Rabu, 16 November 2011

soal dan pembahasan untuk olimpiade astronomi


Astronomi ialah cabang ilmu alam yang melibatkan pengamatan benda-benda langit (seperti halnya bintang, planet, komet, nebula, gugus bintang, atau galaksi) serta fenomena-fenomena alam yang terjadi di luar atmosfer Bumi (misalnya radiasi latar belakang kosmik (radiasi CMB)). Ilmu ini secara pokok mempelajari pelbagai sisi dari benda-benda langit — seperti asal-usul, sifat fisika/kimia, meteorologi, dan gerak — dan bagaimana pengetahuan akan benda-benda tersebut menjelaskan pembentukan dan perkembangan alam semesta.
Astronomi sebagai ilmu adalah salah satu yang tertua, sebagaimana diketahui dari artifak-artifak astronomis yang berasal dari era prasejarah; misalnya monumen-monumen dari Mesir dan Nubia, atau Stonehenge yang berasal dari Britania. Orang-orang dari peradaban-peradaban awal semacam Babilonia, Yunani, Cina, India, dan Maya juga didapati telah melakukan pengamatan yang metodologis atas langit malam. Akan tetapi meskipun memiliki sejarah yang panjang, astronomi baru dapat berkembang menjadi cabang ilmu pengetahuan modern melalui penemuan teleskop.
Cukup banyak cabang-cabang ilmu yang pernah turut disertakan sebagai bagian dari astronomi, dan apabila diperhatikan, sifat cabang-cabang ini sangat beragam: dari astrometri, pelayaran berbasis angkasa, astronomi observasional, sampai dengan penyusunan kalender dan astrologi. Meski demikian, dewasa ini astronomi profesional dianggap identik dengan astrofisika.
Pada abad ke-20, astronomi profesional terbagi menjadi dua cabang: astronomi observasional dan astronomi teoretis. Yang pertama melibatkan pengumpulan data dari pengamatan atas benda-benda langit, yang kemudian akan dianalisis menggunakan prinsip-prinsip dasar fisika. Yang kedua terpusat pada upaya pengembangan model-model komputer/analitis guna menjelaskan sifat-sifat benda-benda langit serta fenomena-fenomena alam lainnya. Adapun kedua cabang ini bersifat komplementer — astronomi teoretis berusaha untuk menerangkan hasil-hasil pengamatan astronomi observasional, dan astronomi observasional kemudian akan mencoba untuk membuktikan kesimpulan yang dibuat oleh astronomi teoretis.
Astronom-astronom amatir telah dan terus berperan penting dalam banyak penemuan-penemuan astronomis, menjadikan astronomi salah satu dari hanya sedikit ilmu pengetahuan di mana tenaga amatir masih memegang peran aktif, terutama pada penemuan dan pengamatan fenomena-fenomena sementara.
Astronomi harus dibedakan dari astrologi, yang merupakan kepercayaan bahwa nasib dan urusan manusia berhubungan dengan letak benda-benda langit seperti bintang atau rasinya. Memang betul bahwa dua bidang ini memiliki asal-usul yang sama, namun pada saat ini keduanya sangat berbeda.


Astronomi bintang

Nebula Semut. Gas yang dimuntahkan dari bintang sekarat di tengahnya tidak biasa karena membentuk pola yang simetris, bukan semrawut seperti ledakan pada umumnya.
Untuk memahami alam semesta, penelitian atas bintang-bintang dan bagaimana mereka berevolusi sangatlah fundamental. Astrofisika yang berkenaan dengan bintang sendiri bisa diketahui baik lewat segi pengamatan maupun segi teoretis, serta juga melalui simulasi komputer.
Bintang terbentuk pada awan-awan molekul raksasa, yaitu daerah-daerah yang padat akan debu dan gas. Ketika kehilangan kestabilannya, serpihan-serpihan dari awan-awan ini bisa runtuh di bawah gaya gravitasi dan membentuk protobintang. Apabila bagian intinya mencapai kepadatan dan suhu tertentu, fusi nuklir akan dipicu dan akan terbentuklah sebuah bintang deret utama.
Nyaris semua unsur yang lebih berat dari hidrogen dan helium merupakan hasil dari proses yang terjadi di dalam inti bintang-bintang.
Ciri-ciri yang akan dimiliki oleh suatu bintang secara garis besar ditentukan oleh massa awalnya: semakin besar massanya, maka semakin tinggi pula luminositasnya, dan semakin cepat pula ia akan menghabiskan bahan bakar hidrogen pada inti. Lambat laun, bahan bakar hidrogen ini akan diubah menjadi helium, dan bintang yang bersangkutan akan mulai berevolusi. Untuk melakukan fusi helium, diperlukan suhu inti yang lebih tinggi, oleh sebab itu intinya akan semakin padat dan ukuran bintang pun berlipat ganda — bintang ini telah menjadi sebuah raksasa merah. Fase raksasa merah ini relatif singkat, sampai bahan bakar heliumnya juga sudah habis terpakai. Kalau bintang tersebut memiliki massa yang sangat besar, maka akan dimulai fase-fase evolusi di mana ia semakin mengecil secara bertahap, sebab terpaksa melakukan fusi nuklir terhadap unsur-unsur yang lebih berat.
Adapun nasib akhir sebuah bintang bergantung pula pada massa. Jika massanya lebih dari sekitar delapan kali lipat Matahari kita, maka gravitasi intinya akan runtuh dan menghasilkan sebuah supernova; jika tidak, akan menjadi nebula planet, dan terus berevolusi menjadi sebuah katai putih Yang tersisa setelah supernova meletus adalah sebuah bintang neutron yang sangat padat, atau, apabila materi sisanya mencapai tiga kali lipat massa Matahari, lubang hitam. Bintang-bintang ganda yang saling berdekatan evolusinya bisa lebih rumit lagi, misalnya, bisa terjadi pemindahan massa ke arah bintang rekannya yang dapat menyebabkan supernova.
Nebula-nebula planet dan supernova-supernova diperlukan untuk proses distribusi logam di medium antarbintang; kalau tidak demikian, seluruh bintang-bintang baru (dan juga sistem-sistem planet mereka) hanya akan tersusun dari hidrogen dan helium saja.[64]
Astronomi galaksi
Struktur lengan-lengan spiral Bima Sakti yang sudah teramati.
Tata Surya kita beredar di dalam Bima Sakti, sebuah galaksi spiral berpalang di Grup Lokal. Ia merupakan salah satu yang paling menonjol di kumpulan galaksi tersebut. Bima Sakti merotasi materi-materi gas, debu, bintang, dan benda-benda lain, semuanya berkumpul akibat tarikan gaya gravitasi bersama. Bumi sendiri terletak pada sebuah lengan galaksi berdebu yang ada di bagian luar, sehingga banyak daerah-daerah Bima Sakti yang tidak terlihat.
Pada pusat galaksi ialah bagian inti, semacam tonjolan berbentuk seperti batang; diyakini bahwa terdapat sebuah lubang hitam supermasif di bagian pusat ini. Bagian ini dikelilingi oleh empat lengan utama yang melingkar dari tengah menuju arah luar, dan isinya kaya akan fenomena-fenomena pembentukan bintang, sehingga memuat banyak bintang-bintang muda (metalisitas populasi I). Cakram ini lalu diliputi oleh cincin galaksi yang berisi bintang-bintang yang lebih tua (metalisitas populasi II) dan juga gugusan-gugusan bintang berbentuk bola (globular), yaitu semacam kumpulan-kumpulan bintang yang relatif lebih padat.
Daerah di antara bintang-bintang disebut medium antarbintang, yaitu daerah dengan kandungan materi yang jarang — bagian-bagiannya yang relatif terpadat adalah awan-awan molekul berisi hidrogen dan unsur lainnya, tempat di mana banyak bintang baru akan lahir. Awalnya akan terbentuk sebuah inti pra-bintang atau nebula gelap yang merapat dan kemudian runtuh (dalam volume yang ditentukan oleh panjang Jeans) untuk membangun protobintang.
Ketika sudah banyak bintang besar yang muncul, mereka akan mengubah awan molekul menjadi awan daerah H II, yaitu awan dengan gas berpijar dan plasma. Pada akhirnya angin serta ledakan supernova yang berasal dari bintang-bintang ini akan memencarkan awan yang tersisa, biasanya menghasilkan sebuah (atau lebih dari satu) gugusan bintang terbuka yang baru. Gugusan-gugusan ini lambat laun berpendar, dan bintang-bintangnya bergabung dengan Bima Sakti
Sejumlah penelitian kinematika berkenaan dengan materi-materi di Bima Sakti (dan galaksi lainnya) menunjukkan bahwa materi-materi yang tampak massanya kurang dari massa seluruh galaksi. Ini menandakan terdapat apa yang disebut materi gelap yang bertanggung jawab atas sebagian besar massa keseluruhan, tapi banyak hal yang belum diketahui mengenai materi misterius ini.[67]
Astronomi ekstragalaksi

