Wawasan Mutakhir Tata Surya

Wawasan Mutakhir Tata SuryaEtty Jaskarti

Alma Nuradnan Pramudita

KATA PENGANTAR

Alhamdu lillah buku Wawasan Mutakhir Tata Surya telah selesai.

Bagaimanapun tanpa berbagai kemudahan dari Allah, tidak mungkin

buku ini dapat selesai.

Buku ini merupakan peralihan antara ensiklopedia dan buku pelajaran.

Isinya sengaja dibuat lebih berat dari ensiklopedia untuk menegaskan

fakta bahwa astronomi merupakan bagian dari ilmu fisika. Pertimbangan

penegasan ini yaitu belum banyak diketahuinya kondisi belajar dan pola

pikir ilmu astronomi. Pun isi buku ini sengaja dibuat lebih ringan dari buku

pelajaran karena astronomi, sebagai ilmu tersendiri, tidak diajarkan di

sekolah menengah.

Meskipun penalaran matematika dan fisika dalam buku ini boleh jadi

membuat dahi berkerut, namun semoga buku ini justru menjadi hiburan

menantang bagi siswa sekolah menengah atas.

Semoga buku ini bermanfaat. Saran dan kritik akan sangat diperlukan

untuk menambah manfaat buku ini.

Bandung, 25 Juli 2011

Penulis

Wawasan Mutakhir Tata Surya i

DAFTAR ISI

Kata Pengantar i

Daftar Isi ii

Daftar Gambar v

Daftar Tabel viii

BAB I. PENDAHULUAN 1

BAB II. PLANET DI TATA SURYA 3

A. Tata Surya dan Karakteristiknya 3

1. Matahari Sebagai Pusat Tata Surya 3

2. Anggota Tata Surya 4

a. Matahari 4

b. Planet 6

1) Merkurius 6

2) Venus 8

3) Bumi 10

4) Mars 11

5) Jupiter 12

6) Saturnus 13

7) Uranus 15

8) Neptunus 16

B. Klasifikasi Planet 17

C. Tugas Bab II 20

ii Wawasan Mutakhir Tata Surya

BAB III. HUKUM KEPLER DAN HUKUM NEWTON 21

A. Hukum Kepler 21

1. Hukum I Kepler 21

2. Hukum II Kepler 22

3. Hukum III Kepler 22

B. Hukum Gravitasi Universal 24

C. Penerapan Hukum Gravitasi Universal 29

D. Percepatan Gravitasi Bumi 33

E. Hubungan Hukum Newton dan Hukum III Kepler 35

F. Tugas Bab III 38

BAB IV. WAWASAN MUTAKHIR TATA SURYA 39

A. Asteroid 37

1. Sabuk Asteroid 38

2. Asteroid Trojan 42

3. Near Earth Asteroid (NEA) 43

B. Komet 45

C. Sabuk Kuiper 49

D. Planet Kerdil 51

1. Sejarah Penemuan Pluto 52

2. Kelompok Baru Tempat Pluto 54

E. Awan Oort 56

F. Tugas Bab IV 60

BAB V. PENGUMPULAN DATA ASTRONOMI 61

A. Pencatatan Posisi Benda Langit 59

1. Sistem Koordinat Horizon 59

Wawasan Mutakhir Tata Surya iii

a. Deklinasi Magnetik 62

2. Sistem Koordinat Ekuatorial 65

B. Gerak Semu Planet dan Bintang 68

C. Teleskop 70

D. Fotometri 74

E. Spektroskopi 77

F. Tugas Bab V 84

GLOSARIUM 85

DAFTAR PUSTAKA

iv Wawasan Mutakhir Tata Surya

DAFTAR GAMBAR

Gambar II.1. Perbandingan jarak dan ukuran planet-planet. 3

Gambar II.2. Foto Matahari. 5

Gambar II.3. Foto permukaan Matahari. 5

Gambar II.4. Foto Merkurius. 7

Gambar II.5. Foto Caloris Basin. 7

Gambar II.6. Foto permukaan Venus dalam gelombang radio. 9

Gambar II.7. Foto Venus dalam sinar tampak. 9

Gambar II.8. Foto Bumi. 10

Gambar II.9. Perbandingan ukuran planet-planet kebumian. 10

Gambar II.10. Foto Mars. 11

Gambar II.11. Foto Kawah Victoria, Cape Verde. 12

Gambar II.12. Foto Jupiter. 13

Gambar II.13. Foto Bintik Merah Jupiter. 13

Gambar II.14. Foto Saturnus. 14

Gambar II.15. Foto badai Saturnus. 14

Gambar II.16. Foto Uranus. 16

Gambar II.17. Foto cincin dan awan Uranus. 16

Gambar II.18. Foto Neptunus. 17

Gambar II.19. Foto badai Neptunus. 17

Gambar II.20. Posisi planet terhadap Bumi. 19

Gambar III.1. Anatomi elips. 22

Gambar III.2. Ilustrasi Hukum II Kepler. 22

Gambar III.3. Instrumen Henry Cavendish. 28

Gambar III.4. Resultan gaya gravitasi. 30

Gambar III.5. Sudut siku-siku Matahari, Bulan, Bumi. 31

Wawasan Mutakhir Tata Surya v

Gambar IV.1. Foto Ceres. 41

Gambar IV.2. Foto Ida dan Dactyl. 41

Gambar IV.3. Ilustrasi model kerapatan sabuk asteroid. 42

Gambar IV.4. Ilustrasi sebaran asteroid. 42

Gambar IV.5. Ilustrasi titik-titik Lagrange. 45

Gambar IV.6. Ilustrasi orbit NEA. 46

Gambar IV.7. Potret komet Halley. 47

Gambar IV.8. Inti komet Tempel 1. 47

Gambar IV.9. Anatomi komet. 49

Gambar IV.10. Ilustrasi sabuk Kuiper. 52

Gambar IV.11. Plat foto penemuan Pluto. 55

Gambar IV.12. Plat foto penemuan Charon. 56

Gambar IV.13. Foto Pluto dan tiga satelitnya. 56

Gambar IV.14. Ilustrasi sistem Pluto-Charon. 57

Gambar IV.15. Ilustrasi ukuran awan Oort. 58

Gambar IV.16. Ilustrasi ukuran awan Oort. 59

Gambar V.1. Ilustrasi sudut ketinggian. 62

Gambar V.2. Sudut ketinggian dua objek yang berbeda. 62

Gambar V.3. Ilustrasi sudut azimut. 63

Gambar V.4. Sudut azimut dua objek yang berbeda. 63

Gambar V.5. Arah pengukuran sudut azimut. 63

Gambar V.6. Pengukuran sudut azimut menggunakan kompas. 63

Gambar V.7. Variasi posisi kutub utara magnet Bumi. 63

Gambar V.8. Konvensi tanda deklinasi magnetik. 65

Gambar V.9. Peta deklinasi magnetik. 66

Gambar V.10. Program prediksi deklinasi dari NOAA. 67

Gambar V.11. Ekuinoks dan titik balik Matahari. 68

vi Wawasan Mutakhir Tata Surya

Gambar V.12. Ilustrasi sistem koordinat ekuatorial. 69

Gambar V.13. Orientasi pengamat terhadap ekuator. 70

Gambar V.14. Orientasi ekuator terhadap pengamat. 71

Gambar V.15. Garis edar Matahari pada 21 Desember. 72

Gambar V.16. Bayangan nyata pada lensa cembung. 73

Gambar V.17. Bayangan maya pada lensa cembung. 74

Gambar V.18. Sistem optik dengan dua lensa cembung. 75

Gambar V.19. Foto gugus Pleiades. 77

Gambar V.20. Penentuan intensitas piksel foto bintang. 78

Gambar V.21. Spektrum langit. 79

Gambar V.21. Ilustrasi spektrum kontinu benda hitam. 80

Gambar V.22. Warna lava. 80

Gambar V.23. Pembentukan garis emisi dan serapan. 81

Gambar V.24. Nebula planet M 57. 82

Gambar V.24. Korona Matahari. 82

Gambar V.24. Spektrograf sederhana. 83

Wawasan Mutakhir Tata Surya vii

DAFTAR TABEL

Tabel II.1. Kala rotasi, kala revolusi, dan jarak planet. 6

Tabel III.1. Hubungan percepatan gravitasi dengan ketinggian. 33

Tabel III.2. Percepatan gravitasi beberapa tempat di Bumi. 34

Tabel IV.1. Perbandingan jarak planet dari Matahari. 39

Tabel IV.2. Tahun penemuan dan massa asteroid. 40

Tabel IV.3. Sumbu semimayor komet. 51

viii Wawasan Mutakhir Tata Surya

BAB I

PENDAHULUAN

Banyak kalangan yang senang pada dunia astronomi. Namun sering bagi

yang belum pernah mendalami astronomi, Tata Surya merupakan

lingkungan terbesar yang dapat dibayangkan. Ini lazim karena ukuran

dalam kehidupan sehari-hari jauh lebih kecil dari ukuran di Tata Surya.

Dapat dengan mudah dibayangkan sejauh apa 1.000 km itu, namun tidak

selalu mudah membayangkan sejauh apa 8 menit cahaya itu.

Dalam buku ini, dibahas Tata Surya, yang merupakan lingkungan

terdekat di luar atmosfer Bumi. Biasanya dalam buku teks sekolah

menengah, materi astronomi disajikan sebagai penambah wawasan saja.

Pembahasan paling dalam biasanya seputar fase Bulan, jarak planet dari

Matahari, periode revolusinya, pembentukan Tata Surya, atau komet.

Pada permulaan buku ini, hanya disajikan wawasan seputar Matahari

dan planet. Kemudian, aliran informasi ini segera diikuti dengan paparan

matematis tentang hukum-hukum di Tata Surya.

Baik menyenangkan maupun tidak, kajian matematis menimbulkan

kepenatan. Kepenatan ini diredakan dengan wawasan mutakhir tentang

Tata Surya. Bahasannya yaitu anggota Tata Surya selain Matahari dan

planet. Termasuk di dalamnya yakni status baru Pluto dan lingkungan

terluar Tata Surya. Dua hal tadi cukup ramai dikaji seiring dengan makin

canggihnya teknologi penginderaan. Akhirnya sebagai penutup buku ini,

disajikan sejumlah hal terkait pengumpulan data dalam astronomi.

Pendahuluan 1

Berikut poin-poin bahasan dalam buku ini.

Planet di Tata Surya: Matahari dan planet, temperatur lingkungan

planet, kala revolusi, kala rotasi, klasifikasi planet

Hukum Kepler dan Hukum Newton: Hukum Kepler, alur pemikiran

Hukum Gravitasi Universal, contoh kasus terkait gaya gravitasi,

gaya gravitasi dan gaya berat, gaya gravitasi dan percepatan

gravitasi

Wawasan Mutakhir Tata Surya: ragam kelompok asteroid, anatomi

komet, orbit komet, sabuk Kuiper, planet kerdil, status mutakhir

Pluto, awan Oort

Pengumpulan Data Astronomi: koordinat benda langit, variasi gerak

semu benda langit, bayangan pada lensa, fotometri, sistem

magnitudo bintang, spektroskopi, penentuan jenis unsur pada

bintang

Meskipun tidak memuat materi kalkulus, selain sedikit materi limit pada

akhir buku, penalaran matematika dan fisika dalam buku ini

membutuhkan kompetensi akademik setingkat sekolah menengah atas.

2 Wawasan Mutakhir Tata Surya

BAB II

PLANET DI TATA SURYA

A. Isi Tata SuryaSistem Tata Surya merupakan kumpulan benda langit yang terdiri atas

Matahari, planet, planet kerdil, asteroid, komet, serta meteoroid, yang

semuanya mengitari Matahari akibat gaya gravitasi.

Gambar II.1. Perbandingan jarak dari Matahari dan

ukuran planet di Tata Surya. (NASA/JPL)

1. Matahari Sebagai Pusat Tata SuryaMatahari merupakan pusat Tata Surya. Bumi yang hanyalah satu dari

anggota Tata Surya. Pun Matahari hanya satu dari jutaan bintang yang

ada di Galaksi.

