitu bujur galaktik (galactic longitude) dan jarak yang

terproyeksikan ke bidang galaksi (projected distance). Kalau kita buat distribusi gugus bola

ini, maka kita bisa menentukan jarak dan arah ke Pusat Galaksi.

a. Plot data dari tabel pada peta bintang polar terlampir!

b. Taksir dimana pusat distribusi gugus bola!

c. Tentukan jarak dari matahari ke pusat distribusi!

d. Tentukan arah pusat distribusi! Arah ini dianggap sebagai arah ke Pusat Galaksi.

e. Pusat Galaksi di arah konstelasi apa?

Gugus Bola

(NGC)

Bujur

Galaksi

(derajat)

Jarak

Terproyeksikan

(kpc)

Gugus Bola

(NGC)

Bujur

Galaksi

(derajat)

Jarak

Terproyeksikan

(kpc)

104

288

362

1904

2808

Pal 4

4147

4590

5024

5053

5139

5272

5634

5694

Pal 5

5897

5904

6093

6121

6541

I 1276

6626

6638

6144

6171

306

147

302

228

283

202

251

299

333

335

309

42

342

331

1

343

4

353

351

349

22

7

8

352

3

3,5

0,3

6,6

14,4

8,9

30,9

4,2

11,2

3,4

3,1

5,0

2,2

17,6

27,4

24,8

12,6

5,5

11,9

4,1

3,9

25,0

4,8

15,1

16,3

15,7

6273

6284

6287

6293

6333

6341

6356

6366

6397

6402

6535

6656

6712

6717

6723

6752

6760

6779

Pal 10

6809

Pal 11

6838

6864

6934

6981

357

358

0

357

5

68

7

18

339

21

27

9

27

13

0

337

36

62

53

9

32

56

20

52

35

7,0

16,1

16,6

9,7

12,6

6,5

18,8

16,7

2,8

14,1

15,3

3,0

5,7

14,4

7,0

4,8

8,4

10,4

8,3

5,5

27,7

2,6

31,5

17,3

17,7

MODUL OSN ASTRONOMI

177

6205

6218

6229

6235

6254

6266

59

15

73

359

15

353

4,8

6,7

18,9

18,9

5,7

11,6

7078

7089

7099

Pal 12

7492

65

54

27

31

53

9,4

9,9

9,1

25,4

15,8

31. (OSN 2006) Salah satu dari 10 penemuan terbesar di dalam ilmu pengetahuan tahun

2003 adalah ditemukannya bukti-bukti adanya ―dark energy‖ yaitu energy gravitasi yang

bersifat repulsif (tolak menolak). Hal ini tentu saja sangat aneh mengingat gaya gravitasi

yang kita kenal selama ini bersifat tarik menarik. Apa pengaruh penemuan ini terhadap teori

tentang alam semesta? Jelaskan!

32. (SOK 2005) Matahari mengelilingi pusat Galaksi dengan radius orbit 30.000 tahun

cahaya. Anggap massa Galaksi sebagian besar terkumpul di pusat dan orbit Matahari

berbentuk lingkaran sempurna. Jika Matahari dipindahkan mendekati pusat Galaksi

sehingga radius orbitnya menjadi 1% dari semula, kecepatan liniernya menjadi berapa

kali?

a. 0,1 kali b. 1 kali c. 2 kali d. 10 kali e. 100 kali

33. (SOP 2004) Andaikan galaksi Andromeda dan Bimasakti adalah dua galaksi yang tarik

menarik sehingga saling mengitari dan pengaruh gravitasi galaksi lain dapat diabaikan.

Jarak antara kedua galaksi 2 juta tahun cahaya. Dari pengamatan spektroskopi diketahui

bahwa seolah-olah Andromeda mendekati Matahari dengan kecepatan 300 km/detik.

Kecepatan ini disebabkan oleh dua hal, yaitu gerak orbit Andromeda terhadap Bimasakti

dan gerak orbit Matahari mengelilingi pusat Bimasakti. Diketahui kecepatan Matahari

bergerak mengelilingi pusat Bimasakti 250 km/ jam dengan arah membentuk sudut 37°

dengan arah Andromeda. Berdasarkan data di atas, informasi fisis apa yang dapat

diperoleh ?

A. massa Andromeda

B. massa Bimasakti

C. batas bawah massa Andromeda

D. batas bawah massa Bimasakti

E. tidak dapat disimpulkan apa-apa

34. (OSN 2004) Andaikan galaksi Andromeda dan Bimasakti adalah dua galaksi yang saling

tarik menarik sehingga saling mengitari dan pengaruh gravitasi galaksi lain dapat diabaikan.