Citra di atas menampilkan beberapa benda biru berbentuk lingkaran; ini adalah gambar-gambar dari galaksi yang sama, tergandakan oleh efek lensa gravitasional yang disebabkan oleh gugusan galaksi-galaksi kuning pada bagian tengah foto. Efek lensa itu dihasilkan medan gravitasi gugusan dan membelokkan cahaya sehingga gambar salah satu benda yang lebih jauh diperbesar dan terdistorsi.
Penelitian benda-benda yang berada di luar galaksi kita — astronomi ekstragalaksi — merupakan cabang yang mempelajari formasi dan evolusi galaksi-galaksi, morfologi dan klasifikasi mereka, serta pengamatan atas galaksi-galaksi aktif beserta grup-grup dan gugusan-gugusan galaksi. Ini, terutama yang disebutkan belakangan, penting untuk memahami struktur alam semesta dalam skala besar.
Kebanyakan galaksi akan membentuk wujud-wujud tertentu, sehingga pengklasifikasiannya bisa disusun berdasarkan wujud-wujud tersebut. Biasanya, mereka dibagi-bagi menjadi galaksi-galaksi spiral, elips, dan tak beraturan
Persis seperti namanya, galaksi elips berbentuk seperti elips. Bintang-bintang berputar pata garis edarnya secara acak tanpa menuju arah yang jelas. Galaksi-galaksi seperti ini kandungan debu antarbintangnya sangat sedikit atau malah tidak ada; daerah penghasil bintangnya tidak banyak; dan rata-rata penghuninya bintang-bintang yang sudah tua. Biasanya galaksi elips ditemukan pada bagian inti gugusan galaksi, dan bisa terlahir melalui peleburan galaksi-galaksi besar.
Galaksi spiral membentuk cakram gepeng yang berotasi, biasanya dengan tonjolan atau batangan pada bagian tengah dan lengan-lengan spiral cemerlang yang timbul dari bagian tersebut. Lengan-lengan ini ialah lapangan berdebu tempat lahirnya bintang-bintang baru, dan penghuninya adalah bintang-bintang muda yang bermassa besar dan berpijar biru. Umumnya, galaksi spiral akan dikelilingi oleh cincin yang tersusun atas bintang-bintang yang lebih tua. Contoh galaksi semacam ini adalah Bima Sakti dan Andromeda.
Galaksi-galaksi tak beraturan bentuknya kacau dan tidak menyerupai bangun tertentu seperti spiral atau elips. Kira-kira seperempat dari galaksi-galaksi tergolong tak beraturan, barangkali disebabkan oleh interaksi gravitasi.
Sebuah galaksi dikatakan aktif apabila memancarkan jumlah energi yang signifikan dari sumber selain bintang-bintang, debu, atau gas; juga, apabila sumber tenaganya berasal dari daerah padat di sekitar inti — kemungkinan sebuah lubang hitam supermasif yang memancarkan radiasi benda-benda yang ia telan.
Apabila sebuah galaksi aktif memiliki radiasi spektrum radio yang sangat terang serta memancarkan jalaran gas dalam jumlah besar, maka galaksi tersebut tergolong galaksi radio. Contoh galaksi seperti ini adalah galaksi-galaksi Seyfert, kuasar, dan blazar. Kuasar sekarang diyakini sebagai benda yang paling dapat dipastikan sangat cemerlang; tidak pernah ditemukan spesimen yang redup.
Struktur skala besar dari alam semesta sekarang digambarkan sebagai kumpulan dari grup-grup dan gugusan-gugusan galaksi. Struktur ini diklasifikasi lagi dalam sebuah hierarki pengelompokan; yang terbesar adalah maha-gugusan (supercluster). Kemudian kelompok-kelompok ini disusun menjadi filamen-filamen dan dinding-dinding galaksi, dengan kehampaan di antara mereka.
Kosmologi
Kosmologi, berasal dari bahasa Yunani kosmos (κόσμος, "dunia") dan akhiran -logia dari logos (λόγος, "pembelajaran") dapat dipahami sebagai upaya meneliti alam semesta secara keseluruhan.
Pengamatan atas struktur skala besar alam semesta, yaitu cabang yang dikenal sebagai kosmologi fisik, telah menyumbangkan pemahaman yang mendalam tentang formasi dan evolusi jagat raya. Salah satu teori yang paling penting (dan sudah diterima luas) adalah teori Dentuman Besar, yang menyatakan bahwa dunia bermula pada satu titik dan mengembang selama 13,7 milyar tahun sampai ke masa sekarang.[71] Gagasan ini bisa dilacak kembali pada penemuan radiasi CMB pada tahun 1965.[71]
Selama proses pengembangan ini, alam telah mengalami beberapa tingkat evolusi. Pada awalnya, diduga bahwa terdapat inflasi kosmik yang sangat cepat, mengakibatkan homogenisasi pada kondisi-kondisi awal. Setelah itu melalui nukleosintesis dihasilkan ketersediaan unsur-unsur untuk periode awal alam semesta (Lihat juga nukleokosmokronologi.)
Ketika atom-atom pertama bermunculan, antariksa menjadi transparan terhadap radiasi, melepaskan energi yang sekarang dikenal sebagai radiasi CMB. Alam semesta yang tengah mengembang pun memasuki Zaman Kegelapan, sebab tidak ada sumber daya bintang yang bisa memancarkan cahaya
Susunan materi yang hierarkis mulai terbentuk lewat variasi-variasi kecil pada massa jenis. Materi lalu terhimpun pada daerah-daerah dengan massa jenis yang paling tinggi, melahirkan awan-awan gas dan bintang-bintang yang paling purba (metalisitas III). Bintang-bintang besar ini memicu proses reionisasi dan dipercaya telah menciptakan banyak unsur-unsur berat pada alam semesta dini; unsur-unsur ini cenderung meluruh kembali menjadi unsur-unsur yang lebih ringan, memperpanjang siklus
Pengumpulan yang dipicu oleh gravitasi mengakibatkan materi membentuk filamen-filamen dan menyisakan ruang-ruang hampa di antaranya. Lambat laun, gas dan debu melebur dan membentuk galaksi-galaksi primitif. Lama-kelamaan semakin banyak materi yang ditarik, dan tersusun menjadi grup dan gugusan galaksi. Pada akhirnya, maha-gugusan yang lebih besar pun terwujud
Benda-benda lain yang memegang peranan penting dalam struktur alam semesta adalah materi gelap dan energi gelap. Benda-benda inilah yang ternyata merupakan komponen utama dunia kita, di mana massa mereka mencapai 96% dari massa keseluruhan alam semesta. Oleh sebab itu, upaya-upaya terus dibuat untuk meneliti dan memahami segi fisika benda-benda ini.




Penentuan terhadap parameter fisik bintang, diantaranya diameter, suhu, hingga kerapatan, jelas berbeda dengan perhitungan serupa pada benda-benda di bumi. Berhubung jaraknya yang sangat jauh dan tak terjangkau secara fisik, perlu metodologi khusus untuk melakukan pengukuran semacam ini.
Untuk mengukur diameter bintang biasa digunakan beberapa cara. Dari kecerlangan dan jarak bintang, kita bisa menghitung luminositasnya (L), sementara dari observasi terhadap kecerlangan pada panjang gelombang yang berbeda, kita bisa menghitung temperaturnya (T). Karena radiasi dari banyak bintang dapat diperkirakan dengan cukup akurat melalui spektrum benda-hitam Planck, besaran yang diperoleh dapat dihubungkan melalui persamaan:
L = 4πR2σT4
Dari sini, kita memperoleh cara untuk menghitung R, radius (jari-jari) bintang. Dalam persamaan diatas, σ adalah konstanta Stefan yang nilainya 5,67 × 10-5 erg/cm2deg4sec. (Radius R disini merujuk pada fotosfer bintang, daerah dimana bintang secara efektif terlihat bulat melalui pengamatan dari luar.) Diameter sudut bintang dapat dihitung melalui efek interferensi. Alternatif lainnya, kita bisa mengamati intensitas cahaya bintang saat ditutupi oleh Bulan, yang menghasilkan difraksi di bagian pinggir dengan pola yang bergantung kepada diameter sudut bintang. Diameter sudut bintang sebesar beberapa milidetik-busur dapat diukur, namun sejauh ini terbatas pada bintang-bintang yang relatif cemerlang dan dekat.
Banyak bintang yang membentuk sistem bintang ganda, dimana dua buah bintang secara berpasangan mengorbit suatu pusat massa bersama. Periode (P) dari sistem bintang ganda berhubungan dengan massa dari kedua bintang (m1 + m2), dan sumbu orbital semimayor a melalui hukum ketiga kepler:
P2=4π2a3/G[m1 + m2]
Dimana G adalah konstanta gravitasi universal. Dari diameter dan massa, nilai rata-rata kerapatan (densitas) bintang dapat dihitung, dan kemudian kita juga bisa mengukur tekanan dan temperatur di pusat bintang. Sebagai contoh, Matahari kita memiliki kerapatan di pusatnya sebesar 158 g/cm3, tekanan diperhitungkan mencapai 1.000.000.000 atmosfir, dengan suhu mencapai 15.000.000 K. Dalam suhu setinggi ini, semua atom akan terionisasi, dan dengan demikian interior matahari terdiri dari plasma dan gas yang terionisasi, dengan inti atom hidrogen dan helium serta elektron sebagai penyusun utamanya. Sekelompok kecil inti hidrogen bergerak dengan kecepatan sedemikian tinggi hingga ketika bertumbukan, terjadi tolakan elektrostatik yang menyebabkan fusi (penggabungan) inti helium dan diikuti oleh pelepasan energi. Sebagian energi dihantarkan oleh neutrino, namun sebagian besar dihantarkan oleh foton ke permukaan matahari. Proses inilah yang memungkinkan Matahari memancarkan sinarnya.
Bintang lainnya, baik yang lebih maupun kurang masif dibandingkan Matahari, memiliki struktur yang kurang lebih sama, namun dalam hal ukuran, tekanan dan temperatur di pusat, dan kecepatan reaksi fusi, semuanya bergantung pada massa dan komposisi bintang bersangkutan. Bintang dan reaksi fusi didalamnya (dan luminositas resultannya) tetap dalam keadaan stabil dan terhindar dari keruntuhan karena adanya keseimbangan antara tekanan ke arah dalam yang dihasilkan oleh tarikan gravitasi dan tekanan ke arah luar yang dipicu oleh foton hasil dari reaksi fusi.
Bintang yang berada dalam keadaan keseimbangan hidrostatik semacam ini disebut sebagai bintang tahapan utama (main-sequence). Dengan memanfaatkan diagram Hertzprung-Russel (H-R), kita bisa menghitung temperatur bintang berdasarkan magnitudo dan spektrumnya. Pengukuran terhadap magnitudo tampak pada pita spektral B dan V (antara 4350 dan 5550 angstrom [Å]) memungkinkan kita menghitung indeks warna (colour index), CI = mB – mV, dimana dari sana kita bisa menghitung suhu pada bintang.
Untuk suhu yang diberikan, ada bintang yang memiliki luminositas lebih besar dari bintang tahapan utama. Besar nilai R2T4 bergantung pada luminositasnya, makin besar luminositas, berarti radiusnya juga lebih besar. Bintang yang radiusnya lebih besar dari bintang-bintang tahapan utama kita golongkan sebagai bintang raksasa atau super-raksasa. Sebaliknya, bintang yang radiusnya lebih kecil kita masukkan kedalam golongan bintang kerdil. Bintang kerdil putih misalnya, memiliki rentang suhu berkisar 10.000 hingga 12.000 K dan secara visual terlihat berwana putih kebiruan.
Klasifikasi spektral didasarkan pada indeks warna. Seperti sudah pernah kita pelajari disini, bintang-bintang dikelompokkan menjadi kelas-kelas spektral O, B, A, F, G, K, dan M, yang masing-masing dibagi lagi menjadi 10 subdivisi (bagian). Kekuatan garis-garis spektrum pada sebuah bintang menunjukkan kelimpahan elemen di atmosfer bintang bersangkutan. Dari sini, masing-masing subdivisi untuk tiap bintang ditentukan. Matahari, misalnya, adalah bintang tahapan utama, yang dikelompokkan sebagai bintang tipe G2 V (V menunjukkan bintang tahapan utama), sementara Betelgeuse yang merupakan sebuah bintang super-raksasa merah, dengan suhu di permukaan sekitar setengah kali Matahari namun dengan luminositas sekitar 10.000 kalinya, dikelompokkan sebagai M2 Iab.