Planet di Tata Surya 3

Sebagai bintang, Matahari sama saja dengan bintang-bintang lain.

Karena jauh lebih dekat ke Bumi dibandingkan bintang-bintang lain,

Matahari tampak seperti piringan cahaya besar. Bintang-bintang lain

sangat jauh dari Bumi sehingga hanya tampak sebagai titik-titik cahaya.

2. Anggota Tata SuryaSemua anggota Tata Surya beredar mengitari Matahari, atau berevolusi,

dalam lintasan elips. Akibatnya, anggota Tata Surya pada suatu waktu

berada pada titik terdekat dan pada waktu lain berada pada titik terjauh

dari Matahari. Titik terdekat dengan Matahari disebut perihelion,

sedangkan titik terjauhnya disebut aphelion. Laju revolusi anggota Tata

Surya tidak tetap. Di dekat dekat perihelion, kelajuannya lebih besar

dibandingkan dengan di dekat aphelion. Bentuk orbit, laju revolusi, serta

hubungan antara ukuran orbit dan kala revolusi dirangkum dalam Hukum

Kepler.

a. Matahari

Matahari merupakan bintang terdekat dari Bumi. Jarak rata-rata Bumi

dari Matahari yaitu 149.600.000 km. Jarak ini dijadikan rujukan satu

satuan astronomi (SA: Satuan Astronomi atau AU: Astronomical Unit).

Matahari merupakan pusat gerak anggota Tata Surya. Gaya gravitasi

Matahari menjadikan semua planet beredar mengitari Matahari, dan

demikian juga benda-benda lainnya, seperti asteroid dan komet. Matahari

sendiri berotasi dengan arah sesuai arah rotasi sebagian besar planet

dan satelit.


Gambar II.2. Foto Matahari.

Nampak letupan plasma Matahari,

yang cukup besar dibandingkan

jari-jari Matahari. (NASA/ESA)

Gambar II.3. Foto permukaan

Matahari, diambil menggunakan

wahana Hinode. (JAXA/NASA)

Periode rotasi ekuator Matahari yaitu sekitar 34 hari, sedangkan rotasi

kutubnya butuh waktu sekitar 27 hari. Perbedaan itu disebabkan wujud

gas Matahari. (Sebenarnya, materi di Matahari berwujud plasma, bukan

gas. Meskipun demikian dalam banyak kasus, dapat dianggap materi di

Matahari berwujud gas.) Matahari bukanlah bintang yang besar.

Letaknya yang lebih dekat dari Bumi dibandingkan bintang-bintang

lainnya menjadikan Matahari tampak seperti bola besar bercahaya,

sedangkan bintang-bintang lainnya tampak seperti titik bercahaya.

Panas dan cahaya Matahari berasal dari reaksi fusi, yaitu penggabungan

inti hidrogen menjadi helium pada suhu dan tekanan yang sangat tinggi.

Suhu di pusat Matahari sekitar 35.000.000 C. Panas ini merambat dari


dalam ke luar bola Matahari. Suhu di permukaan Matahari sekitar 6.000

C. Panas inilah yang dipancarkan ke ruang angkasa hingga akhirnya

mencapai permukaan Bumi.

b. Planet

Sampai saat ini, dikenal delapan planet yang mengelilingi Matahari, yaitu

Merkurius, Venus, Bumi, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus.

Planet-planet tersebut tidak memancarkan cahaya sendiri, tetapi

memantulkan cahaya Matahari. Kata planet berasal dari bahasa Yunani,

yaitu planetei, yang artinya pengembara. Namanya demikian karena

kedudukan planet terhadap bintang-bintang pada bola langit tidak tetap.

Selain mengitari Matahari, planet juga berotasi pada sumbunya. Periode

revolusi dan rotasi setiap planet dapat dilihat dalam tabel II.1.

Tabel II.1. Delapan planet yang Mengelilingi Matahari.

planet kala rotasi

(hari)

kala revolusi

(hari)

rerata jarak ke

Matahari (juta km)

Merkurius 58,6 88 57,9

Venus 243 224,7 108,23

Bumi 23,9 365,25 150

Mars 24,6 687 228

Jupiter 9,8 11,9 778

Saturnus 10,2 29,5 1.427

Uranus 10,8 84 2.870

Neptunus 15,6 164,8 4.497

1) Merkurius


Merkurius berdiameter 4.878 km dan merupakan planet terdekat dari

Matahari. Jarak rata-rata Merkurius-Matahari yaitu 57,9 juta km. Karena

ukuran dan kedekatannya dengan Matahari, planet ini sulit diamati dari

Bumi jika tanpa teleskop. Merkurius dapat diamati sebagai titik terang di

dekat cakrawala timur sebelum Matahari terbit atau di dekat cakrawala

barat sesudah Matahari terbenam. Laju revolusinya mencapai 48 km/s

dan kala revolusinya 88 hari Bumi.

Gambar II.4. Foto Merkurius.

Nampak banyak kawah tumbukan. (NASA/Johns Hopkins University Applied

Physics Laboratory/Carnegie Institution of

Washington)

Gambar II.5. Caloris Basin, satu

daerah di permukaan Merkurius,

dipotret menggunakan wahana

Mariner 10. (NASA)

Meskipun Merkurius memiliki permukaan yang mirip Bulan, namun

struktur dalamnya lebih menyerupai Bumi. Diperkirakan bahwa Merkurius


sebagian besar juga terdiri atas besi dan unsur-unsur berat seperti di

Bumi. Keadaan cuaca di Merkurius sangat kering dan panas pada bagian

siang, serta hampir tanpa udara. Intensitas sinar Matahari di

permukaannya tujuh kali lebih kuat dibandingkan di permukaan Bumi.

Atmosfer Merkurius sangat tipis dan tidak menyerap banyak sinar

Matahari. Dampaknya yaitu suhu siang hari di Merkurius mencapai 427

C, sedangkan suhu malam hari mencapai -173 C. Tipisnya atmosfer

Merkurius juga menyebabkan langit Merkurius gelap sehingga mungkin

bintang-bintang terlihat di siang hari.

2) VenusVenus dikenal sebagai kembaran Bumi karena ukuran keduanya hampir

sama. Diameter Venus 12.100 km, atau 644 km lebih kecil dari diameter

Bumi. Jarak terdekat Venus dari Bumi yaitu 41,4 juta km, lebih dekat dari

jarak terdekat Mars dari Bumi (55,7 juta km). Jarak Venus-Matahari

sekitar 108 juta km. Venus mengitari Matahari dalam 225 hari. Dilihat dari

Bumi, Venus merupakan benda langit paling terang setelah Matahari dan

Bulan. Kala rotasi Venus sangat lama, yaitu 243 hari. Tidak seperti Bumi

dan planet lain yang arah rotasinya sama dengan arah revolusinya, arah

rotasi Venus berlawanan dengan arah revolusinya (retrograde).

Para geolog mengalami kesulitan mempelajari permukaan Venus karena

terhalang awan tebal. Dengan radar pada wahana ruang angkasa

Venera, Pioneer, dan Magellan, informasi tentang permukaan Venus

dapat diperoleh. Permukaan Venus sangat kering dan panas. Tidak ada

zat cair pada permukaan Venus akibat tingginya temperatur, yang

menyebabkan semua cairan menguap.


Gambar II.6. Permukaan Venus,

dipotret dalam sinar radio dan

ditampilkan dalam warna sintetik. (NASA)

Gambar II.7. Venus dalam sinar

tampak. Permukaannya tidak

terlihat karena sinar tampak tidak

dapat menembus atmosfernya

yang kedap. (NASA/Ricardo Nunes)

Atmosfer Venus lebih tebal dari atmosfer planet kebumian lain. Penyusun

utama atmosfernya adalah karbondioksida serta sejumlah kecil nitrogen

dan uap air. Tekanan atmosfer Venus diperkirakan mencapai 90 kali

tekanan atmosfer Bumi. Temperatur lapisan paling atas Venus sekitar 13

C, namun temperatur permukaannya 462 C, lebih panas dibandingkan

permukaan planet lainnya. Tingginya suhu permukaan Venus merupakan

akibat efek rumah kaca. Energi sinar Matahari masuk dan ditahan oleh

molekul-molekul udara di Venus; awan tebal dan atmosfer Venus

menjadi penjebak energi sinar Matahari.


3) BumiBumi merupakan planet tempat manusia hidup, satu-satunya planet yang

diketahui memiliki kehidupan sampai saat ini. Bumi merupakan planet

kelima terbesar, dengan diameter kira-kira 13.000 km (lima kali diameter

Pluto, yang merupakan planet kerdil, dan 1/11 kali planet Jupiter, yang

merupakan planet terbesar). Bumi berada pada jarak kira-kira 150 juta

km dari Matahari. Jarak ini disebut satu satuan astronomi (SA). Suhu

rata-rata permukaan Bumi 14 C. Hanya planet Bumi yang atmosfernya

memiliki cukup oksigen untuk mendukung kehidupan.

Gambar II.8. Foto Bumi. (NASA)

Gambar II.9. Perbandingan ukuran

Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars. (NASA)

Bumi mengitari Matahari dalam waktu 365 hari, 6 jam, 9 menit, 10 detik

dan menempuh jarak 958 juta kilometer. Waktu yang diperlukan Bumi

untuk sekali berevolusi disebut satu tahun Bumi. Pada orbitnya, Bumi

bergerak dengan kelajuan rata-rata 107,2 km/jam. Kala rotasi Bumi yaitu

23 jam, 56 menit, dan 4 detik, yang disebut sebagai satu hari Bumi.


4) MarsMars merupakan satu-satunya planet yang permukaannya dapat dilihat

dengan jelas menggunakan teleskop di permukaan Bumi. Mars berwarna

kemerahan karena tanahnya banyak mengandung oksida besi. Jarak

rata-rata Mars-Matahari yaitu 227,9 juta km. Diameter Mars diperkirakan

6.796 km, sedikit lebih dari setengah diameter Bumi. Kala revolusi Mars

687 hari dan kala rotasinya 24 jam 37 menit, sedikit lebih lama dari

periode rotasi Bumi.

Bentang alam permukaan Mars mirip dengan Bumi, dengan gunung,

ngarai, gurun, dan es di kedua kutubnya, walaupun tumbuhan dan

binatang tidak dapat hidup di Mars. Suhu permukaan Mars jarang lebih

dari 0 C. Diperkirakan jutaan tahun yang lalu, Mars memiliki air berwujud

cair dalam jumlah besar, namun saat ini, dipastikan tidak ada lagi aliran

air di permukaan Mars.

Gambar II.10. Foto Mars. Nampak

permukaan, awan, dan kutub Mars. (NASA/JPL)


Gambar II.11. Kawah Victoria, Cape Verde, satu daerah di Mars,

dipotret menggunakan wahana pendarat Opportunity. (NASA/JPL/Cornell University)

Atmosfer Mars lebih tipis dari atmosfer Bumi. Atmosfer Mars sebagian

besar terdiri atas karbondioksida, dengan sejumlah kecil nitrogen, argon,

oksigen, karbonmonoksida, neon, kripton, dan xenon. Atmosfer Mars

juga mengandung uap air dalam jumlah yang sangat sedikit. Tekanan

atmosfer Mars sangat kecil, kurang dari 1/100 tekanan atmosfer Bumi.

Suhu permukaan Mars lebih rendah dari suhu permukaan Bumi karena

Mars lebih jauh dari Matahari. Di dekat khatulistiwa, suhunya dapat

setinggi 25 C, tetapi di kutub suhunya dapat serendah -123 C.