Jarak antara kedua galaksi 2 juta tahun cahaya. Dari pengamatan spektroskopi diketahui

bahwa seolah-olah Andromeda mendekati Matahari dengan kecepatan 300 km/detik.

MODUL OSN ASTRONOMI

178

Kecepatan ini disebabkan oleh dua hal yaitu gerak orbit Andromeda terhadap Bimasakti dan

gerak orbit Matahari mengelilingi pusat Bimasakti. Diketahui kecepatan Matahari bergerak

mengelilingi pusat Bimasakti 250 km/ jam dengan arah membentuk sudut 37° dengan arah

Andromeda.

a. Gambarkan diagram atau ilustrasi yang menggambarkan keadaan diatas terutama

arah-arah yang relevan.

b. Bagaimana para astronom bisa menghitung kecepatan gerak Andromeda dari

spektrumnya? Dengan menggunakan hukum atau teori apa ?

c. Nilai besaran apalagi yang dapat diperoleh dari data diatas ? Dengan menggunakan

hukum atau teori apa ?

35. (SOP 2009) Andaikan sebuah galaksi mempunyai kecepatan radial sebesar 6 000 km/s.

Apabila diketahui

konstanta Hubble H = 75 km/s/Mpc, berapakah jarak galaksi tersebut?

a. 1,25 x 10-2 Mpc (Mega parseks)

b. 4,50 x 105 Mpc

c. 80 Mpc

d. 6075 Mpc

e. 5025 Mpc

36. (OSN 2007) Galaksi Andromeda (galaksi spiral tetangga Bimasakti) memiliki

pergeseran biru pada garis-garis spektrumnya. Dari hasil ini dapat kita simpulkan

bahwa:

a. Alam semesta tidak lagi mengembang.

b. Galaksi Andromeda mendekati kita.

c. Galaksi Andromeda bergabung dengan Bimasakti, sehingga telah menjadi bagian

galaksi kita.

d. Galaksi ini memiliki jumlah bintang kelas O, yang amat terang dan sangat panas,

lebih banyak daripada di Bimasakti.

e. Kemungkinan ada kesalahan pada hasil pengamatan spektrumnya

37. (SOP 2006) Panjang gelombang garis spektrum suatu galaksi yang diamati adalah obs. =

7175 Å, sedangkan panjang gelombang diamnya diam = 1025 Å. Apabila konstanta Hubble

adalah 70 km/dtk/Mpc, maka jarak galaksi tersebut dari kita di Bumi adalah

a. 1111 Mpc d. 4114 Mpc

b. 2112 Mpc e. 5115 Mpc

c. 3113 Mpc

MODUL OSN ASTRONOMI

179

38. (SOP 2006) Andaikan kita mengukur panjang gelombang garis Lyman (panjang gelom-

bang diamnya 1216 Å) suatu sumber cahaya dengan redshift, z=6, pada saat ini, dan

kemudian setelah 107 tahun melakukan lagi pengukuran sumber cahaya tersebut. Berapa

perkiraan panjang gelombang garis yang telah bergeser akibat ekspansi alam ini? (redshift,

diam

diam.obsz

, di sini maksudnya adalah pergeseran garis-garis spektrum galaksi yang

diamati ke arah panjang gelombang panjang akibat alam semesta mengembang)

40. (SOP 2005) Jelaskan mengapa saat ini ilmuwan berpendapat bahwa Alam Semesta

mengembang?

41. (SOP 2004) Jika Alam Semesta dianggap berbentuk bola dan radius yang bisa diamati

adalah 15 milyar tahun cahaya. Apabila jarak rata-rata antargalaksi adalah 2 juta tahun

cahaya, berapa jumlah galaksi yang mengisi Alam Semesta yang diamati tersebut?

42. (OSN 2004) Para Astronom menemukan di seluruh galaksi Bimasakti terdapat 220 buah

sisa Supernova (SN). Diketahui bahwa di Bimasakti setiap abad terjadi 2 SN. Berapa umur

galaksi Bimasakti berdasarkan sisa SN yang ditemukan? Apabila umur galaksi Bimasakti

adalah 10 milyar tahun, berapakah seharusnya sisa SN yang bisa ditemukan? Menurut anda

berapa sisa SN yang belum ditemukan?

Modul Olimpiade Astronomi - Bagian 1

Documents

Transcript of Modul Olimpiade Astronomi - Bagian 1