ACHENAR

Terletak sejauh 144 tahun cahaya dari Matahari, bintang yang satu ini menandai ujung selatan rasi Eridanus (“sungai”). Achernar, nama bintang ini berasal dari bahasa arab “Al Akhir al Nahr” yang artinya “muara sungai”. Achernar adalah bintang paling cemerlang nomor sembilan di langit malam. Posisi bintang ini sekitar 32 derajat dari kutub selatan dan karenanya tidak terlalu dikenal oleh mereka yang tinggal di belahan utara katulistiwa.
Achernar adalah bintang biru-putih yang sedang berada dalam tahapan utamanya. Berdasarkan kelas spektral dan luminositasnya, bintang ini digolongkan dalam kelas B3 Vpe. Sebelumnya, Achernar sempat diklasifikasikan secemerlang bintang sub-raksasa. Massanya berkisar pada 6 hingga 8 kali massa Matahari, dengan diameter 14,4 (± 0,4; polar) hingga 24,0 (± 0,8; ekuatorial) kali diameter matahari. Luminositas visualnya setara dengan 1.070 kali matahari dengan luminositas bolometrik (bergantung pada perkiraan radiasi ultraviolet yang dipancarkan) setidaknya 2.900 hingga 5.400 kalinya.
Bintang yang berotasi dengan sangat cepat ini tergolong bintang yang masih sangat muda. Usianya tidak lebih dari beberapa ratus juta tahun. Sambil melontarkan massa dengan besaran ribuan kali massa matahari, Achernar berotasi dengan kecepatan mencapai 225 hingga 300 kilometer per detik sehingga membuatnya tergolong sebagai bintang “Be” (B-emission), dimana ia dilingkupi oleh emisi sirkumstelar (circumstellar emission, CSE) – gas yang melingkupi bintang – yang terus berekspansi akibat massa yang terlontar dari bintang tersebut. Sebagai bintang bermassa besar yang usianya masih sangat muda, Achernar berotasi dengan sangat cepat, dengan periode rotasi hanya dalam hitungan jam.
Achernar juga merupakan bagian dari kelas bintang yang ganjil, Lambda Eridani, yang beranggotakan bintang-bintang yang menunjukkan variasi kecerlangan yang kecil namun sangat teratur (dengan periode 1,25 hari) yang mungkin disebabkan oleh adanya denyutan atau oleh rotasi dan keberadaan bintik gelap (seperti sunspot pada matahari kita). Walaupun Achernar adalah bintang yang masif, ia masih cukup muda untuk melakukan reaksi fusi hidrogen menjadi helium pada intinya, dan ukurannya mungkin cukup kecil untuk kelak berevolusi menjadi bintang kerdil putih semacam Sirius B.
Pada Juli 2003, suatu tim astronom dari European Southern Observatory (ESO) yang beranggotakan Armando Domiciano de Souza, Lyu Abe, Farrokh Vakili, Pierre Kervella, Slobodan Jankov, Emmanuel DiFolco, dan Francesco Paresce mengumumkan bahwa Achernar lebih pepat (datar pada kutub-kutubnya) ketimbang yang sebelumnya diprediksikan, dengan radius pada ekuator lebih dari 50 persen lebih besar daripada kutubnya. Berdasarkan penelitian tim ini, besaran angular pada profil eliptik Archenar adalah 0,00253 ± 0,00006 detik busur (major axis) dan 0,00162 ± 0,00001 detik busur (minor axis). Pada jarak yang terukur, radius bintang pada ekuator diperkirakan sekitar 12 ± 0.4 kali matahari sementara batas atas (upper value) radius pada kutub diperkitakan sekitar 7,7 ± 0,2 kali matahari, atau sekitar 8,4 dan 5,4 juta kilometer. Tim ESO memperkirakan bahwa batas atas tersebut bergantung pada sudut inklinasi (kemiringan) dari sumbu kutub bintang tersebut terhadap garis pandang dari Bumi, sehingga ukuran sebenarnya mungkin lebih kecil.
Di sisi lain, bentuk semacam Archenar tidak dapat direproduksi melalui model interior bintang yang umum, kecuali apabila ada fenomena lain yang ikut ambil bagian, termasuk sirkulasi meridional di permukaan (“aliran utara-selatan”) dan rotasi yang tidak seragam pada kedalaman yang berbeda pada bintang ini. Salah satu efek samping dari kepepatan yang ekstrim pada bintang ini adalah tingginya tingkat kehilangan massa dari permukaan, yang juga turut diperbesar oleh rotasinya yang sangat kencang melalui efek sentrifugal.
Berdasarkan intensitas radiasi ultravioletnya yang tinggi, jarak dari Achernar dimana planet setipe Bumi dapat membentuk, lengkap dengan keberadaan air dalam bentuk cair, adalah antara 54 hingga 73 AU, atau diluar orbit Pluto di tata surya kita. Dalam jarak sedemikian dari bintang induknya, suatu planet akan memiliki periode orbit antara 160 hingga 260 tahun Bumi. Apabila ada kehidupan di planet setipe Bumi yang mengorbit Achernar, itu mestilah organisme primitif bersel satu, bakteri anaerobik (tidak menghasilkan oksigen), dibawah bombardemen yang konstan dari meteorit dan komet, seperti yang pernah dialami Bumi pada satu miliar tahun pertama terbentuknya. Karena ketiadaan oksigen, maka planet itu mungkin tidak memiliki lapisan Ozon (O3), meskipun Achernar melepaskan sejumlah besar radiasi (khususnya ultraviolet) ketimbang matahari. Para astronom mungkin akan kesulitan untuk mendeteksi keberadaan planet seukuran Bumi di sekeliling Achernar apabila menggunakan metode yang dikenal saat ini.

































Pada abad ke-19 dilakukan pengukuran jarak bintang dengan cara Paralaks Trigonometri. Untuk memahami cara ini, lihatlah gambar berikut ini.
Akibat pergerakan Bumi mengelilingi Matahari, bintang terlihat seolah-olah bergerak dalam lintasan elips yg disebut elips paralaktik. Sudut yg dibentuk antara Bumi-bintang-Matahari (p) disebut paralaks bintang. Makin jauh jarak bintang dengan Bumi maka makin kecil pula paralaksnya. Dengan mengetahui besar paralaks bintang tsb, kita dapat menentukan jarak bintang dari hubungan:
tan p = R/d
R adalah jarak Bumi – Matahari, dan d adalah jarak Matahari – bintang. Krn sudut theta sangat kecil persamaan di atas dpt ditulis menjadi
Ø= R/d
pada persamaan di atas p dlm radian. Sebagian besar sudut p yg diperoleh dari pengamatan dlm satuan detik busur (lambang detik busur = {”}) (1 derajat = 3600″, 1 radian = 206265″). Oleh krn itu bila p dalam detik busur, maka
p = 206265 (R/d)
Bila kita definisikan jarak dalam satuan astronomi (SA) (1 SA = 150 juta km), maka
p = 206265/d
Dalam astronomi, satuan jarak untuk bintang biasanya digunakan satuan parsec (pc) yg didefinisi sebagai jarak bintang yg paralaksnya satu detik busur. Dengan begini, kita dapatkan
1 pc = 206265 SA = 3,086 x 10^18 cm = 3,26 tahun cahaya
p = 1/d –> p dlm detik busur, dan d dlm parsec.
Dari pengamatan diperoleh bintang yg memiliki paralaks terbesar adalah bintang Proxima Centauri yaitu sebesar 0″,76. Dengan menggunakan persamaan di atas maka jarak bintang ini dari Mthr (yg berarti jarak bintang dgn Bumi) adalah 1,3 pc = 4,01 x 10^13 km = 4,2 tahun cahaya (yang berarti cahaya yg dipancarkan oleh bintang ini membutuhkan waktu 4,2 tahun untuk sampai ke Bumi). Sebarapa jauhkah jarak tersebut?? Bila kita kecilkan jarak Bumi – Mthr (150 juta km) menjadi 1 meter, maka jarak Mthr – Proxima Centauri menjadi 260 km!!! Karena sebab inilah bintang hanya terlihat sebagai titik cahaya walau menggunakan teleskop terbesar di observatorium Bosscha.
Sebenarnya ada beberapa cara lain untuk mengukur jarak bintang, seperti paralaks fotometri yg menggunakan kuat cahaya sebenarnya dari bintang. Kemudian cara paralaks trigonometri ini hanya bisa digunakan untuk bintang hingga jarak 200 pc saja. Untuk bintang2 yg lebih jauh, jaraknya dapat ditentukan dengan mengukur kecepatan bintang tersebut.



