5) JupiterJupiter merupakan planet terbesar di Tata Surya. Diameternya mencapai

142.984 km, lebih dari 11 kali diameter Bumi. Jarak Jupiter-Matahari

sekitar 778,3 juta km. Jupiter merupakan bola besar gas dan cairan,

dengan sedikit padatan. Permukaannya berupa awan kemerahan,

membentuk barisan mengikuti garis lintang. Kala revolusi Jupiter 4.333

hari, atau hampir 12 tahun. Jupiter berotasi dengan periode 9 jam 55

menit, paling cepat di antara planet di Tata Surya. Atmosfer Jupiter terdiri


atas 86% hidrogen, 14% helium, dan gas organik seperti metana dan

amonia.

Gambar II.12. Foto Jupiter. Di kiri

bawah, nampak bayangan Eropa,

salah satu satelit Jupiter. Bintik Merah,

sistem badai Jupiter, terlihat di kanan. (NASA/JPL/University of Arizona)

Gambar II.13. Bintik Merah,

sistem badai di Jupiter,

dipotret menggunakan

wahana Voyager 1. (NASA)

Suhu awan teratas Jupiter diperkirakan -140 C, dan suhu mencapai 21

C pada lapisan yang tekanan atmosfernya sepuluh kali tekanan

atmosfer Bumi. Suhu pusat Jupiter bahkan jauh lebih tinggi dari suhu

permukaan Matahari, yakni mencapai 24.000 C.

6) SaturnusSaturnus merupakan planet terbesar sesudah Jupiter. Jarak Saturnus-

Matahari sekitar 1.429,4 juta km. Ciri khas Saturnus yaitu cincin di

sekelilingnya. Cincin ini merupakan kumpulan partikel es. Planet lain

yang juga memiliki cincin yaitu Jupiter, Uranus, dan Neptunus, walaupun

tidak secerah cincin Saturnus.


Cincin Saturnus terbagi menjadi tiga lapisan. Lebar lapisan terluar sekitar

16.990 km. Antara cincin luar dan cincin tengah terdapat ruang kosong

yang lebarnya sekitar 5.000 km. Cincin dalam berjarak sekitar 11.265 km

dari permukaan Saturnus. Cincin Saturnus pertama kali ditemukan oleh

astronom Italia, Galileo Galilei, pada awal tahun 1600. Dengan teleskop

kecilnya, Galileo mengira cincin tersebut satelit. Baru tahun 1656

menggunakan teleskop yang lebih besar, Christian Huygens dapat

melihat dengan lebih jelas struktur cincin Saturnus. Dihipotesiskan

awalnya cincin Saturnus merupakan kumpulan satelit yang kemudian

pecah. Pecahannya menyebar mengelilingi Saturnus sehingga dari jauh

tampak seperti cincin melingkar.

Gambar II.14. Foto Saturnus,

dipotret dengan wahana Cassini. (NASA/JPL/STScI)

Gambar II.15. Daerah terang

pada foto merupakan badai

yang menyapu Saturnus. (NASA/JPL/STScI)


Diameter Saturnus sekitar 120.540 km, hampir sepuluh kali diameter

Bumi. Saturnus dapat dilihat dari Bumi dengan mata telanjang, walaupun

cincinnya tidak akan terlihat. Kala revolusi Saturnus 29,5 tahun dan kala

rotasinya 10 jam 39 menit. Suhu awan teratas Saturnus diperkirakan

-178 C.

7) UranusUranus merupakan planet terjauh yang masih dapat dilihat dari Bumi

tanpa teleskop, walaupun sangat redup. Letaknya sedemikian jauh dari

Bumi sehingga intensitas sinar Matahari yang dipantulkan ke Bumi

sangat kecil. Jarak rata-rata Uranus-Matahari yaitu 2.875 juta km.

Cahaya memerlukan waktu 2 jam 40 menit untuk menempuh jarak

sejauh ini. Diameter Uranus 51.118 km, lebih dari empat kali diameter

Bumi. Atmosfer atasnya berupa awan metana hijau-biru.

Kala revolusi Uranus lebih dari 84 tahun, sedangkan kala rotasinya 17

jam 14 menit. Awan atau atmosfer Uranus berotasi lebih cepat dari rata-

rata rotasi keseluruhan massa Uranus. Sumbu rotasi Uranus sangat

miring sehingga seolah-olah Uranus menggelinding pada lintasan

orbitnya.

Atmosfer Uranus tersusun oleh 83% hidrogen, 15% helium, 2% metana,

sejumlah kecil etana, dan gas-gas lain. Tekanan atmosfer di Uranus

diperkirakan 1,3 kali tekanan atmosfer Bumi. Suhu atmosfer Uranus

sekitar -214 C. Makin ke dalam, suhu naik dengan cepat dan

diperkirakan mencapai 7.000 C di intinya.


Gambar II.16. Foto Uranus. Titik

terang di kanan adalah Ariel, salah

satu satelit Uranus; bayangannya

nampak di lapisan awan Uranus. (NASA/STScI)

Gambar II.17. Cincin dan

awan Uranus terlihat jelas,

dipotret menggunakan

teleskop Hubble. (NASA/ESA/M. Showalter)

8) NeptunusMeskipun berdiameter sekitar 49.100 km, hampir empat kali diameter

Bumi, Neptunus tidak dapat lagi dilihat dari Bumi tanpa teleskop. Jarak

Neptunus-Matahari 4.504,3 juta km, sekitar 30 kali jarak Bumi-Matahari.

Kala revolusi Neptunus 165 tahun. Neptunus berotasi dengan periode 16

Jam 7 menit. Laju rotasi awan Neptunus mencapai 1.100 km/jam.


Gambar II.18. Foto Neptunus.

Nampak Bintik Gelap, sistem

badai di Neptunus. Atmosfer

Neptunus termasuk yang paling

aktif di Tata Surya. (NASA)

Gambar II.19. Beberapa sistem

badai di Neptunus, dipotret

menggunakan wahana Voyager 2. (NASA/Tim Voyager 2)

Neptunus terdiri atas hidrogen, helium, air dan silikat. Silikat merupakan

mineral penyusun kerak Bumi, meskipun permukaan Neptunus tidak

padat seperti Bumi. Awan tebal selalu menyelimuti permukaan Neptunus.

B. Klasifikasi PlanetPlanet di Tata Surya dapat diklasifikasikan menjadi kelompok berikut.

1. Planet Dalam dan Planet Luar. Planet dalam berada di sebelah

dalam sabuk asteroid dan planet luar berada di sebelah luarnya.

Yang termasuk planet dalam yaitu Merkurius, Venus, Bumi, dan

Mars, sedangkan yang termasuk planet luar yaitu Jupiter,

Saturnus, Uranus, Neptunus.


2. Planet Terestrial (Kebumian) dan Planet Jovian (Raksasa Gas).

Kelompok planet terestrial meliputi Merkurius, Venus, Bumi, dan

Mars, yang semuanya memiliki permukaan padat. Planet Jupiter,

Saturnus, Uranus, dan Neptunus termasuk kelompok planet

raksasa, yang semuanya diselubungi gas tebal.

3. Planet Inferior dan Planet Superior. Acuan pembagian ini yaitu

Bumi. Yang termasuk planet inferior yakni Merkurius dan Venus,

sedangkan planet superior yaitu Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus,

dan Neptunus. Digunakan istilah inferior dan superior untuk

merujuk pada jaraknya dari Matahari dilihat dari permukaan

Bumi. Pada bola langit, planet inferior tidak akan jauh dari

Matahari, sementara planet superior dapat sangat jauh dari

Matahari.

4. Konjungsi dan Oposisi. Pembagian ini hanya untuk menunjukkan

posisi. Ketika Merkurius atau Venus berada di antara Bumi dan

Matahari, posisinya disebut konjungsi bawah. Ketika keduanya

berada di belakang Matahari dan tidak terlihat dari Bumi,

posisinya disebut konjungsi atas. Untuk planet superior ketika

mereka terletak di belakang Matahari (tidak terlihat dari Bumi),

posisinya disebut konjungsi, sedangkan ketika berada di

belakang Bumi, atau Bumi terletak di antara planet dan Matahari,

maka posisinya disebut oposisi.


Gambar II.20. Kemungkinan posisi planet inferior dan superior

terhadap Bumi. Planet inferior tidak akan pernah berada dalam posisi

oposisi; Bumi tidak mungkin berada di antara Matahari dan planet

inferior.


C. Tugas Bab IICarilah informasi dari buku atau situs di internet untuk mengisi tabel

berikut!

planet jari-jari (km) massa (kg) jumlah satelit

Merkurius

Venus

Bumi

Mars

Jupiter

Saturnus

Uranus

Neptunus

Sumber:

Catatan:

Astronom dapat mengetahui jari-jari planet melalui pengamatan dengan

teleskop. Massa planet dapat diketahui melalui pengamatan satelitnya.

Jika jarak satelit dari planet dan kala revolusinya dapat diamati dengan

teleskop, maka dapat dihitung massa planet. Perhitungan ini akan

disinggung dalam bab selanjutnya.


BAB III

HUKUM KEPLER DAN HUKUM NEWTON

A. Hukum KeplerLaju revolusi planet tidak tetap. Di dekat perihelion, kelajuan planet lebih

besar daripada di dekat aphelion. Laju orbit dan kala revolusi planet

dijelaskan dengan Hukum Kepler.

Pada abad 2, Claudius Ptolomeus merumuskan teori geosentris, yaitu

model Bumi sebagai pusat alam semesta dan planet-planet bergerak

melingkar mengelilingi Bumi. Pada abad 16, Copernicus (1473-1543)

mengajukan kembali teori heliosentris, dengan Matahari sebagai pusat

Tata Surya dan planet-planet beredar mengelilinginya.

Pertentangan kedua teori tadi mendorong para ahli mengumpulkan data

pengamatan, seperti yang dilakukan oleh Tycho Brahe (1546-1601). Data

gerak planet dari pengamatan Tycho Brahe dianalisis selama kurang

lebih 20 tahun oleh Johannes Kepler (1571-1630). Berikut kesimpulan

Kepler.

1. Hukum I KeplerSemua planet bergerak dalam lintasan elips dan Matahari terletak pada

salah satu fokusnya. Dalam lintasan elips, ada posisi terdekat dan terjauh

dari titik fokusnya. Elips adalah suatu kurva tertutup sedemikian sehingga

jumlah jarak dari sembarang titik ke kedua titik fokusnya tetap. Definisi ini

diilustrasikan dalam gambar III.1.

Hukum Kepler dan Hukum Newton 21

2. Hukum II KeplerSetiap planet bergerak sedemikian sehingga suatu garis khayal yang

ditarik dari Matahari ke planet tersebut akan menyapu luas yang sama

dalam selang waktu yang sama.

Gambar III.1. Kurva elips.

Definisi elips yaitu kumpulan

titik. atau kurva, yang jumlah

jaraknya dari kedua fokus

selalu tetap; F1P1 + F2P1 = F1P2

+ F2P2.

Gambar III.2. Jika sebuah planet

yang mengorbit Matahari menyapu

daerah A dan B yang luasnya

sama, maka waktu tempuh

sapuannya juga sama. Ini berarti

kelajuan ketika menyapu A lebih

kecil dari ketika menyapu B.

3. Hukum III KeplerKuadrat kala revolusi planet sebanding dengan pangkat tiga jarak rata-

rata planet tersebut ke Matahari.

periode2

jarak rata-rata ke Matahari 3=konstan (III.1)


atau

T2

P3=k (III.2)

dengan T periode, R jarak rata-rata dari Matahari, dan k tetapan, yang

nilainya sama untuk semua planet di Tata Surya.

Untuk dua planet, persamaan tadi dapat dituliskan menjadi berikut.

T12

R13=

T22

R23 (III.3)

Hukum Kepler merupakan dukungan kuat untuk teori Copernicus. Meski

demikian, Kepler tidak memiliki konsep gaya sebagai penyebab

berlakunya kesimpulannya. Newtonlah yang berhasil menurunkan

Hukum Kepler dari Hukum Gravitasi Universal yang digagasnya.

Hukum Gravitasi Universal mengharuskan setiap planet ditarik menuju

Matahari dengan sebuah gaya yang berbanding terbalik dengan kuadrat

jarak dari Matahari. Dengan gagasan ini, Newton mampu menerangkan

gerak planet di Tata Surya dan gerak jatuh di dekat permukaan Bumi

dengan satu konsep saja. Dengan kata lain, Newton berhasil

menyatukan mekanika benda langit dan mekanika kebumian, yang

sebelumnya dua kajian terpisah.


B. Hukum Gravitasi UniversalSebelumnya, Galileo telah mempelajari gerak benda di Bumi dan Kepler

telah menyatakan tiga hukum yang menggambarkan gerakan planet.

Kajian keduanya dilanjutkan oleh Newton, yang berusaha menjelaskan

gerakan benda di Bumi dan gerakan planet. Akhirnya, Newton

memperoleh rumusan yang mendeskripsikan mekanisme umum

pergerakan segala benda.

Newton memikirkan kasus benda jatuh. Karena setiap benda jatuh

mengalami percepatan, Newton menyimpulkan bahwa terdapat gaya

yang bekerja pada benda tersebut. Gaya ini disebut gaya gravitasi.

Pertanyaannya yaitu bagaimana gaya ini bekerja pada. Jika pada benda

bekerja suatu gaya maka gaya itu tentu saja berasal dari benda lain.

Karena setiap benda yang dilepaskan selalu jatuh ke Bumi, Newton

menganggap bahwa Bumi sendiri yang melakukan gaya pada setiap

benda. Arah gaya gravitasi ini selalu menuju pusat Bumi.

Jika gaya gravitasi Bumi bekerja pada puncak pohon dan juga pada

puncak gunung, tentu gaya ini juga bekerja pada Bulan dan juga bekerja

pada benda-benda langit. Berdasarkan inspirasi ini, dan dengan bantuan

dan dorongan yang kuat dari Robert Hooke (1635-1703), Newton

kemudian membangun Hukum Gravitasi Universal.

Dari hasil pekerjaan Galileo dan ilmuwan lainnya, Newton mengetahui

bahwa percepatan benda yang jatuh bebas dekat permukaan Bumi yaitu

9,8 m/s2 ke arah pusat Bumi. Selanjutnya, Newton membandingkan

percepatan sentripetal bulan yang bergerak mengelilingi Bumi dan


percepatan gravitasi di permukaan Bumi. Newton mengetahui bahwa

Bulan mempunyai percepatan yang arahnya ke Bumi dan orbit yang

hampir melingkar. Percepatan ini disebabkan oleh suatu gaya dari Bumi,

yang secara kontinu menarik Bulan. Inilah gaya gravitasi, gaya yang

sama dengan yang menarik apel jatuh ke Bumi. Tapi apakah gaya tarik

ini sama untuk Bulan, yang jaraknya lebih jauh dari permukaan Bumi,

dan apel? Apakah lebih kuat atau lebih lemah?

Mula-mula, Newton mencari kelajuan Bulan mengelilingi Bumi. Rata-rata

jarak orbit Bulan yaitu 384.000 km. Untuk sekali mengorbit Bumi,

dibutuhkan waktu bagi Bulan sebanyak 27,3 hari, atau

27,3 hari=27,3243.600 detik . Dapat dihitung bahwa kelajuan Bulan

mengelilingi Bumi besarnya 1.033,75 m/s. Dapat dihitung pula bahwa

percepatan sentripetal Bulan asp=42 /T2 R=2,72103 m /s2 . Jika dibandingkan dengan percepatan gravitasi di permukaan Bumi sebesar

9,8 m/s2, maka besar percepatan sentripetal Bulan sama dengan berikut.

asp=2,72103 m /s2

9,8 m/s2g 1

3.600g (III.4)

Inilah percepatan Bulan menuju Bumi, yaitu kira-kira 1/3.600 kali

percepatan gravitasi di permukaan Bumi. Jarak Bumi-Bulan, atau jari-jari

orbit Bulan mengelilingi Bumi, yaitu 384.000 km, sedangkan jari-jari Bumi

sekitar 6.380 km.

jarak Bumi-Bulanjari-jari Bumi

60 (III.5)


Ini berarti kedudukan bulan 60 kali lebih jauh daripada benda-benda di

permukaan Bumi. Perhatikan bahwa 6060=3.600 . Jadi ada

kemungkinan hubungan antara jarak benda dan gaya gravitasi yang

dialaminya. Newton akhirnya berkesimpulan bahwa besarnya gaya

gravitasi pada benda berkurang seiring kuadrat jaraknya dari pusat Bumi.

F 1R2

(III.6)

Bulan yang jauhnya 60 kali jari-jari Bumi merasakan gaya gravitasi

sebesar 1/602=1/3.600 kali gaya gravitasi di permukaan Bumi. Setiap

benda yang ditempatkan sejauh 384.000 km dari pusat Bumi akan

mengalami percepatan gravitasi sebesar yang dialami Bulan, yakni

0,00272 m/s2.

Newton menyadari bahwa gaya gravitasi pada benda tidak hanya

bergantung pada jaraknya dari pusat Bumi, tetapi juga pada massanya.

Menurut Hukum III Gerak Benda, ketika Bumi melakukan gaya gravitasi

pada benda, Bulan misalnya, benda itu juga melakukan gaya reaksi pada

Bumi. Besar kedua gaya tersebut sama tetapi arahnya berlawanan.

Akhirnya, Newton mengemukakan bahwa besarnya gaya gravitasi

berbanding lurus dengan massa kedua benda.

FMmR2

(III.7)


Dalam hubungan di atas, M massa Bumi, m massa benda, dan R jarak

antara pusat Bumi dan pusat benda.

Newton melangkah lebih jauh dalam menganalisis gravitasi. Dalam

kajiannya tentang orbit planet, ia menyimpulkan bahwa gaya yang

diperlukan untuk mempertahankan planet-planet itu bergerak mengelilingi

Matahari juga berkurang, berbanding terbalik dengan kuadrat jaraknya

terhadap Matahari. Hal itu membuatnya semakin yakin bahwa

gravitasilah yang bekerja pada Matahari dan planet-planet sehingga

setiap planet tetap pada orbitnya. Jika gaya gravitasi bekerja pada

benda-benda ini, mengapa tidak sekalian bekerja pada semua benda?

Pemikiran inilah yang mendasari dirumuskannya Hukum Gravitasi

Universal.

Setiap benda di alam semesta menarik benda lain dengan suatu gaya

yang besarnya sebanding dengan hasil kali kedua massa benda dan

berbanding terbalik dengan kuadrat jarak antara keduanya. Gaya ini

bekerja sepanjang garis yang menghubungkan kedua benda itu.

Secara matematis, besarnya gaya gravitasi dapat ditulis sebagai berikut.

F1,2=F2,1=Gm1 m2

R2(III.8)

Dengan m1 dan m2 massa masing-masing benda, R jarak antara kedua

benda, dan G tetapan yang nilainya ditentukan melalui eksperimen.


Gaya gravitasi antara dua benda pertama kali diukur oleh Henry

Cavendish pada tahun 1798, lebih dari seratus tahun setelah

diterbitkannya hukum-hukum Newton. Dalam eksperimennya, ia

menggunakan peralatan yang dibuatnya sendiri, sebagaimana yang

ditunjukkan pada gambar.

Gambar III.3. Instrumen dalam eksperimen

Cavendish. (Henry Cavendish)

Pada peralatan Cavendish, dua bola ditempatkan pada ujung-ujung

tongkat horizontal yang digantung pada pusatnya dengan seutas benang

halus. Bila bola ketiga didekatkan ke salah satu benda yang digantung,

gaya gravitasi menyebabkan bola yang digantung bergerak. Hal ini akan

memuntir benang. Pergerakan yang kecil ini selanjutnya diperbesar

menggunakan berkas cahaya, yang diarahkan ke cermin. Berkas cahaya


ini kemudian memantul dan menimpa skala. Penentuan besarnya gaya

yang memuntir benang selanjutnya memungkinkan penentuan besarnya

gaya gravitasi antara dua benda.

Cavendish tidak hanya memperkuat temuan Newton bahwa dua buah

benda saling tarik-menarik, tetapi ia juga dapat mengukur besarnya F,

m1, m2, dan R secara akurat sehingga ia mampu menentukan nilai

tetapan G. Berikut nilai G yang diterima sampai sekarang.

G=6,671011 Nm2/kg2 (III.9)

C. Penerapan Hukum Gravitasi UniversalHukum Kepler dan Hukum Gravitasi Universal memungkinkan

diketahuinya besaran-besaran pada anggota Tata Surya. Tinjaulah kasus

berikut!

Bumi bergerak mengelilingi Matahari dalam orbit yang berbentuk hampir

lingkaran. Dengan demikian, pada Bumi bekerja gaya sentripetal Fsp.

Gaya ini berasal dari gaya gravitasi antara Bumi dan Matahari.

Fsp=Fgrav

m v2

R=G Mm

R2(III.10)

Sementara itu, v=2R/T . Diketahui kala revolusi Bumi yaitu 3,15.107 s

dan jarak Bumi-Matahari yaitu 1,5.1011 m. Dari data ini, dapat dihitung

besar massa Matahari.


MMat= 2RT 2

RG= 4

2R3

T2 G

MMat=421,51011 m3

3,15107 s2 6,671011 Nm2/kg2 =2,011030 kg (III.11)

Gaya gravitasi merupakan besaran vektor sehingga penjumlahannya

harus menggunakan kaidah penjumlahan vektor. Gambar menunjukkan

sebuah benda yang massanya m1 dipengaruhi oleh benda yang

massanya m2 dan m3. Akibatnya pada benda m1, bekerja gaya F1,2, yaitu

interaksi antara m1 dan m2, serta F1,3, yaitu interaksi antara m1 dan m3.

Berikut resultan gaya gravitasi yang bekerja pada m1.

F1=F1,2F1,3 (III.12)

Gambar III.4. Benda m1

dipengaruhi gravitasi m2 dan m3.


Besar resultan gayanya dihitung dengan aturan penjumlahan vektor.

F1=F1,22 F1,32 F1,2F1,3cos (III.13)

Tinjaulah kasus ketika posisi Matahari, Bumi, dan Bulan membentuk

sudut siku-siku pada Bulan! Dapat dihitung gaya gravitasi pada Bulan

untuk kasus ini.

Gambar III.5. Susunan ketika Bumi, Bulan,

dan Matahari membentuk sudut siku-siku

pada Bulan.

Diketahui mBulan = 7,35.1022 kg, mBumi = 5,89.1024 kg, mMatahari = 1,99.1030

kg, RBulan,Bumi = 3,84.108 m, dan RBulan,Matahari = 1,50.1011 m. Berikut gaya

gravitasi Bulan-Bumi.


FBulan,Bumi=GmBulan mBumiRBulan,Bumi

2

FBulan,Bumi=6,671011 7,351022 5,891024

3,841082 N

FBulan,Bumi=1,961020 N (III.14a)

Berikut gaya gravitasi Bulan-Matahari.

FBulan,Matahari=GmBulan mMatahariRBulan ,Matahari

2

FBulan,Matahari=6,671011 7,351022 1,991030

1,501011 2 N

FBulan,Matahari=4,341020 N (III.14b)

Karena gaya pada III.14a dan III.14b saling tegak lurus, berikut resultan

gaya pada Bulan.

FBulan=FBulan ,Bumi2 FBulan ,Matahari2

FBulan= 1,961020 24,341020 2 NFBulan=4,7610

20 N (III.15)

Berikut sudut antara gaya resultan dan Fbulan,Bumi.

=arctan FBulan,MatahariFBulan ,Bumi =arctan 4,341020

1,961020 =65,70 (III.16)


D. Percepatan Gravitasi BumiGaya gravitasi pada benda-benda di permukaan Bumi tidak lain

merupakan berat benda. Jadi, mg=GMm /R2 sehingga g=GM /R2 .