Dalam ilmu astronomi, kita mengenal apa yang disebut sebagai hukum Hubble (Hubble’s Law). Hukum ini menyatakan bahwa pergeseran merah dari cahaya yang datang dari galaksi yang jauh adalah sebanding dengan jaraknya. Hukum ini pertama kali dirumuskan oleh Edwin Hubble pada tahun 1929.
Kita sudah pernah belajar tentang efek pergeseran Doppler, dimana kenyataan bahwa galaksi-galaksi bergerak saling menjauh memberikan sebuah gambaran tentang alam semesta yang mengembang yang apabila diekstrapolasikan ke waktu lampau akan berpangkal pada peristiwa sebuah dentuman besar (big bang) yang menandai terbentuknya alam semesta. Hubble membandingkan jarak ke galaksi dekat dengan pergeseran merah mereka, dan menemukan hubungan yang linear. Perkiraannya tentang suatu konstanta perbandingan ini dikenal dengan nama konstanta Hubble (dan sekarang juga dikenal sebagai “parameter Hubble” karena ternyata hal ini bukanlah sekedar konstanta, melainkan suatu parameter yang tergantung pada waktu yang menandakan perluasan alam semesta yang dipercepat), sebenarnya meleset dengan faktor 10.
Lebih jauh lagi, jika seseorang menggunakan pengamatan Hubble yang asli dan kemudian memakai jarak yang paling akurat dan kecepatan yang sekarang diketahui, ia akan memperoleh suatu grafik scatter plot yang acak tanpa hubungan yang jelas antara pergeseran merah dengan jarak. Sekalipun demikian, hubungan yang hampir linear antara pergeseran merah dan jarak dikuatkan oleh pengamatan setelah Hubble. Hukum ini dapat dinyatakan sebagai berikut:
v = H0 D
dimana v adalah pergeseran merah, biasanya dinyatakan dalam km/s (kecepatan di mana galaksi menjauhi kita, untuk menghasilkan pergeseran merah ini melalui efek Doppler), H0 adalah parameter Hubble (pada pengamat, seperti dilambangkan dengan indeks 0), dan D adalah jarak sekarang dari pengamat ke galaksi, yang diukur dalam megaparsek: Mpc.
Kita dapat menurunkan hukum Hubble secara matematis jika ia menganggap bahwa alam semesta mengembang (atau menyusut) dan menganggap bahwa alam semesta adalah homogen, yang berarti bahwa semua titik di dalamnya adalah sama.
Selama sebagian besar dari paruh kedua abad ke-20, nilai dari H0 diperkirakan berada di antara 50 dan 90 km/s/Mpc. Nilai dari konstanta Hubble sudah merupakan topik kontroversi yang cukup lama dan pahit antara Gérard de Vaucouleurs yang menyatakan bahwa nilainya adalah 100 dan Allan Sandage yang menyatakan bahwa nilainya adalah 50. Proyek Hubble Key benar-benar melakukan perbaikan penting dalam menentukan nilai ini dan pada bulan Mei 2001 mempublikasikan perkiraanya sekitar 72+/-8 km/s/Mpc. Pada tahun 2003 satelit WMAP menyempurnakan lebih jauh menjadi 71+/-4, menggunakan cara yang sama sekali berbeda, berdasarkan pada pengukuran anisotropi pada radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik. Angka ini kemudian dikoreksi lagi pada Agustus 2006. Berdasarkan data dari Observatorium Sinar X Chandra, nilai konstanta hubble ditetapkan pada angka 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2.
Konstanta Hubble adalah “konstan” dalam arti bahwa konstanta ini dipercaya bisa dipakai untuk semua kecepatan dan jarak pada masa sekarang. Nilai dari H (yang biasa disebut sebagai parameter Hubble untuk membedakannya dengan nilai sekarang, konstanta Hubble) berkurang terhadap waktu. Jika kita menganggap bahwa semua galaksi mempertahankan kecepatannya relatif terhadap kita dan tidak mengalami percepatan atau perlambatan, maka kita memiliki D = vt dan oleh karena itu H = 1/t, di mana t adalah waktu sejak dentuman dahsyat (Big Bang). Rumus ini dapat digunakan untuk memperkirakan usia alam semesta dari H.
Namun pengamatan akhir-akhir ini menunjukkan bahwa gerak galaksi dipercepat menjauhi kita, yang berarti bahwa H > 1/t (tetapi tetap saja berkurang terhadap waktu) dan perkiraan 1/H0 (antara 11 dan 20 milyar tahun) sebagai usia alam semesta adalah terlampau kecil.






El Nino dan La Nina

El-Nino, menurut sejarahnya adalah sebuah fenomena yang teramati oleh para penduduk atau nelayan Peru dan Ekuador yang tinggal di pantai sekitar Samudera Pasifik bagian timur menjelang hari natal (Desember). Fenomena yang teramati adalah meningkatnya suhu permukaan laut yang biasanya dingin. Fenomena ini mengakibatkan perairan yang tadinya subur dan kaya akan ikan (akibat adanya upwelling atau arus naik permukaan yang membawa banyak nutrien dari dasar) menjadi sebaliknya. Pemberian nama El-Nino pada fenomena ini disebabkan oleh karena kejadian ini seringkali terjadi pada bulan Desember. El-Nino (bahasa Spanyol) sendiri dapat diartikan sebagai “anak lelaki”. Di kemudian hari para ahli juga menemukan bahwa selain fenomena menghangatnya suhu permukaan laut, terjadi pula fenomena sebaliknya yaitu mendinginnya suhu permukaan laut akibat menguatnya upwelling. Kebalikan dari fenomena ini selanjutnya diberi nama La-Nina (juga bahasa Spanyol) yang berarti “anak perempuan” (oseanografi.blogspot.com., 2005). Fenomena ini memiliki periode 2-7 tahun..
Elnino
El-Nino (gambar di atas) akan terjadi apabila perairan yang lebih panas di Pasifik tengah dan timur meningkatkan suhu dan kelembaban pada atmosfer yang berada di atasnya. Kejadian ini mendorong terjadinya pembentukan awan yang akan meningkatkan curah hujan di sekitar kawasan tersebut. Bagian barat Samudra Pasifik tekanan udara meningkat sehingga menyebabkan terhambatnya pertumbuhan awan di atas lautan bagian timur Indonesia, sehingga di beberapa wilayah Indonesia terjadi penurunan curah hujan yang jauh dari normal (gambar di bawah)
Normal
Suhu permukaan laut di Pasifik tengah dan timur menjadi lebih tinggi dari biasa pada waktu-waktu tertentu, walaupun tidak selalu. Keadaan inilah yang menyebabkan terjadinya fenomena La-Nina (gambar di bawah). Tekanan udara di kawasan equator Pasifik barat menurun, lebih ke barat dari keadaan normal, menyebabkan pembentukkan awan yang lebih dan hujan lebat di daerah sekitarnya
Lanina
Kejadian El-Nino tidak terjadi secara tunggal tetapi berlangsung secara berurutan pasca atau pra La-Nina. Hasil kajian dari tahun 1900 sampai tahun 1998 menunjukan bahwa El-Nino telah terjadi sebanyak 23 kali (rata-rata 4 tahun sekali). La-Nina hanya 15 kali (rata-rata 6 tahun sekali). Dari 15 kali kejadian La-Nina, sekitar 12 kali (80%) terjadi berurutan dengan tahun El-Nino. La-Nina mengikuti El-Nino hanya terjadi 4 kali dari 15 kali kejadian sedangkan yang mendahului El-Nino 8 kali dari 15 kali kejadian. Secara umum, hal ini menunjukkan bahwa peluang terjadinya La-Nina setelah El-Nino tidak begitu besar. Kejadian El-Nino 1982/83 yang dikategorikan sebagai tahun kejadian El-Nino yang kuat tidak diikuti oleh La-Nina. untuk melihat kelanjutan cerita ini, bisa melihat tulisan lain yang berjudul “El Nino dan La Nina serta dampaknya di Indonesia”.



Evolusi Bintang
Seperti manusia, bintang juga mengalami perubahan tahap kehidupan. Sebutannya adalah evolusi. Mempelajari evolusi bintang sangat penting bagi manusia, terutama karena kehidupan kita bergantung pada matahari. Matahari sebagai bintang terdekat harus kita kenali sifat-sifatnya lebih jauh.
Dalam mempelajari evolusi bintang, kita tidak bisa mengikutinya sejak kelahiran sampai akhir evolusinya. Usia manusia tidak akan cukup untuk mengamati bintang yang memiliki usia hingga milyaran tahun. Jika demikian tentunya timbul pertanyaan, bagaimana kita bisa menyimpulkan tahap-tahap evolusi sebuah bintang?  
Pertanyaan tersebut dapat dijawab dengan kembali menganalogikan bintang dengan manusia. Jumlah manusia di bumi dan bintang di angkasa sangat banyak dengan usia yang berbeda-beda. Kita bisa mengamati kondisi manusia dan bintang yang berada pada usia/tahapan evolusi yang berbeda-beda. Ditambah dengan pemodelan, akhirnya kita bisa menyusun teori evolusi bintang tanpa harus mengamati sebuah bintang sejak kelahiran hingga akhir evolusinya.
Kelahiran bintang
Bintang lahir dari sekumpulan awan gas dan debu yang kita sebut nebula. Ukuran awan ini sangat besar (diameternya mencapai puluhan SA) tetapi kerapatannya sangat rendah. Awal dari pembentukan bintang dimulai ketika ada gangguan gravitasi (misalnya, ada bintang meledak/supernova), maka partikel-partikel dalam nebula tersebut akan bergerak merapat dan memulai interaksi gravitasi di antara mereka setelah sebelumnya tetap dalam keadaan setimbang. Akibatnya, partikel saling bertumbukan dan temperatur naik.
Eagle Nebula, tempat kelahiran bintang (Sumber: Hubblesite)
Eagle Nebula, tempat kelahiran bintang (Sumber: Hubblesite)
Semakin banyak partikel yang merapat berarti semakin besar gaya gravitasinya dan semakin banyak lagi partikel yang ditarik. Pengerutan awan ini terus berlangsung hingga bagian intinya semakin panas. Panas tersebut dapat mendorong awan di sekitarnya. Hal ini memicu terjadinya proses pembentukan bintang di sekitarnya. Demikian seterusnya hingga terbentuk banyak bintang dalam sebuah awan besar. Maka tidaklah heran jika kita mengamati sekelompok bintang yang lahir pada waktu yang berdekatan di lokasi yang sama. Kelompok bintang inilah yang biasa kita sebut dengan gugus.
Akibat pengerutan oleh gravitasi, temperatur dan tekanan di dalam awan naik sehingga pengerutan melambat. Di tahap ini, bola gas yang terbentuk disebut dengan proto bintang. Apabila massanya kurang dari 0,1 massa Matahari, maka proses pengerutan akan terus terjadi hingga tekanan dari pusat bisa mengimbanginya. Pada saat tercapai kesetimbangan, temperatur di bagian pusat awan itu tidak cukup panas untuk dimulainya proses pembakaran hidrogen. Maksud dari pembakaran di sini adalah reaksi fusi atom hidrogen menjadi helium. Awan ini pun gagal menjadi bintang dan disebut dengan katai gelap.
Jika massanya lebih dari 0,1 massa Matahari, bagian pusat proto bintang memiliki temperatur yang cukup untuk memulai reaksi fusi saat dirinya setimbang. Reaksi ini akan terus terjadi hingga helium yang sudah terbentuk mencapai 10 – 20 % massa bintang. Setelah itu pembakaran akan terhenti, tekanan dari pusat menurun, dan bagian pusat ini runtuh dengan cepat. Akibatnya temperatur inti naik dan bagian luar bintang mengembang. Saat ini, bintang menjadi raksasa dan tahap pembakaran helium menjadi karbon pun dimulai. Di lapisan berikutnya, berlangsung pembakaran hidrogen menjadi helium. Setelah ini kembali akan kita lihat bahwa evolusi bintang sangat bergantung pada massa.
Untuk bintang bermassa kecil (0,1 – 0,5 massa Matahari), proses pembakaran hidrogen dan helium akan terus berlangsung sampai akhirnya bintang itu menjadi katai putih. Sedangkan pada bintang bermassa 0,5 – 6 massa Matahari, pembakaran karbon dimulai setelah helium di inti bintang habis. Proses ini tidaklah stabil, akibatnya bintang berdenyut. Bagian luar bintang mengembang dan mengerut secara periodik sebelum akhirnya terlontar membentuk planetary nebula. Bagian bintang yang tersisa akan mengerut dan membentuk bintang katai putih.
Berikutnya adalah bintang bermassa besar (lebih dari 6 massa Matahari). Di bintang ini pembakaran karbon berlanjut hingga terbentuk neon. Lalu neon pun mengalami fusi membentuk oksigen. Begitu seterusnya hingga secara berturut-turut terbentuk silikon, nikel, dan terakhir besi. Kita bisa lihat di diagram penampang bintang di bawah ini, bahwa reaksi fusi sebelumnya tetap terjadi di luar lapisan inti. Sehingga ada banyak lapisan reaksi fusi yang terbentuk ketika di bagian pusat bintang sedang terbentuk besi.
Lapisan-lapisan reaksi fusi (Sumber: Wikipedia)
Lapisan-lapisan reaksi fusi (Sumber: Wikipedia)
Evolusi Lanjut
Setelah reaksi yang membentuk besi terhenti, tidak ada proses pembakaran selanjutnya. Akibatnya, tekanan menurun dan bagian inti bintang memampat. Karena begitu padatnya, jarak antara neutroon dan elektron pun mengecil sehingga elektron bergabung dengan neutron dan proton. Peristiwa ini menghasilkan tekanan yang sangat besar dan mengakibatkan bagian luar bintang dilontarkan dengan cepat. Inilah yang disebut dengan supernova.
Apa yang terjadi setelah supernova bergantung pada massa bagian inti bintang yang tadi terbentuk. Apabila di bawah 5 massa Matahari (batas massa Schwarzchild), supernova menyisakan bintang neutron. Disebut demikian karena partikel dalam bintang ini hanya neutron. Bintang neutron biasanya terdeteksi sebagai pulsar (pulsating radio source, sumber gelombang radio yang berputar). Pulsar adalah bintang yang berputar dengan sangat cepat, periodenya hanya dalam orde detik. Putarannya itulah yang menyebabkan pulsasi pancaran gelombang radionya.
Diagram evolusi berbagai bintang (Sumber: Chandra Harvard)
Diagram evolusi berbagai bintang (Sumber: Chandra Harvard)
Di atas 5 massa Matahari, gaya gravitasi di inti bintang begitu besarnya sehingga dirinya runtuh dan kecepatan lepas partikelnya melebihi kecepatan cahaya. Objek seperti ini disebut dengan lubang hitam. Tidak ada objek yang sanggup lepas dari pengaruh gravitasinya, termasuk cahaya sekalipun. Makanya benda ini disebut lubang hitam, karena tidak memancarkan gelombang elektromagnetik. Satu-satunya cara untuk mendeteksi keberadaan lubang hitam adalah dari interaksi gravitasinya dengan benda-benda di sekitarnya. Pusat galaksi kita adalah salah satu lokasi ditemukannya lubang hitam. Kesimpulan ini diambil karena bintang-bintang di pusat galaksi bergerak dengan sangat cepat, dan kecepatannya itu hanya bisa ditimbulkan oleh gaya gravitasi yang sangat kuat, yaitu oleh sebuah lubang hitam.
Hingga saat ini, pengamatan terhadap bintang-bintang masih terus dilakukan. Teori evolusi bintang di atas bisa saja berubah kalau ada bukti-bukti baru. Tidak ada yang kekal dalam sains, dan tidak ada kebenaran mutlak. Apa yang menjadi kebenaran saat ini bisa saja terbantahkan di kemudian hari. Itulah uniknya sains: dinamis.




 Paralaks adalah perbedaan latar belakang yang tampak ketika sebuah benda yang diam dilihat dari dua tempat yang berbeda. Kita bisa mengamati bagaimana paralaks terjadi dengan cara yang sederhana. Acungkan jari telunjuk pada jarak tertentu (misal 30 cm) di depan mata kita. Kemudian amati jari tersebut dengan satu mata saja secara bergantian antara mata kanan dan mata kiri. Jari kita yang diam akan tampak berpindah tempat karena arah pandang dari mata kanan berbeda dengan mata kiri sehingga terjadi perubahan pemandangan latar belakangnya. “Perpindahan” itulah yang menunjukkan adanya paralaks.
Paralaks juga terjadi pada bintang, setidaknya begitulah yang diharapkan oleh pemerhati dunia astronomi ketika model heliosentris dikemukakan pertama kali oleh Aristarchus (310-230 SM). Dalam model heliosentris itu, Bumi bergerak mengelilingi Matahari dalam orbit yang berbentuk lingkaran. Akibatnya, sebuah bintang akan diamati dari tempat-tempat yang berbeda selama Bumi mengorbit. Dan paralaks akan mencapai nilai maksimum apabila kita mengamati bintang pada dua waktu yang berselang 6 bulan (setengah periode revolusi Bumi). Namun saat itu tidak ada satu orangpun yang dapat mendeteksinya sehingga Bumi dianggap tidak bergerak (karena paralaks dianggap tidak ada). Model heliosentris kemudian ditinggalkan orang dan model geosentrislah yang lebih banyak digunakan untuk menjelaskan perilaku alam semesta.
Paralaks pada bintang baru bisa diamati untuk pertama kalinya pada tahun 1837 oleh Friedrich Bessel, seiring dengan teknologi teleskop untuk astronomi yang berkembang pesat (sejak Galileo menggunakan teleskopnya untuk mengamati benda langit pada tahun 1609). Bintang yang ia amati adalah 61 Cygni (sebuah bintang di rasi Cygnus/angsa) yang memiliki paralaks 0,29″. Ternyata paralaks pada bintang memang ada, namun dengan nilai yang sangat kecil. Hanya keterbatasan instrumenlah yang membuat orang-orang sebelum Bessel tidak mampu mengamatinya. Karena paralaks adalah salah satu bukti untuk model alam semesta heliosentris (yang dipopulerkan kembali oleh Copernicus pada tahun 1543), maka penemuan paralaks ini menjadikan model tersebut semakin kuat kedudukannya dibandingkan dengan model geosentris Ptolemy yang banyak dipakai masyarakat sejak tahun 100 SM.
Setelah paralaks bintang ditemukan, penghitungan jarak bintang pun dimulai. Lihat ilustrasi di bawah ini untuk memberikan gambaran bagaimana paralaks bintang terjadi. Di posisi A, kita melihat bintang X memiliki latar belakang XA. Sedangkan 6 bulan kemudian, yaitu ketika Bumi berada di posisi B, kita melihat bintang X memiliki latar belakang XB. Setengah dari jarak sudut kedua posisi bintang X itulah yang disebut dengan sudut paralaks. Dari sudut inilah kita bisa hitung jarak bintang asalkan kita mengetahui jarak Bumi-Matahari.
Paralaks Dari Orbit
Dari geometri segitiga kita ketahui adanya hubungan antara sebuah sudut dan dua buah sisi. Inilah landasan kita dalam menghitung jarak bintang dari sudut paralaks (lihat gambar di bawah). Apabila jarak bintang adalah d, sudut paralaks adalah p, dan jarak Bumi-Matahari adalah 1 SA (Satuan Astronomi = 150 juta kilometer), maka kita dapatkan persamaan sederhana
tan p = 1/d
atau d = 1/p, karena p adalah sudut yang sangat kecil sehingga tan p ~ p.
Paralaks Bintang
Jarak d dihitung dalam SA dan sudut p dihitung dalam radian. Apabila kita gunakan detik busur sebagai satuan dari sudut paralaks (p), maka kita akan peroleh d adalah 206265 SA atau 3,09 x 10^13 km. Jarak sebesar ini kemudian didefinisikan sebagai 1 pc (parsec, parsek), yaitu jarak bintang yang mempunyai paralaks 1 detik busur. Pada kenyataannya, paralaks bintang yang paling besar adalah 0,76″ yang dimiliki oleh bintang terdekat dari tata surya, yaitu bintang Proxima Centauri di rasi Centaurus yang berjarak 1,31 pc. Sudut sebesar ini akan sama dengan sebuah tongkat sepanjang 1 meter yang diamati dari jarak 270 kilometer. Sementara bintang 61 Cygni memiliki paralaks 0,29″ dan jarak 1,36 tahun cahaya (1 tahun cahaya = jarak yang ditempuh cahaya dalam waktu satu tahun = 9,5 trilyun kilometer) atau sama dengan 3,45 pc.
Hingga tahun 1980-an, paralaks hanya bisa dideteksi dengan ketelitian 0,01″ atau setara dengan jarak maksimum 100 parsek. Jumlah bintangnya pun hanya ratusan buah. Peluncuran satelit Hipparcos pada tahun 1989 kemudian membawa perubahan. Satelit tersebut mampu mengukur paralaks hingga ketelitian 0,001″, yang berarti mengukur jarak 100.000 bintang hingga 1000 parsek. Sebuah katalog dibuat untuk mengumpulkan data bintang yang diamati oleh satelit Hipparcos ini. Katalog Hipparcos yang diterbitkan di akhir 1997 itu tentunya membawa pengaruh yang sangat besar terhadap semua bidang astronomi yang bergantung pada ketelitian jarak.
Mengukur Jarak Dengan Bintang Cepheid