Percepatan gravitasi Bumi g ditentukan oleh massa Bumi dan jaraknya

dari pusat Bumi. Jika diketahui percepatan gravitasi di permukaan Bumi

9,8 m/s2 dan jari-jari Bumi R = 6,38.106 m, dapat ditentukan massa Bumi.

M=gR2

G=

9,8 m /s2 6,38106 m2

6,671011 Nm2/kg2=5,981024 kg (III.17)

Dapat pula dihitung percepatan gravitasi di permukaan planet lain,

dengan terlebih dahulu mengganti M dengan massa planet yang

dimaksud. Tentu saja, R yaitu jarak antara permukaan dan pusat planet

yang ditinjau.

Bentuk Bumi bukan bulat sempurna, tetapi agak pepat pada kedua

kutubnya. Oleh karena itu, jari-jari Bumi berbeda-beda dari satu tempat

ke tempat lain. Perbedaan jari-jari Bumi mengakibatkan perbedaan nilai g

di permukaan Bumi. Tempat yang jari-jarinya lebih kecil percepatan

gravitasinya lebih besar dari tempat yang jari-jarinya lebih besar.

Tabel III.1. Percepatan gravitasi di atas permukaan Bumi.

ketinggian (km) percepatan gravitasi (m/s2)

1 9,80

10 9,77


ketinggian (km) percepatan gravitasi (m/s2)

1.000 7,32

2.000 5,68

3.000 4,35

4.000 3,70

5.000 3,08

6.000 2,60

7.000 2,23

8.000 1,93

9.000 1,69

10.000 1,49

50.000 0,13

0,00

Tabel III.2. Percepatan gravitasi di berbagai tempat di Bumi.

tempat garis lintang

()

Ketinggian

(m)

percepatan gravitasi

(m/s2)

Kutub Utara 90 0 9,832

Greenland 70 20 9,825

Stockholm 59 45 9,818

Brussels 51 102 9,811

Banff 51 1.376 9,808

New York 41 38 9,803

Chicago 42 182 9,803

Denver 40 1.638 9,796

San Fransisco 38 114 9,800

Canal Zone 9 6 9,782


E. Hubungan antara Hukum Newton dan Hukum III

KeplerNewton dapat menunjukkan bahwa Hukum Kepler dapat diturunkan

secara matematis dari Hukum Gravitasi Universal dan Hukum Gerak

Benda. Dalam penurunannya, digunakan kalkulus dan transformasi

koordinat. Rumit memang, tapi dapat dilakukan perhitungan sederhana

untuk menggambarkan hubungan antara Hukum Newton dan Hukum III

Kepler.

Akan dianalisis gerak melingkar planet. Asumsi gerak melingkar planet

dapat digunakan karena memang kenyataannya orbit sebagian besar

planet hampir lingkaran. Diandaikan sebuah planet dengan massa m1

bergerak mengelilingi Matahari yang massanya Mmat dengan kelajuan v1.

Jika jarak antara planet dan Matahari R1, maka berlaku hubungan

berikut.

Fgravitasi=Fsentripetal

Gm1 MMat

R12 =m1

v12

R1

GMMatR1

=v12 (III.18)

Jika periode planet ini adalah T1, maka v 1=2R1/T1 dan berlaku

hubungan berikut.

GMMatR1

=42R1

2

T12


T1

2

R13=

42

MMat G(III.19)

Untuk planet lain, berlaku hubungan yang sama.

T22

R23=

42

MMat G(III.20)

Jadi, T12/R1

3=T22 /R2

3 atau T12/T2

2=R13 /R2

3 , serupa dengan Hukum III

Kepler.

Tinjau kasus berikut! Periode Bumi mengelilingi Matahari yaitu satu tahun

dan jarak Bumi-Matahari yaitu 1,5.1011 m. Jika diketahui periode revolusi

planet Mars yaitu 1,87 tahun, dapat dihitung jarak rata-rata Mars-

Matahari.

TBumi2

RBumiMat3 =

TMars2

RMarsMat3

RMarsMat3 =

TMars2

TBumi2 RBumiMat

3

RMarsMat=3 1,87212 1,51011 m 3=2,281011 m (III.21)


F. Tugas Bab IIIJika diketahui massa dan jari-jari planet, dapat ditentukan percepatan

gravitasi di permukaannya dengan persamaan g=GM /R2 . Gunakan

data dari tugas bab sebelumnya untuk mengisi tabel berikut!

planet percepatan gravitasi (m/s2)

Merkurius

Venus

Bumi

Mars

Jupiter

Saturnus

Uranus

Neptunus

Matahari

Catatan:

Tentu saja permukaan padat hanya ada pada planet kebumian. Matahari

dan planet jovian tidak memiliki permukaan padat.


BAB IV

WAWASAN MUTAKHIR TATA SURYA

A. AsteroidMenurut Aturan Titius-Bode, perbandingan jarak planet dari Matahari

mengikuti pola 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100, 196, 388, 772. Meskipun tidak

ada penjelasan mengapa pola ini berlaku, pola ini memang terjadi pada

beberapa planet. Berikut nilai jarak rata-rata planet dari Matahari dan

perbandingannya satu sama lain.

Tabel IV.1. Perbandingan jarak planet dari Matahari.

planet sumbu semimayor (km) sumbu semimayor (SA)

pengamatan Titius-Bode

Merkurius 57,91.106 km 0,4 0,4

Venus 108,21.106 km 0,7 0,7

Bumi 149,60.106 km 1,0 1,0

Mars 227,92.106 km 1,5 1,6

Jupiter 778,57.106 km 5,2 5,2

Saturnus 1.433,53.106 km 9,6 10,0

Uranus 2.872,46.106 km 19,2 19,6

Sekali lagi perlu ditegaskan bahwa tidak ada penjelasan mengapa

perbandingan jarak planet dari Matahari hampir cocok dengan Aturan

Titius-Bode. Bagaimanapun, astronom ingin tahu apakah memang

Aturan Titius-Bode memang berlaku. Jika memang Aturan Titius-Bode

berlaku, maka di antara Mars dan Jupiter ada planet yang jaraknya

Wawasan Mutakhir Tata Surya 39

sekitar 2,8 SA dari Matahari. Alih-alih menemukan planet, astronom

menemukan sabuk asteroid.

Kini, telah diketahui bahwa hanya Merkurius, Venus, Bumi, Mars, Jupiter,

Saturnus, Uranus, dan sabuk asteroid saja yang mengikuti Aturan Titius-

Bode. Benda lain di Tata Surya sama sekali tidak mengikuti aturan

tersebut.

1. Sabuk AsteroidSabuk asteroid dinamai demikian karena isinya bukan benda tunggal,

melainkan kumpulan benda yang membentang membentuk daerah mirip

sabuk atau cincin. Sabuk asteroid berada di antara orbit Mars dan

Jupiter.

Tabel IV.2. Tahun penemuan dan massa beberapa asteroid.

asteroid tahun

penemuan

massa

(1016 kg)

massa asteroidmassa Bumi

Ceres 1801 87.000 0,000145641

Pallas 1802 31.800 0,000053234

Vesta 1807 30.000 0,000050221

Hygiea 1849 8.850 0,000014815

Fides 1855 130 0,000000218

Ida 1884 4,2 0,000000007

Umumnya makin kecil massanya, makin sukar suatu benda diamati.

Inilah sebabnya makin kecil massa asteroid, makin terlambat dia

ditemukan.


Gambar IV.1. Foto Ceres,

asteroid terbesar, diambil

dengan teleskop Hubble. (NASA/ESA/J. Parker/P. Thomas/L.

McFadden)

Gambar IV.2. Foto Ida dan

satelitnya, Dactyl. Foto diambil

dengan wahana Galileo. (NASA/JPL)

Asteroid paling besar dinamai Ceres. Bentuknya bulat, diameternya

sekitar 950 km. Ceres juga merupakan asteroid pertama yang ditemukan.

Sementara itu, kebanyakan asteroid bentuknya tidak teratur. Bulatnya

Ceres terjadi karena cukup besarnya massa Ceres sehingga dapat

menarik komponen dirinya membentuk bulatan. Tabel IV.2 memuat

perbandingan massa beberapa asteroid.

Jumlah asteroid sangat banyak. Dapat diperkirakan seberapa rapat

sabuk asteroid. Asumsikan bahwa sabuk asteroid tipis, rata-rata orbit

asteroid berbentuk lingkaran, dan asteroid tersebar merata! Kemudian,

definisikan n jumlah asteroid, d jarak rata-rata antarasteroid, ro jarak

batas luar sabuk asteroid dari Matahari, r i jarak batas dalam sabuk


asteroid dari Matahari, r jarak rata-rata sabuk asteroid dari Matahari, w

lebar sabuk asteroid, dan kerapatan asteroid di sabuk asteroid!

= n ro2r i2

= n ror i ror i

= n2 wr (IV.1)

Besaran pada dasarnya menyatakan berapa banyak asteroid per luas

area. Jadi, 1/ menyatakan berapa luas area yang ditempati tiap

asteroid.

Gambar IV.3. Ilustrasi asumsi

daerah yang ditempati tiap

asteroid di sabuk asteroid.

Ditunjukkan juga dua

kemungkinan besar jarak

sebuah asteroid ke asteroid

terdekat.

Gambar IV.4. Ilustrasi sebaran

asteroid di sabuk asteroid pada 14

Agustus 2006, ditandai sebagai titik-

titik putih, dilihat tegak lurus bidang

ekliptika. (NASA/JPL/Minor Planet Center)


Berikut jarak rata-rata antarasteroid.

d=4d14d2

8=1

2 12 =122 2 r wn (IV.2)Dapat dilihat pada gambar IV.4 bahwa lebar sabuk asteroid kira-kira

sama dengan radius orbit Bumi. Jadi, r2,8150.000.000 km dan

w150.000 .000 km . Dua nilai ini dimasukkan ke hubungan IV.2

sehingga didapat hubungan berikut.

d 759.461.738n

km (IV.3)

Jika dianggap terdapat sejuta asteroid, berikut jarak rata-rata

antarasteroidnya.

d 759.461.7381.000 .000

km759.462 km (IV.4)

Jadi jika ada sejuta asteroid, maka jarak rata-rata antarasteroid hampir

dua kali jarak Bumi-Bulan. (Jarak rata-rata Bumi-Bulan sekitar 384.0000

km.) Pada jarak sebesar ini, berikut diameter sudut Ceres.

Ceres2arcsin 950 km/2759.461 km 0,07 (IV.5)

Dengan demikian jika dianggap sabuk asteroid tipis, sebarannya merata,

dan orbit asteroid berupa lingkaran, maka dari asteroid lain, Ceres


tampak sepuluh kali lebih kecil dari ukuran Bulan. (Diameter sudut Bulan

sekitar 0,5.)

Perkiraan tadi menggunakan asumsi sabuk asteroid tipis. Kenyataannya,

sabuk asteroid memiliki ketebalan yang cukup signifikan. Dampaknya

yaitu asteroid lebih tersebar karena lebih banyak ruang yang dapat

ditempati. Tidaklah aneh jika belum pernah ada wahana luar angkasa

yang menabrak asteroid ketika melewati sabuk asteroid.

2. Asteroid TrojanSekitar seratus tahun setelah Ceres ditemukan, ditemukan kumpulan

asteroid yang mengiringi Jupiter. Kumpulan ini dinamai asteroid Trojan.

Sebarannya pada 14 Agustus 2006 dapat dilihat pada gambar IV.4,

ditandai sebagai titik-titik hijau.

Pada sistem tiga benda, terdapat lima lokasi di sekitar mereka yang

besar gaya gravitasinya sama dengan besar gaya sentripetalnya. Lokasi

ini dinamai titik Lagrange. Tiga titik Lagrange berada segaris dengan

garis hubung pusat massa dua benda, sementara dua titik lainnya

membentuk segitiga samasisi yang alasnya garis hubung dua benda.

Telah ditemukan juga asteroid Trojan yang mengiringi Mars dan

Neptunus.


Gambar IV.5. Ilustrasi posisi titik Lagrange

sistem tiga benda.

3. Near Earth Asteroid (NEA)Ada juga asteroid yang orbitnya dekat atau memotong orbit Bumi.

Asteroid ini dinamai Near Earth Asteroid (NEA). Dengan demikian jika

dulu dikatakan bahwa asteroid berada di sabuk asteroid, kini dikatakan

bahwa ada asteroid yang di sabuk asteroid, ada yang mengiringi Jupiter,

Mars, dan Neptunus, dan ada yang di sekitar Bumi.

Daerah Tata Surya Dalam lebih rapat daripada Tata Surya Luar karena

lebih banyak planet untuk luas area tertentu. Dampaknya yaitu usikan

gravitasi di Tata Surya Dalam sering terjadi. Jadi, orbit NEA tidak akan

berumur panjang. Seiring waktu, orbitnya akan berubah akibat usikan

gravitasi dari planet dalam. Asal NEA mungkin dari sabuk asteroid atau

daerah tertentu yang mendapat usikan gravitasi Jupiter, planet termasif di

Tata Surya.


Gambar IV.6. Ilustrasi orbit NEA Atira, Aten,

Apollo, dan Amor.

Ditinjau dari orbitnya, ada empat kelompok NEA. (Besaran a yaitu sumbu

semimayor, Q yaitu aphelion, dan q yaitu perihelion.)

1. Atira. Orbit asteroid ini berada di dalam orbit Bumi, a < 1 SA, Q <

0,983 SA.

2. Aten. Orbit asteroid ini memotong orbit Bumi, namun sumbu

semimayornya lebih pendek dari sumbu semimayor orbit Bumi, a

< 1 SA, Q > 0,983 SA.

3. Apollo. Orbit asteroid ini memotong orbit Bumi dan sumbu

semimayornya lebih panjang dari sumbu semimayor orbit Bumi,

a > 1 SA, q < 1,017 SA.

4. Amor. Orbit asteroid Amor hampir selalu berada di antara Bumi

dan Mars, a > 1 SA, 1,017 SA < q < 1,3 SA.


B. KometKomet juga merupakan anggota Tata Surya. Pun komet beredar

mengelilingi Matahari. Ketika mendekati Matahari, bahan pada komet

dipanasi Matahari dan menguap.

Rata-rata ukuran dan massa komet lebih kecil dari rata-rata ukuran dan

massa asteroid. Intinya tersusun atas batuan, debu, bekuan air, dan

bekuan gas. Karena massanya kecil, bentuk inti komet tidak teratur. Jika

hanya inti saja yang teramati, maka komet hampir tidak dapat dibedakan

dari asteroid.

Gambar IV.7. Potret komet Halley,

29 Mei 1910. (The Yerkes Observatory)

Gambar IV.8. Inti komet Tempel

1, dipotret dengan wahana Deep

Impact. (NASA/JPL/Caltech/UMD)


Komet berasal dari luar orbit Neptunus. Jauhnya jarak daerah ini dari

Matahari memungkinkan bahan-bahan pada komet tetap beku. Karena

usikan gravitasi planet-planet jovian atau bintang yang melintas dekat

Tata Surya, orbit komet berubah sedemikian sehingga lintasannya masuk

ke daerah Tata Surya Dalam.

Di Tata Surya Dalam, radiasi Matahari menguapkan bekuan pada komet.

Aliran uap ini membawa serta debu. Jika gaya gravitasi inti komet

sanggup menahan uap dan debu ini, terbentuk selubung uap dan debu

yang disebut koma.

Radiasi Matahari memiliki tekanan. Selain itu, Matahari juga

memancarkan angin Matahari, yang isinya ion. Baik tekanan radiasi

maupun angin Matahari mendorong koma sehingga terulur membentuk

ekor. Ekor komet dapat membentang hingga sejauh 1 SA dari inti komet.

Seperti koma, ekor komet terdiri atas debu dan gas. Rata-rata massa

debu lebih besar dari rata-rata massa gas. Jadi, pengaruh tekanan

radiasi dan angin Matahari pada debu lebih kecil dari pengaruhnya pada

gas. Debu yang terlontar dari inti komet akan tertinggal, membentuk ekor

debu yang melengkung. Sementara itu, tekanan radiasi dan angin

Matahari selalu mengarah menjauhi Matahari. Akibatnya yaitu ekor gas

komet selalu lurus dan menjauhi Matahari.


Gambar IV.9. Ekor debu dan gas

komet. Ekor gas selalu menjauhi

Matahari, sementara ekor debu selalu

terseret, melengkung menjauhi arah

gerak komet. (NASA Ames Researh Center/K. Jobse/P. Jenniskens)

Kebanyakan komet memiliki orbit yang sangat lonjong. Berdasarkan

orbitnya, komet dibagi menjadi kelompok-kelompok berikut.

1. Komet Periode Pendek. Komet ini memiliki periode kurang dari

200 tahun. Komet periode pendek dibagi lagi menjadi dua

kelompok, yakni komet keluarga Jupiter (JFC, Jupiter Family

Comet), jika periodenya kurang dari 20 tahun, dan komet


keluarga Halley (HFC, Halley Family Comet), jika periodenya

antara 20 dan 200 tahun.

2. Komet Periode Panjang. Komet ini memiliki periode lebih dari

200 tahun.

3. Komet Penampakan Tunggal. Komet ini memiliki lintasan berupa

parabola atau hiperbola. Dua jenis lintasan ini bukan lintasan

tertutup sehingga bisa saja komet ini kemudian lepas dari Tata

Surya. Walaupun demikian ketika di Tata Surya Dalam, komet ini

belum tentu lepas. Ini karena usikan gravitasi planet jovian dapat

menjadikan lintasan komet tersebut elips.

4. Komet Sabuk Asteroid. Telah ditemukan adanya komet di sabuk

asteroid. Penemuan komet ini mengaburkan perbedaan antara

asteroid dan komet. Boleh jadi komet merupakan asteroid yang

memiliki bahan mudah menguap, atau boleh jadi asteroid

merupakan komet yang tidak aktif.

Dari Hukum III Kepler, dapat ditentukan panjang sumbu semimayor orbit

jika diketahui kala revolusi.

Tkomet2

akomet3

=TBumi

2

aBumi3

=1 tahun2/SA3

akomet=3 Tkomet21 tahun2 SA (IV.6)

Dari persamaan IV.6, dapat ditentukan panjang sumbu semimayor orbit

komet.


Tabel IV.3. Panjang sumbu semimayor komet.

kelompok asteroid sumbu semimayor

JFC < 7,4 SA

HFC 7,4-34,2 SA

periode panjang > 34,2 SA

Tentu saja bentuk dan orientasi orbit komet beragam dan tidak tetap,

tergantung eksentrisitas, sudut kemiringannya terhadap ekliptika, dan

usikan gravitasi Neptunus, Uranus, Saturnus, dan, terutama, Jupiter.

C. Sabuk KuiperTahun 1943, Kenneth Essex Edgeworth mengajukan hipotesis

keberadaan benda-benda kecil di luar orbit Neptunus. Hipotesis serupa

juga diajukan oleh Gerard Kuiper pada tahun 1951.

Hipotesis ini didukung oleh kondisi fisik komet. Ketika dekat dengan

Matahari, bahan inti komet menguap. Padahal, usia Tata Surya 4,5

milyar tahun. Rentang waktu ini tentu cukup untuk menguapkan seluruh

bahan inti komet. Kenyataannya, penampakan koma dan ekor komet

masih saja ada hingga kini. Jadi, mungkin saja ada daerah di luar orbit

Neptunus yang isinya benda-benda kecil dan inti komet. Dari daerah

inilah mungkin komet berasal. Penampakan koma dan ekor terjadi ketika

komet ditarik ke Tata Surya Dalam oleh planet jovian. Daerah asal komet

periode pendek dinamai sabuk Kuiper, sementara daerah asal komet

periode panjang dinamai awan Oort.


Gambar IV.10. Sebaran benda-benda di sabuk Kuiper

pada 1 Januari 2000, ditandai sebagai titik-titik hijau.

Matahari dan planet-planet jovian diberi label nama. (Minor Planet Center)

Tahun 1992, David Jewitt dan Jane Luu berhasil mendeteksi keberadaan

dua benda di daerah sabuk Kuiper. Kini, telah dideteksi keberadaan

puluhan benda di sabuk Kuiper.

Pluto merupakan anggota sabuk Kuiper. Meskipun demikian ketika Pluto

ditemukan, keberadaan sabuk Kuiper tidak dapat dipastikan.


D. Planet KerdilKetika Pluto ditemukan tahun 1930, telah diketahui keberadaan Matahari,

komet, asteroid, dan tentu saja planet. Dibandingkan planet, orbit Pluto

sangat lonjong. Pun orbitnya memotong orbit Neptunus. Bagaimanapun,

Pluto berbentuk bundar dan orbitnya bersih dari benda lain. (Ceres juga

bundar, namun di sekelilingnya banyak asteroid lain.) Karena itu, Pluto

dikelompokkan sebagai planet.

Tahun 1990-an, telah ditemukan benda-benda di daerah sabuk Kuiper.

Benda-benda ini memiliki orbit serupa Pluto, yakni sangat lonjong dan

tidak sebidang dengan ekliptika. Astronom mulai curiga bahwa Pluto

merupakan bagian dari kelompok tersendiri yang menghuni sabuk

Kuiper.

Tahun 2005, telah diketahui keberadaan Quaoar, Sedna, dan Eris.

Ukuran ketiganya tidak jauh berbeda dengan Pluto, pun orbitnya juga

lonjong dan tidak sebidang dengan ekliptika. Akhirnya pada tahun 2006,

International Astronomical Union (IAU) menetapkan definisi-definisi

berikut untuk anggota Tata Surya.

1. Planet. Planet yaitu benda langit yang a) orbitnya mengelilingi

Matahari, b) massanya cukup besar sehingga bentuknya hampir

bulat, dan c) telah membersihkan orbitnya dari benda-benda lain.

2. Planet Kerdil. Planet kerdil yaitu benda langit yang a) orbitnya

mengelilingi Matahari, b) massanya cukup besar sehingga

bentuknya hampir bulat, c) belum membersihkan orbitnya dari

benda-benda lain, dan d) bukan satelit.


3. Benda Kecil. Benda kecil yaitu benda-benda selain planet, planet

kerdil, atau satelit.

Dalam definisi IAU di atas, satelit yaitu benda yang mengelilingi benda

lain selain Matahari, yang pusat massa sistemnya di bawah permukaan

benda yang dikelilingi. Sementara itu, maksud membersihkan orbitnya

yaitu massanya dominan sehingga sekalipun ada benda-benda lain di

orbitnya, mereka di bawah pengaruh gravitasi massa dominan tersebut.

Dengan demikian, Jupiter merupakan planet karena kumpulan asteroid di

orbitnya terikat gravitasi Jupiter, sementara Ceres bukan planet karena

pengaruh gravitasinya pada asteroid lain tidak dominan.

Melalui spektroskopi, diketahui bahwa kebanyakan benda di sabuk

Kuiper tersusun terutama atas bekuan air dan senyawa hidrokarbon.

1. Sejarah Penemuan PlutoTahun 1906, Percival Lowell mengadakan pencarian planet kesembilan.

Hingga meninggalnya, Percival Lowell tidak menemukannya.

Tahun 1929, Vesto Melvin Slipher, kepala observatorium yang didirikan

Lowell, menugaskan pencarian planet kesembilan pada Clyde

Tombaugh. Setelah setahun mencari objek yang perpindahan posisinya

besar pada plat-plat foto, Tombaugh menemukan planet kesembilan.

Nama Pluto diusulkan oleh Venetia Burney, siswa sekolah dasar di

Inggris.