kita dapat menentukan jarak bintang dengan menghitung paralaksnya. Namun metode paralaks itu hanya dapat digunakan untuk bintang-bintang dekat saja karena teknologi yang kita miliki belum dapat menghitung paralaks dengan ketelitian tinggi. Jarak terjauh yang bisa diukur dengan metode paralaks hanya beberapa kiloparsek saja. Lalu bagaimana kita menghitung jarak bintang-bintang yang lebih jauh? Atau bahkan menghitung jarak galaksi-galaksi yang jauh? Salah satu caranya adalah dengan menggunakan hubungan periode-luminositas bintang variabel Cepheid.
Sejarah metode penghitungan jarak ini berawal dari sebuah penelitian tentang hasil pengamatan terhadap bintang variabel (bintang yang kecerlangannya berubah-ubah) yang ada di galaksi Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil (LMC dan SMC). Saat itu Henrietta Leavitt, astronom wanita asal Amerika Serikat, membuat katalog yang berisi 1777 bintang variabel dari penelitian tersebut. Dari katalog yang ia buat diketahui bahwa terdapat beberapa bintang yang menunjukkan hubungan antara kecerlangan dengan periode variabilitas. Bintang yang memiliki kecerlangan lebih besar ternyata memiliki periode varibilitas yang lebih lama dan begitu pula sebaliknya. Bentuk kurva cahaya bintang variabel jenis ini juga unik dan serupa, yang ditandai dengan naiknya kecerlangan bintang secara cepat dan kemudian turun secara perlahan.
Bentuk kurva cahaya seperti itu ternyata sama dengan kurva cahaya bintang delta Cephei yang diamati pada tahun 1784. Karena itulah bintang variabel jenis ini diberi nama bintang variabel Cepheid. Penamaan ini tidak berubah walaupun belakangan ditemukan juga kurva cahaya yang sama dari bintang Eta Aquilae yang diamati beberapa bulan sebelum pengamatan delta Cephei.
Kurva cahaya variabel Cepheid. Sumber: rpi.edu
Kurva cahaya variabel Cepheid. Sumber: rpi.edu
Hubungan sederhana antara periode dan luminositas bintang variabel Cepheid ini bisa digunakan dalam menentukan jarak karena astronom sudah mengetahui adanya hubungan antara luminositas dengan kecerlangan/magnitudo semu bintang yang bergantung pada jarak. Dari pengamatan bintang Cepheid kita bisa dapatkan periode variabilitas dan magnitudonya. Kemudian periode yang kita peroleh bisa digunakan untuk menghitung luminositas/magnitudo mutlak bintangnya dengan formula M = -2,81 log(P)-1,43. Karena luminositas/magnitudo mutlak dan magnitudo semu berhubungan erat dalam formula Pogson (modulus jarak), maka pada akhirnya kita bisa dapatkan nilai jarak untuk bintang tersebut.
Kunci penentu agar metode ini dapat digunakan adalah harus ada setidaknya satu bintang variabel Cepheid yang jaraknya bisa ditentukan dengan cara lain, misalnya dari metode paralaks trigonometri . Jarak bintang akan digunakan untuk menghitung luminositasnya dan selanjutnya bisa digunakan sebagai pembanding untuk semua bintang Cepheid. Oleh karena itu, astronom sampai sekarang masih terus berusaha agar proses kalibrasi ini dilakukan dengan ketelitian yang tinggi supaya metode penentuan jarak ini memberikan hasil dengan akurasi tinggi pula.
Cepheid Di Galaksi M100
Cepheid Di Galaksi M100. Sumber: Hubblesite
Menghitung jarak bintang variabel Cepheid menjadi sangat penting karena kita jadi bisa menentukan jarak gugus bintang atau galaksi yang jauh asalkan di situ ada bintang Cepheid yang masih bisa kita deteksi kurva cahayanya. Di sinilah keunggulan metode ini dibandingkan dengan paralaks, yang hanya bisa digunakan untuk bintang-bintang dekat saja.
Lalu apa sebenarnya yang terjadi pada bintang Cepheid? Bintang ini mengalami perubahan luminositas karena radiusnya berubah membesar dan mengecil. Proses ini terjadi pada salah satu tahapan evolusi bintang, yaitu ketika sebuah bintang berada pada fase raksasa atau maharaksasa merah. Jadi dengan mempelajari bintang variabel Cepheid kita bisa menghitung jarak sekaligus mempelajari salah satu tahapan evolusi bintang.




















Teori-teori tentang terbentuknya alam semesta ialah Teori Keadaan (Steady State Theory) dan Teori Ledakan Besar (Big-Bang Theory). Teori Keadaan Tetap, menyatakan bahwa tiap-tiap galaksi yang terbentuk tumbuh menjadi tua dan akhirnya mati. Jadi teori ini beranggapan bahwa alam semesta itu tak terhingga besarnya dan juga tak terhingga tuanya (tanpa awal dan akhir). Sedangkan Teori Ledakan Besar ialah meledaknya massa yang sangat besar dengan dahsyat, karena adanya reaksi inti.
Berdasarkan Hipotesis Fowler, galaksi berawal dari suatu kabut gas pijar dengan massa yang sangat besar. Kabut ini kemudian mengadakan kontraksi dan kondensasi sambil terus berputar pada sumbunya. Ada massa yang tertinggal, yakni pada bagian luar dari kabut pijar tadi. Massa itu juga mengadakan kontraksi dan kondensasi maka terbentuklah gumpalan gas pijar yaitu bintang-bintang. Bagi yang bermassa besar masih berupa kabut bintang. Dengan cara yang sama, bagian luar bintang yang tertinggal juga mengadakan kondensasi sehingga terbentuklah planet. Demikian juga bagian planet membentuk satelit bulan.
Bima Sakti atau Milky Way, berbentuk seperti kue cucur. Matahari kita terletak kira-kira pada jarak 2/3, dihitung dari pusat galaksi itu sampai ke tepiannya.
Tata surya terdiri dari matahari sebagai pusat, benda-benda lain seperti planet, satelit, meteor-meteor, komet-komet, debu dan gas antarplanet beredar mengelilinginya. Teori-teori yang mendukung terbentuknya tata surya, antara lain Hipotesis Nebular, Hipotesis Planettesimal, Teori Tidal, Teori Bintang Kembar, Teori Creatio Continua dan Teori G.P. Kuiper.

Susunan Tata Surya
Matahari kita dikelilingi oleh sembilan planet. Empat buah yang dekat dengan Matahari disebut planet dalam, yaitu Merkurius, Venus, Bumi dan Mars. Lima lainnya yang disebut planet luar berada relatif jauh dengan Matahari dan umumnya besar-besar. Mereka adalah Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus, dan Pluto.
Anggota. tata. surya yang lain adalah:
Asteroida, berbentuk semacam planet tetapi sangat kecil, bergaris tengah 500 mil, jumlahnya lebih dari 2.000 buah dan terletak antara Mars dan Jupiter.
Komet atau bintang berekor. Garis edarnya eksentrik, perihelionnya sangat dekat dengan matahari, sedangkan aphelionnya sangat jauh, berupa bola gas pijar seperti matahari.
Meteor, merupakan batuan dingin yang terjadi akibat gaya tarik bumi sehingga masuk ke atmosfer menjadi pijar karena bergesekan dengan atmosfer.
Bumi
Berbagai upaya telah ditempuh untuk menentukan umur tata surya termasuk bumi. Teori tentang itu antara lain Teori Sedimen, Teori Kadar Garam, Teori Geotermal dan Teori Radioaktivitas. Teori yang terakhir inilah yang dianggap paling benar. Teori ini berlandaskan perhitungan waktu paruh dari peluruhan zat radioaktif. Dengan mengetahui kadar zat radioaktif dibandingkan dengan kadar zat luruhannya dapat diketahui kapan zat itu terbentuk. Berdasarkan teori ini, kita dapat menghitung bahwa bumi berumur antara 5 sampai 7 ribu juta tahun.
Bumi ternyata tidak sepenuhnya bulat, tetapi agak pipih di kedua kutubnya. Bergaris tengah ekuatorial 7.923 mil sedangkan antarkutub 7.900 mil. BJnya 5,5 dan beratnya 6,6 x 1021 ton.
Inti dalam bumi tebalnya 815 mil, inti luar 1.360 mil, mantel bumi 1.800 mil dan lapisan lithosfer 20 mil. Lapisan bumi yang cair disebut hidrosfer yang menutupi 71% muka bumi dengan kedalaman rata-rata 4.000 meter. Sedangkan lapisan yang berupa gas disebut atmosfer, terdiri dari troposfer setebal 10 mil. Di sini terdapat segala kegiatan cuaca seperti awan, hujan, badai, petir maupun lalu lintas udara. Sesudah troposfer ialah stratosfer dengan ketebalan mulai dari 10 – 50 mil. Pada lapisan ini terdapat lapisan ozon yang dapat menolak datangnya sinar ultra violet berintensitas tinggi dari matahari yang dapat merusak lapisan ionosfer.
Dikatakan demikian, karena segala senyawa berurai menjadi ion-ion pada temperatur yang sangat rendah. Sekarang lapisan ozon ini telah robek/berlubang akibat pemakaian bahan kimia jenis CFC. Lapisan ionosfer penting untuk dinding pemantul gelombang radio.
Teori Wegener mengungkapkan bahwa benua dan samudera bermula dari satu kontinen. Oleh karena lapisan kulit bumi, pada awalnya goyah dan bumi bergerak mengadakan rotasi maka lapisan tersebut retak dan secara perlahan serta terus menerus memisahkan diri menjadi benua-benua. Pegunungan Himalaya dan Samudera Hindia (Indonesia) terbentuk karena kerutan geoinklinal, sedangkan Atlantik karena pergeseran horizontal. Lithosfer, hidrosfer maupun troposfer merupakan tempat tinggal berbagai makhluk hidup dan disebut biosfer.
Harry Hess berpendapat bahwa di bumi ada enam lempengan utama sebagai berikut.
Lempengan Amerika, terdiri dari Amerika Utara dan Selatan serta 1/2 dasar bagian barat Samudera Atlantik;
Lempengan Afrika, yang terdiri dari Afrika dan sebagian samudera sekitarnya;
Lempengan Eurasia, terdiri dari Asia, Eropa, dan dasar laut sekitarnya;
Lempengan India, yang meliputi anak benua itu dan dasar samudera sekitarnya;
Lempengan Australia terdiri dari Australia dan samudera di sekitarnya;
Lempengan Pasifik, yang mendasari samudera Pasifik.