Gambar IV.11. Dua dari sekian banyak plat foto yang diperiksa Clyde

Tombaugh. Yang dicari yaitu objek yang pergeserannya besar. Pada

gambar, objek tersebut ditandai dengan tanda panah; itulah Pluto. (Lowell Observatory Archives)

Tahun 1978, James W. Christy memeriksa kembali plat-plat foto Pluto.

Dia menemukan bahwa foto Pluto lonjong pada sejumlah plat. Ternyata,

periode kelonjongan foto Pluto sama dengan periode rotasi Pluto.

Disimpulkan bahwa ada benda lain yang mengorbit Pluto, dengan

periode revolusi sama dengan periode rotasi Pluto.

Tahun 1985, dipastikan bahwa memang ada benda yang mengorbit

Pluto. Satelit Pluto ini dinamai Charon. Akhirnya pada tahun 2005,

ditemukan lagi dua satelit Pluto, yakni Nix dan Hydra.


2. Kelompok Baru Tempat PlutoPluto mengelilingi Matahari dan bentuknya hampir bulat. Sementara itu

sejak 1985, diketahui bahwa lingkungan Pluto ditempati oleh banyak

benda yang tidak banyak terpengaruh gravitasi Pluto. Jadi, Pluto belum

membersihkan orbitnya. Sejak 2006, Pluto dinyatakan sebagai planet

kerdil.

Gambar IV.12. Dua dari plat-

plat foto yang diperiksa James

W. Christy pada tahun 1978.

Foto kiri lebih lonjong dari foto

kanan. (United States Naval Observatory)

Gambar IV.13. Pluto dan tiga

satelitnya, dipotret dengan

teleskop Hubble. (H. Weaver/A. Stern/HST Pluto Companion Search Team)

Pun status Charon sebagai satelit dipertanyakan. Jika m yaitu massa dan

d jarak pisah Pluto-Charon diukur dari Pluto, dapat dihitung C, jarak

pusat massa Pluto-Charon dari Pluto.

C=mPluto0mCharond

mPlutomCharon=

mCharonmPlutomCharon

d (IV.7)


Diketahui massa Pluto 1,31.1022 kg dan massa Charon 1,52.1021 kg.

C= 1,521021 kg

1,311022 kg1,521021 kgd=0,104 d (IV.8)

Jadi, pusat massa Pluto-Charon selalu terletak pada sekitar 1/10 jarak

pisah Pluto-Charon. Sementara itu, diketahui jarak rata-rata Charon-Pluto

yaitu 19.600 km. Dapat dihitung jarak pusat massa Pluto-Charon dari

pusat massa Pluto.

C=0,10419.600 km=1.960 km (IV.9)

Gambar IV.14. Posisi pusat massa Pluto-Charon berada di atas

permukaan Pluto. Jadi, Pluto dan Charon saling mengelilingi.


Padahal, jari-jari Pluto 1.195 km. Jadi, pusat massa Pluto-Charon selalu

di atas permukaan Pluto. Dengan demikian, ada kejanggalan jika Charon

dikelompokkan sebagai satelit. Kini, ada anggapan bahwa Pluto-Charon

merupakan sistem planet kerdil ganda.

E. Awan OortTahun 1932 untuk menjelaskan keberadaan komet periode panjang,

Ernst pik mengajukan hipotesis keberadaan kumpulan inti komet di

bagian luar Tata Surya, lebih jauh daripada sabuk Kuiper. Tahun 1950,

Jan Hendrik Oort mengajukan hipotesis serupa.

Gambar IV.15. Ilustrasi perbandingan ukuran awan Oort

terhadap sabuk Kuiper dan orbit Pluto. (NASA/JPL)


Benda-benda di awan Oort kebanyakan tersusun atas bekuan air dan

gas. Meskipun demikian pada tahun 1996, ditemukan asteroid yang

menghuni awan Oort. Ada juga planet kerdil di awan Oort, yang

ditemukan tahun 2003 dan dinamai Sedna.

Gambar IV.15. Perbandingan ukuran Tata Surya Dalam, Tata

Surya Luar, orbit Sedna, dan awan Oort. (NASA/JPL-Caltech/R. Hurt)


F. Tugas Bab IVCarilah informasi dari buku atau situs di internet untuk mengisi tabel

berikut!

Wahana Luar Angkasa Era Setelah 2000nama wahana objek tujuan jenis

pengorbit pendarat pelintas

Sumber:

Catatan:

Meskipun suatu wahana memiliki objek tertentu sebagai sasaran misi,

seringkali wahana tersebut juga digunakan untuk meneliti objek lain yang

dilintasi dalam perjalanannya.


BAB V

PENGUMPULAN DATA ASTRONOMI

A. Pencatatan Posisi Benda LangitObjek yang dikaji dalam astronomi yaitu benda langit. Padahal, benda

langit ada banyak. Di Tata Surya saja, ada sebuah bintang, delapan

planet, ratusan satelit, ribuan asteroid, puluhan benda kecil, dan ribuan

komet. Untuk menghindari kebingungan, disusun cara menyatakan posisi

benda langit.

Umumnya, astronom mengamati benda langit dari permukaan Bumi. Dari

permukaan Bumi, benda langit tampak bergerak pada bola langit. Inilah

sebabnya rujukan kebanyakan sistem koordinat langit berupa besaran-

besaran kebumian. Dalam pencatatan posisi benda langit, Bumi

dianggap sebagai pusat langit. Selain itu, informasi jarak tidak disertakan.

1. Sistem Koordinat HorizonHorizon, atau cakrawala, yaitu garis pemisah Bumi dan langit. Di laut

lepas, pengamat seolah-olah berada di pusat horizon. Di daratan atau

tepi pantai, horizon bisa saja tidak terlihat karena terhalang bentukan

alami, seperti pohon atau gunung, atau bentukan buatan, seperti

bangunan.

Setiap sistem koordinat pasti memiliki rujukan. Sebagai contoh, rujukan

koordinat Kartesian yaitu titik nol. Nilai x, y, dan z diukur dari titik nol ini.

Pengumpulan Data Astronomi 61

Dalam koordinat horizon, rujukannya ada dua, yaitu horizon dan arah

utara.

Gambar V.1. Ilustrasi sudut

ketinggian.

Gambar V.2. Dua objek yang

sudut ketinggiannya sama belum

tentu posisinya sama juga.

Di permukaan Bumi, langit tampak sebagai bola raksasa. Sudut yang

dibentuk oleh benda langit, pengamat, dan proyeksi benda langit pada

horizon disebut sudut ketinggian.

Ada banyak kemungkinan posisi yang sudut ketinggiannya sama. Bisa

saja suatu objek yang sudut ketinggiannya tertentu ada di timur, barat,

tenggara, atau selatan. Dengan kata lain, sudut ketinggian saja tidak

cukup untuk menyatakan posisi benda langit. Jadi, perlu didefinisikan

satu lagi sudut.

Sudut kedua berkaitan dengan jarak objek dari utara. Sudut ini, yang

dibentuk oleh utara, pengamat, dan proyeksi benda pada cakrawala,

disebut sudut azimut.


Gambar V.3. Ilustrasi sudut

azimut.

Gambar V.4. Dua kemungkinan

posisi proyeksi benda di

cakrawala jika arah pengukuran

azimut tidak ditentukan.

Sudut azimut dapat diukur dari utara ke timur atau dari utara ke barat.

Tidak ada kendala teknis untuk arah manapun yang dipilih. Semata-mata

supaya seragam, disepakati bahwa arah yang digunakan selalu utara ke

timur.

Gambar V.5. Ilustrasi

kesepakatan arah pengukuran

sudut azimut.

Gambar V.6. Ilustrasi

pengukuran sudut azimut

suatu objek dengan

kompas.


a. Deklinasi Magnetik

Sudut azimut yaitu sudut yang dibentuk oleh utara, pengamat, dan

proyeksi benda pada cakrawala. Dari definisi ini, dapat disimpulkan

bahwa bentangan sudut azimut terletak pada bidang pengamatan.

Dengan demikian, nilai sudut azimut dapat diukur dengan kompas.

Gambar V.7. Posisi Kutub Utara Magnet sejak 1931 dan Kutub Utara

Geografi. Proyeksi Kutub Utara Geografi pada bola langit merupakan

Kutub Utara Langit. Kutub Utara Langit merupakan salahsatu ujung

sumbu edar gerak semu harian benda langit. (Off the Beaten Path Maps)

Gerak semu harian benda langit terjadi karena rotasi Bumi. Kutub Utara

dan Selatan Langit berhimpit dengan sumbu rotasi Bumi. Sementara itu,

medan magnet Bumi timbul bukan karena rotasi, melainkan gerakan


logam cair di inti Bumi. Tentu saja inti Bumi ikut berotasi bersama

keseluruhan Bumi, namun laju dan variasinya tidak sama. Akibatnya

yaitu kutub magnet tidak selalu sama dengan kutub geografi.

Yang ditunjuk jarum kompas yaitu utara magnet, bukan utara geografi.

Selisih sudut antara utara magnet dan utara geografi disebut deklinasi

magnetik. Deklinasi magnetik bernilai positif jika utara magnet di timur

utara geografi; nilainya negatif jika utara magnet di barat utara geografi.

Gambar V.8. Deklinasi magnetik bernilai positif

jika arah utara magnet di timur utara geografi.


Nilai deklinasi magnetik bervariasi untuk tiap tempat dan waktu. Idealnya,

dilakukan pengukuran setiap saat. Namun karena aktivitas semacam ini

pasti butuh biaya dan perubahan deklinasi berlangsung lambat, dapat

digunakan program, misalnya, yang dibuat National Oceanic and

Atmosphere Administration (NOAA), atau peta deklinasi magnetik.

Gambar V.9. Peta deklinasi magnetik untuk tahun 2000. Garis-garis

pada peta menghubungkan daerah-daerah dengan deklinasi magnetik

sama. (National Imaging and Mapping Agency)


Gambar V.10. Layanan internet prediksi deklinasi magnetik. (NOAA)

2. Sistem Koordinat EkuatorialTinjaulah kasus pengamatan di khatulistiwa! Lintasan Matahari tegak

lurus terhadap bidang cakrawala. Di utara khatulistiwa, lintasan Matahari

condong ke selatan. Sementara itu di selatan khatulistiwa, lintasan

Matahari condong ke utara. Dengan demikian, sistem koordinat horizon

berlaku lokal, bukan global.

Pengamatan dapat dilakukan di mana saja. Jika data pengamatan

disampaikan pada pengamat dari lokasi lain menggunakan sistem

koordinat horizon, dapat terjadi kebingungan. Karena itu, dikembangkan

sistem koordinat ekuatorial, yang berlaku global. Sistem koordinat ini

pada dasarnya merupakan perluasan sistem koordinat geografi ke bola

langit. Rujukan sistem ini yaitu ekuator langit dan Titik Aries. Titik Aries

yaitu posisi Matahari ketika tepat di ekuator langit dan Belahan Bumi

Utara mengalami musim semi.


Gam

bar V.11. Posisi-posisi B

umi saat ekuinoks dan titik balik M

atahari.


Gambar V.12. Koordinat ekuatorial merupakan perluasan koordinat

geografi ke bola langit. Ekuator langit sebidang dengan ekuator

Bumi. Ekliptika yaitu posisi tahunan Matahari terhadap bola langit.

Dalam sistem koordinat geografi, posisi lokasi terhadap ekuator disebut

lintang, sedangkan posisi lokasi terhadap Greenwich disebut bujur.

Sementara itu dalam sistem koordinat langit, posisi benda langit terhadap

ekuator langit disebut deklinasi, sedangkan posisi benda langit terhadap


titik Aries disebut asensiorekta. Nilai deklinasi bervariasi dari -90 hingga

90, dengan tanda negatif berarti di selatan ekuator. Nilai asensiorekta

bervariasi dari 0h hingga 24h, diukur ke arah timur, dengan 1h sama

dengan 15.

B. Gerak Semu Planet dan BintangBenda langit sebenarnya memang bergerak, namun pergerakannya

sangat kecil jika dilihat dari Bumi. Penampakan bergeraknya benda langit

dari timur ke barat terutama disebabkan oleh rotasi Bumi. Selain itu, garis

edar benda langit akan berbeda jika dilihat dari lintang yang berbeda.

Gambar V.13. Orientasi pengamat pada lintang 0, 30 LU,

60 LS, dan 90 LS yang berbeda terhadap ekuator.


Jika ditinjau dari bidang pengamatan, yang bervariasi yaitu orientasi

ekuator terhadap bidang pengamatan. Hal ini diilustrasikan dalam

gambar V.14

Gambar V.14. Variasi orientasi ekuator terhadap bidang pengamatan.

Jika orientasi ekuator terhadap bidang pengamatan diketahui, dapat

diketahui pula garis edar benda langit dengan deklinasi tertentu. Pada

gambar V.15, ditunjukkan garis edar Matahari pada tanggal 21

Desember, yang deklinasinya -23,5.

Lintasan benda langit sejajar dengan ekuator. Selain itu jika deklinasinya

negatif, lintasan benda langit berada di selatan ekuator.


Gambar V.15. Garis edar Matahari pada tanggal 21 Desember di

lintang 0, 30 LU, 60 LS, dan 90 LS.

C. TeleskopTanpa alat bantu, planet tampak sebagai titik bercahaya di langit. Tidak

banyak yang dapat diketahui tentang titik bercahaya ini selain tentang

posisi dan pola geraknya.

Dengan teleskop, dapat diamati bentuk planet. Hal ini dimungkinkan oleh

sifat pembiasan cahaya ketika melewati lensa. Dalam konteks teleskop,

lensa yang banyak digunakan yaitu lensa cembung. Pada lensa

cembung, 1) berkas sinar sejajar dikumpulkan di titik fokus dan 2) berkas

sinar yang melewati pusat lensa diteruskan tanpa dibelokkan.


Gambar V.16. Berkas sinar yang melalui lensa cembung untuk

kasus terbentuknya bayangan nyata.

Jika f yaitu titik fokus, s posisi benda, dan s' posisi bayangan benda,

berlaku hubungan berikut.

1s 1

s'=1

f(V.1)

Perbesaran bayangan, M, dirumuskan sebagai berikut.

M= s 's

M= fsf

(V.2a)

M=s ' ff

(V.2b)


Bayangan nyata memiliki perbesaran positif, sedangkan bayangan maya

memiliki perbesaran negatif.

Gambar V.17. Berkas sinar yang melalui lensa cembung

untuk kasus terbentuknya bayangan maya.

Bayangan maya lebih mudah dilihat daripada bayangan nyata. Ini karena

bayangan maya selalu berada di belakang lensa sehingga hampir selalu

terlihat jika mata berada dekat dengan lensa. Sementara itu untuk

melihat bayangan nyata, jarak mata dari lensa harus diatur sesuai

dengan hubungan V.1. Karena itu jika mata yang digunakan untuk


melihat bayangan benda, sebaiknya bayangan akhir yang terjadi

merupakan bayangan maya.

Posisi benda langit sangat jauh dari pengamat sehingga berkas sinar

yang datang dapat dianggap sejajar. Dari asumsi ini dan hubungan V.1,

berlaku hubungan berikut pada lensa objektif.

s 'obj= limsobj

fobj sobjsobjfobj

= fobj (V.3)

Gambar V.18. Sistem optik dengan dua lensa, seperti yang

ada pada teleskop sederhana.

Bayangan lensa objektif bersifat nyata dan berfungsi sebagai benda bagi

lensa okuler. Karena jarak bayangan ini dari okuler sama dengan fokus

lensa okuler, berlaku hubungan berikut.


s 'oku= limsokuf oku

f okusokusokuf oku

= (V.4)

Berikut persamaan perbesaran teleskop.

Mtele= limsobj ,s 'oku

MobjMoku

Mtele= limsobj ,s 'oku

s'objsobj

s 'okusoku

Mtele=s 'objsoku

(V.5a)

Mtele=fobjfoku

(V.5b)

D. FotometriFotometri yaitu pengukuran kecerlangan bintang. Tanpa alat bantu

sekalipun, dapat ditentukan mana bintang yang lebih terang dari yang

lainnya. Masalahnya yaitu terang atau redup merupakan penilaian

subjektif; dibutuhkan penilaian baku yang objektif.

Kecerlangan bintang dinyatakan dalam besaran magnitudo melalui

hubungan berikut.

m2m1=2,5log I2I1 (V.6)Besaran m yaitu magnitudo dan I yaitu fluks radiasi bintang. Fluks radiasi

yaitu energi dari bintang per detik per luas area pada jarak tertentu dari


bintang. Satuan fluks radiasi yaitu J.m-2.s-1. Makin terang suatu bintang,

makin kecil magnitudonya.

Gambar V.19. Foto gugus Pleiades. Bintang yang lebih terang

nampak lebih besar. (NASA/ESA/AURA/Caltech/Palomar Observatory)

Fluks radiasi diterima pada jarak tertentu dari bintang. Jadi makin jauh

jarak dari bintang, makin kecil fluksnya. Dampaknya yaitu kecerlangan

bintang tergantung pada 1) energi yang dihasilkan per detik dan 2)

jaraknya dari pengamat. Berikut perluasan hubungan V.6.

m2m1=2,5 log I2I1


m2m1=2,5 log L2/4D22L1/4D12 m2m1=2,5 log L2L1 D1

2

D22 (V.7)

Besaran L yaitu luminositas bintang dan D jarak bintang dari pengamat.

Luminositas yaitu energi yang dipancarkan bintang per detik ke segala

arah. Satuan untuk luminositas yaitu J.s-1.

Gambar V.20. Contoh tampilan intensitas piksel foto bintang pada

perangkat Iris. Nilai intensitas piksel kedua bintang ditandai dengan

kotak merah.

Dengan perangkat lunak pengolah citra, dapat dihitung nilai intensitas

piksel foto bintang. Intensitas piksel jelas tidak sama dengan fluks

radiasi, tetapi berbanding lurus dengan fluks radiasi. Dengan demikian


jika diketahui perbandingan intensitas piksel dua bintang, dapat diketahui

pula selisih magnitudo kedua bintang tersebut.

E. SpektroskopiSpektroskopi yaitu penguraian cahaya bintang. Dari spektroskopi, dapat

diketahui, diantaranya, jenis zat pada bintang.

Gambar V.21. Spektrum langit, dengan garis-garis serapan

unsur-unsur di atmosfer dan Matahari. (Eric Bajart/G. Maureen)

Setiap benda bertemperatur pasti memancarkan gelombang

elektromagnetik. Jika temperaturnya rendah, kebanyakan sinarnya


berupa inframerah. Jika temperaturnya sangat tinggi, kebanyakan

sinarnya berupa ultraviolet. Jika sinar ini melalui prisma, akan terbentuk

spektrum kontinu.

Gambar V.22. Spektrum kontinu dari benda bertemperatur.

Gambar V.23. Lava dengan temperatur

1.000-1.200 C. Lava memancarkan sinar

pada semua panjang gelombang, namun

yang paling tinggi intensitasnya yaitu sinar

merah-kuning. (Hawaii Volcano Observatory)


Radiasi dengan frekuensi tertentu yang diterima gas bertekanan rendah

digunakan untuk menaikkan tingkat energi elektron. Ketika elektron ini

kembali ke tingkat energi semula, radiasi tadi dipancarkan kembali. Nilai

frekuensi radiasi ini bergantung pada selisih tingkat energi elektron.

Karena susunan elektron bersifat khas untuk tiap atom, frekuensi yang

diserap dan dipancarkan akan berbeda untuk atom yang berbeda. Yang

teramati oleh pengamat yaitu garis-garis terang pada frekuensi tertentu,

tanpa disertai kontinum.

Gambar V.24. Jika terdapat gas renggang di antara pengamat dan

sumber radiasi, terjadi garis-garis serapan. Jika sumber radiasi tidak

segaris dengan pengamat dan gas renggang, terjadi garis-garis emisi.

Spektrum energi sumber radiasi berupa spektrum kontinu pada semua

panjang gelombang. Jika terdapat gas bertekanan rendah di antara

sumber radiasi dan pengamat, radiasi dengan frekuensi tertentu

digunakan untuk menaikkan tingkat energi elektron. Ketika elektron ini


kembali ke tingkat energi semula, radiasi tadi dipancarkan kembali ke

segala arah. Yang teramati oleh pengamat yaitu spektrum kontinu

dengan garis gelap pada frekuensi tertentu.

Gambar V.25. Nebula planet M 57,

yang merupakan lontaran material

bintang. Spektrum nebula planet

berupa garis-garis terang pada

frekuensi tertentu. (AURA/STScI/NASA)

Gambar V.26. Korona

merupakan gas renggang di

antara pengamat dan inti

Matahari. Spektrum korona

berupa kontinum dengan garis-

garis gelap pada frekuensi

tertentu. (Luc Viatour)

Alat pengurai cahaya disebut spektrograf/spektrometer. Spektrum

cahaya dapat direkam dengan, misalnya, kamera digital. Untuk

mengetahui frekuensi garis emisi atau serapan, digunakan spektrum

pembanding dari percobaan di laboratorium.


Gambar V.27. Searah jarum jam dari kiri atas, logam natrium

dipanaskan hingga menguap. Gas panas natrium akan memancarkan

sinar pada frekuensi tertentu. Sinar ini diuraikan dengan prisma pada

spektrograf. Ditampilkan dua garis emisi sampel gas natrium, dilihat

dari teropong pada ujung spektrograf. Tentu saja kini, digunakan

spektrograf dan perekam data elektronik. (BBC Chemistry: A Volatile History - The Order of the Elements)


F. Tugas Bab VGunakan persamaan V.6 dan V.7 untuk mengisi tabel berikut!

Kecerlangan Relatifmagnitudo IMatahari

ISiriusMatahari Sirius

-26.7 -1.44

Dari permukaan Bumi, yang lebih terang yaitu (Matahari/Sirius).

(Lingkari jawabannya!)Kecerlangan Mutlak

DSiriusDMatahari

LMatahariLSirius

540.000

Jika ditaruh pada jarak yang sama dari permukaan Bumi, yang lebih

terang yaitu (Matahari/Sirius). (Lingkari jawabannya!)

Catatan:

Fluks bintang diukur dengan bolometer, yang pada dasarnya merupakan

pengukur besar energi radiasi yang datang. Jarak bintang diukur

menggunakan pengamatan paralaks.


GLOSARIUM

Aphelion: Jarak terdekat antara Matahari dan benda yang

mengelilinginya.

Asensiorekta: Sudut antara titik Aries dan proyeksi benda langit pada

ekuator langit.

Asteroid: Benda yang bentuknya tidak beraturan karena gaya

gravitasinya tidak cukup besar untuk membulatkan dirinya.

Awan Oort: Daerah terluar Tata Surya, diperkirakan merupakan asal

komet periode panjang. Sedna merupakan planet kerdil yang

aphelionnya mencapai awan Oort. Sebaran benda-benda di awan

Oort membentuk bola, melingkupi Tata Surya Dalam.

Azimut: Sudut yang dibentuk utara, pengamat, dan proyeksi benda pada

cakawala, diukur ke timur.

Bayangan Nyata: Bayangan yang dapat diproyeksikan dengan jelas

pada layar.

Bayangan Maya: Bayangan yang tidak dapat diproyeksikan dengan

jelas pada layar.

Bintang: Benda yang 1) melangsungkan reaksi fusi sehingga 2)

memancarkan sinar. Seringkali, benda yang tidak lagi

melangsungkan reaksi fusi, tapi masih memancarkan sinar melalui

mekanisme lain, juga disebut bintang. Contohnya yaitu bintang

neutron, bintang katai putih, dan bintang katai hitam, yang semuanya

tadi sebelumnya merupakan bintang juga.

Deklina

Documents

Wawasan Mutakhir Tata Surya