Daftar planet dan jarak rata-rata planet dengan matahari dalam tata surya adalah seperti berikut:
57,9 juta kilometer
108,2 juta kilometer
ke Venus
149,6 juta kilometer
ke Bumi
227,9 juta kilometer
ke Mars
778,3 juta kilometer
1.427,0 juta kilometer
2.871,0 juta kilometer
ke Uranus
4.497,0 juta kilometer
Terdapat juga lingkaran asteroid yang kebanyakan mengelilingi matahari di antara orbit Mars dan Jupiter.
Karena rotasinya terhadap sumbu masing-masing, garis khatulistiwa menjadi lingkar terpanjang yang terdapat di setiap planet dan bintang.



Merkurius adalah planet terdekat di matahari, planet kedua terkecil di tata surya. Jumlah bulan: nol. Jarak dari matahari 58 juta km, bergaris tengah 4875 km, volume dan massa planet sama besar 1/18 kali bumi, kerapatan rata-rata sama dengan bumi, namun format kecil. Merkurius mengorbit 88 hari, sementara dari pengamatan radar, plamet berotasi 58,7 hari, itu sama dengan 2/3 periode revolusi. Jadi, setiap kali revolusi, berotasi satu setengah kali. Akibatnya, planet mengarahkan wajahnya yang sama tiap satu setengah revolusi.
 Permukaan planet Merkurius dipenuhi batuan kasar, gelap berpori. Untuk ukuran planet kecil seperti planet Merkurius, kepadatan planet dipandang mencengangkan. Inti besi meliputi ¾ jejari planet. Medan magnet lemah hanya 1% medan bumi yang menunjukkan inti cairan. Tetapi ketiadaan selubung magma yang melingkupi inti, meyakinkan peneliti di masa lalu planet pernah mengalami tumbukan hebat berulang-ulang, sehingga selubung mantel hampir tercabut.

Venus

 Venus, planet kedua dari matahari. Setelah Matahari dan Bulan, Venus adalah benda ketiga paling terang di langit. Venus dikenal sebagai bintang fajar, terbit di timur saat matahari terbit (nama Hesperus) dan bintang senja di barat kala matahari terbenam (nama Phosporus atau Lucifer). Kedudukan Venus, bumi dan matahari menyebabkan Venus tidak terlihat labih lama dari 3 jam sebelum matahari terbit dan 3 jam setelah matahari terbenam.
 Para astronom kerap menyatakan Venus sebagai saudara kembar bumi. Beralasan bila ditinjau dari parameter fisika planet: massa, kerapatan, ukuran dan volume keduanya berdekatan. Kedua planet terbentuk di masa bersamaan dari kabut matahari. Namun kesamaan akhir disitu. Venus berbeda dengan bumi. Tidak ada lautan dan diliputi atmosfer sangat tebal yang adalah gas CO2; sedikit pun tidak ada uap air H2O. Awannya berwarna merah berasal dari uap asam sulfur H2S. Di permukaan planet, tekanan atmosfer adalah 92 kali tekanan bumi.
 Suhu di Venus pun mematikan 4820C, sama dengan suhu awan panas ‘wedhus gembel’ Gunung Merapi yang meletus di Yogyakarta pada 15 Mei 2006. Temperatur setinggi di Venus diperoleh dari proses rumah kaca berketerusan oleh CO2. Sinar matahari masuk menembus atmosfer setebal 50 km dan memanasi muka planet, namun pancaran inframerah yang dikembalikan permukaan tertahan tidak dapat keluar dari atmosfer CO2. Sebab itu Venus menjadi lebih panas dari Merkurius.
 Venus berotasi sangat lambat dalam arah retograd, berlawanan arah rotasi bumi yang berputar daeri barat ke timur. Sehari di Venus berlangsung 243 hari bumi, jauh lebih panjang dari periode revolusi mengelilingi matahari yang lamanya 225 hari. Jadi sehari Venus lebih panjang dari setahun Venus. Karena rotasi Venus dari arah timur ke barat, maka pengamat di Venus akan melihat matahari terbit dari barat dan terbenam di timur.

Bumi

Bumi adalah planet ketiga dari delapan planet dalam Tata Surya. Diperkirakan usianya mencapai 4,6 milyar tahun. Jarak antara Bumi dengan matahari adalah 149.6 juta kilometer atau 1 AU (ing: astronomical unit). Bumi mempunyai lapisan udara (atmosfer) dan medan magnet yang disebut (magnetosfer) yang melindung permukaan Bumi dari angin matahari, sinar ultraungu, dan radiasi dari luar angkasa. Lapisan udara ini menyelimuti bumi hingga ketinggian sekitar 700 kilometer. Lapisan udara ini dibagi menjadi Troposfer, Stratosfer, Mesosfer, Termosfer, dan Eksosfer.

Lapisan ozon, setinggi 50 kilometer, berada di lapisan stratosfer dan mesosfer dan melindungi bumi dari sinar ultraungu. Perbedaan suhu permukaan bumi adalah antara -70°C hingga 55°C bergantung pada iklim setempat. Sehari di dibagi menjadi 24 jam dan setahun di bumi sama dengan 365,2425 hari. Bumi mempunyai massa seberat 59.760 milyar ton, dengan luas permukaan 510 juta kilometer persegi. Berat jenis Bumi (sekitar 5.500 kilogram per meter kubik) digunakan sebagai unit perbandingan berat jenis planet yang lain, dengan berat jenis Bumi dipatok sebagai 1.

Bumi mempunyai diameter sepanjang 12.756 kilometer. Gravitasi Bumi diukur sebagai 10 N kg-1 dijadikan unit ukuran gravitasi planet lain, dengan gravitasi Bumi dipatok sebagai 1. Bumi mempunyai 1 satelit alami yaitu Bulan. 70,8% permukaan bumi diliputi air. Udara Bumi terdiri dari 78% nitrogen, 21% oksigen, dan 1% uap air, karbondioksida, dan gas lain.

Bumi diperkirakan tersusun atas inti dalam bumi yang terdiri dari besi nikel beku setebal 1.370 kilometer dengan suhu 4.500°C, diselimuti pula oleh inti luar yang bersifat cair setebal 2.100 kilometer, lalu diselimuti pula oleh mantel silika setebal 2.800 kilometer membentuk 83% isi bumi, dan akhirnya sekali diselimuti oleh kerak bumi setebal kurang lebih 85 kilometer.

Kerak bumi lebih tipis di dasar laut yaitu sekitar 5 kilometer. Kerak bumi terbagi kepada beberapa bagian dan bergerak melalui pergerakan tektonik lempeng (teori Continental Drift) yang menghasilkan gempa bumi.

Titik tertinggi di permukaan bumi adalah gunung Everest setinggi 8.848 meter, dan titik terdalam adalah palung Mariana di samudra Pasifik dengan kedalaman 10.924 meter. Danau terdalam adalah Danau Baikal dengan kedalaman 1.637 meter, sedangkan danau terbesar adalah Laut Kaspia dengan luas 394.299 km2.

Mars

 Mars, sebutan dewa perang romawi, planet keempat di tata surya, merah di langit karena permukaan regolit limonit. Regolit adalah sisa batuan hancur berupa pasir mengandung senyawa silikat besi seperti karat yang disebut limonit. Berjarak rata-rata 228 juta km. mars adalah planet kecil, ½ garis tengah bumi atau 2 kali garis tengah bulan dan 1/10 massa bumi. Medan gravitasi hanya 1/3 bumi atau 2 kali bulan. Luas permukaan Mars sama dengan luas permukaan seluruh benua di bumi. Hari di Mars disebut sol, panjangnya ½ jam lebih dari hari di bumi. Tahun Mars dua kali tahun bumi. Dua satelit Mars, Phobos dan Deimos, adalah nama bagi kedua hewan peliharaan dewa romawi Mars. Keduanya adalah batuan-batuan kecil gelap yang dipenuhi kawah, kemungkinan asteroid tertangkap gravitasi Mars. Phobos mengorbit Mars sekali dalam rentang waktu yang lebih singkat dari 1 sol. Terbit di barat terbenam di timur 2 kali tiap sol. Deimos mengorbit lebih umum, terbit di timur dan terbenam di barat. Orbit bumi dan Mars tertata sedemikian samapai Mars seakan bergerak mundur sekitar masa oposisi saat keduanya mendekat. Jarak saat itu adalah 56 juta km dan menjadi 375 saat masing-masing benda di sisi yang berlawanan terhadap matahari.
 Melalui gambar-gambar dan data-data, para astronom menentukan planet Mars umumnya lebih dingin dan lebih jernih saat jauh dari matahari dan berubah panas berdebu mendekati matahari. Terdapat pola iklim rentang panjang di Mars, serupa di bumi. Satu kali para ilmuwan akan dapat meramal perubahan iklim dan cuaca di Mars. Meteo-areo-rologi akan mlahir di Mars.

Yupiter

 Orang romawi menamakan planet sesuai raja dari dewa-dewa mereka. Yupiter adalah planet kelima dari matahari, terbesar di tata surya. Benda langit keempat paling terang di langit setelah matahari, bulan dan Venus. Yupiter bahkan 3 kali lebih terang dari Sirius.
 Yupiter mengorbit matahari pada jarak rata-rata 780 juta km, lima kali jarak bumi-matahari. Satu tahun yupiter adalah 11,9 tahun bumi. Hari di Yupiter adalah 9,9 jam, kurang dari setengah hari di bumi. Berbeda dengan planet dalam yang batuan, Yupiter adalah sebuah bola gas padat dan tidak mempunyai permukaan yang padat. Pada inti Yupiter berisi mineral yang membentuk batuan seperti inti komet, tetapi itu hanya kurang dari 5 % massa planet. Medan gravitasi di puncak atmosfer 2,5 kali gravitasi bumi.
 Kenyataan bahwa jejari Yupiter adalah 11,2 kali bumi, volumenya menjadi 1300 kali volume bumi. Massa Yupiter hanya 318 kali massa bumi. Kepadatan Yupiter adalah 1,33 g/cm3. kepadatan itu hanya seperempat kepadatan bumi (5.52 gr/cm3). Kesimpulan: rendahnya kepadatan Yupiter berarti planet hanya terdiri atas unsur-unsur ringan, hydrogen dan helium.
 Badai Yupiter yang sangat terkenal adalah Bintik Merah Besar yang telah berlangsung berabad-abad tiada henti. Bintik merah sangat besar itu melanda planet seluas 3 buah bumi. Laporan mengenai bintik merah dating pertama kali dari fisikawan Robert Hooke tahun 1664. tidak ada yang tahu apa penyebab bintik merah itu. Dari pergerakannya saja seperti mendapat tenaga dari bagian atmosfer atas sambil menyerap badai-badai yang lebih kecil. Warna bintik merah berasal dari sulfur atau fosfor yang menyerap sinar ultraviolet ungu dan biru.

Saturnus

Saturnus, planet ke-enam dari matahari dan kedua terbesar di tata surya. Yang segera terlihat adalah sistem cincinnya. Cincin-cincin itu sesuai penemunya ditandai dari dalam ke luar : cincin D, C, B, A, F, G dan E. kini, cincin-cincin itu ternyata melebihi 100.000 mengorbit planet.
Kerapatan Saturnus rendah, 1/8 kali kerapatan bumi karena planet terdiri dari hydrogen. Seperti Yupiter, berat atmosfer menekan ke dalam semakin kuat, maka hydrogen mengembun menjadi cair. Di dekat pusat planet, hydrogen bersifat logam cair menghantar listrik dan magnet. Pusat Saturnus berupa inti batuan dan suhu ditafsir 150000 C. baik Yupiter dan Saturnus masih mencari kesetimbangan gravitasi dengan mengerut. Pengerutan menimbulkan panas yang dipancar keluar 3 kali lebih besar dari panas yang diterima dari matahari. Keadaan itu dapat membangkitkan pusaran-pusaran badai di atmosfer atas.

Uranus

 Uranus, planet ketujuh dari matahari. Berjarak 2.87 miliar km, berada di luar orbit Saturnus. Uranus mempunyai inti batuan dan diselubungi lautan air bercampur mineral yang membentuk batuan. Lautan bertemu atmosfer yang terdiri hydrogen, helium dan metana. Uranus mempunyai 10 cincin dan 21 satelit. Massa Uranus 14,5 kali massa bumi dan volumenya 67 kali volume bumi. Medan gravitasi 1,17 kali bumi. Lautan cair yang menjadi isi planet begitu besar dan terlihat sebagai air bercampur silikat, magnesium, senyawa nitrogen dan hidrokarbon, sangat mengherankan. Suhu lautan sangat panas 6.6500C. di Bumi, ari menguap pada suhu 1000C, namun lautan di Uranus tetap cair karena tekanan di dalam Uranus 5 juta kali lebih kuat tekanan di bumi. Kekuatan tekanan itu mencegah molekul air tercerai menjadi uap.






Galaksi


Galaksi NGC 4414, spiral galaksi pada rasi bintang Coma Berenices, berdiameter sekitar 17.000 parsec dan berjarak 20 juta parsec.
Galaksi adalah sebuah sistem yang terikat oleh gaya gravitasi yang terdiri atas bintang (dengan segala bentuk manifestasinya, antara lain bintang neutron dan lubang hitam), gas dan debu kosmik medium antarbintang, dan kemungkinan substansi hipotetis yang dikenal dengan materi gelap.[1][2] Kata galaksi berasal dari bahasa Yunani galaxias [γαλαξίας], yang berarti "susu," yang merujuk pada galaksi Bima Sakti (bahasa Inggris: Milky Way). Tipe-tipe galaksi berkisar dari galaksi kerdil dengan sepuluh juta[3] (107) bintang hingga galaksi raksasa dengan satu triliun [4] (1012) bintang, semuanya mengorbit pada pusat galaksi. Matahari adalah salah satu bintang di galaksi Bima Sakti; tata surya termasuk bumi dan semua benda yang mengorbit matahari.
Kemungkinan terdapat lebih dari 100 miliar (1011) galaksi pada alam semesta teramati.[5] Sebagian besar galaksi berdiameter 1000 hingga 100.000 [4] parsec dan biasanya dipisahkan oleh jarak yang dihitung dalam jutaan parsec (atau megaparsec).[6] Ruang antar galaksi terisi dengan gas yang memiliki kerapatan massa kurang dari satu atom per meter kubik. Sebagian besar galaksi diorganisasikan ke dalam sebuah himpunan yang disebut klaster, untuk kemudian membentuk himpunan yang lebih besar yang disebut superklaster. Struktur yang lebih besar ini dikelilingi oleh ruang hampa di dalam alam semesta.[7]
Meskipun belum dipahami secara menyeluruh, materi gelap terlihat menyusun sekitar 90% dari massa sebagian besar galaksi. Data pengamatan menunjukkan lubang hitam supermasif kemungkinan ada pada pusat dari banyak (kalau tidak semua) galaksi.
  •  

Etimologi

Kata galaksi diturunkan dari istilah bahasa Yunani untuk Milky Way (galaksi kita), galaxias (γαλαξίας), atau kyklos galaktikos. Kata ini berarti "lingkaran susu", sesuai dengan penampakannya di angkasa. Dalam mitologi Yunani, Zeus menempatkan anak laki-lakinya yang dilahirkan oleh manusia biasa, bayi Heracles, pada payudara Hera ketika Hera sedang tidur sehingga bayi tersebut meminum susunya dan karena itu menjadi manusia abadi. Hera terbangun ketika sedang menyusui dan kemudian menyadari ia sedang menyusui bayi yang tak dikenalnya: ia mendorong bayi tersebut dan air susunya menyembur mewarnai langit malam, menghasilkan pita cahaya tipis yang dikenal dalam bahasa Inggris sebagai Milky Way (jalan susu).[8]

Tipe dan morfologi

Jenis-jenis galaksi berdasarkan sistem klasifikasi Hubble. E merupakan tipe galaksi eliptik, S merupakan galaksi spiral, dan SB merupakan galaksi spiral berbatang.[note 1]
Galaksi dapat dikelompokkan dalam tiga jenis utama: eliptik, spiral dan irregular. Karena sistem klasifikasi Hubble hanya berdasarkan pada pengamatan visual, klasifikasi ini mungkin melewatkan beberapa karakteristik penting dari galaksi, seperti laju pembentukan bintang (di galaksi starburst) dan aktivitas inti galaksi (di galaksi aktif).[9]

Eliptik

Sistem klasifikasi Hubble membedakan galaksi eliptik berdasarkan tingkat keelipsannya, dari E0 yang hampir berupa lingkaran, hingga E7 yang sangat lonjong. Galaksi tersebut memiliki bentuk dasar elipsoid, sehingga tampak elips dari berbagai sudut pandang. Galaksi tipe ini tampak memiliki sedikit struktur dan sedikit materi antar bintang, sehingga galaksi tersebut memiliki sedikit gugus terbuka dan laju pembentukan bintang yang lambat. Galaksi tipe ini didominasi oleh bintang yang berumur tua yang mengorbit pusat gravitasi dengan arah yang acak. Dalam hal tersebut, galaksi tipe ini mirip dengan gugus bola.[10]
The largest galaxies are giant ellipticals. Many elliptical galaxies are believed to form due to the interaction of galaxies, resulting in a collision and merger. They can grow to enormous sizes (compared to spiral galaxies, for example), and giant elliptical galaxies are often found near the core of large galaxy clusters.[11] Galaksi starburst merupakan akibat dari tabrakan antar galaksi dan dapat menghasilkan pembentukan galaksi eliptik.[10]

Spiral

Galaksi Whirlpool (kiri), sebuah galaksi spiral tanpa batang.
Galaksi spiral terdiri dari piringan berupa bintang dan materi antar bintang yang berotasi, serta gembung pusat yang terdiri dari bintang-bintang tua. Terdapat lengan spiral yang menjulur dari gembung pusat. Dalam sistem klasifikasi Hubble, galaksi spiral ditandai sebagai tipe S, diikuti huruf (a, b, atau c) yang menunjukkan tingkat kerapatan dari lengan spiral dan ukuran dari gembung pusat. Galaksi Sa memiliki lengan spiral yang kurang jelas dan membelit secara rapat, serta gembung pusat yang relatif besar. Sedangkan galaksi Sc memiliki lengan spiral yang terbuka dan gembung pusat yang relatif kecil.[12]
NGC 1300, contoh galaksi spiral berbatang.
Sebagian besar galaksi spiral memiliki bentuk batang linier yang memanjang ke dua sisi dari gembung inti, yang kemudian bergabung dengan struktur lengan spiral.[13] Di sistem klasifikasi Hubble, galaksi ini dikategorikan sebagai SB, dan diikuti huruf (a, b atau c) yang mengindikasikan bentuk lengan spiralnya. Batang galaksi diperkirakan merupakan struktur sementara yang disebabkan oleh gelombang kejut dari inti galaksi, atau karena interaksi pasang surut dengan galaksi lain.[14] Banyak galaksi spiral berbatang yang berinti aktif, kemungkinan karena adanya gas yang menuju ke inti melalui lengan spiral.[15]
Galaksi Bima Sakti merupakan galaksi spiral berbatang ukuran besar[16] dengan diameter sekitar 30 kiloparsecs dan ketebalan sekitar satu kiloparsec. Bima Sakti memiliki sekitar 200 milyar (2×1011)[17] bintang dengan massa total sekitar 600 juta (6×1011) kali massa Matahari.[18]

Morfologi lain

Galaksi aneh (peculiar galaxies) merupakan galaksi yang memiliki sifat-sifat yang tidak biasa karena interaksi pasang surut dengan galaksi lain. Contohnya adalah galaksi cincin, yang memiliki struktur mirip cincin berupa bintang dan materi antar bintang yang mengelilingi inti kosong. Galaksi cincin diperkirakan terbentuk saat galaksi kecil melewati inti galaksi yang lebih besar.[19] Kejadian tersebut mungkin terjadi pada galaksi Andromeda yang memiliki beberapa struktur mirip cincin jika diamati pada spektrum inframerah.[20]
Galaksi lenticular merupakan bentuk pertengahan yang memiliki sifat baik dari galaksi eliptik maupun galaksi spiral, dan dikategorikan sebagai tipe S0 dan memiliki lengan spiral yang samar-samar serta halo bintang berbentuk eliptik. (Barred lenticular galaxies receive Hubble classification SB0.)





Tidak ada komentar:

Poskan Komentar