ASTROFISIKA

A S T R O F I S I K A Eben

KATA PENGANTAR

Puji syukur penulis panjatkan kehadirat Tuhan yang Maha Esa, karenaatas kemurahanNya-lah sehingga penyusunan buku ini dapat terselesaikan.

Penyusunan buku ini didasarkan atas tugas mata kuliah Astrofisika.Buku ini diharapkan dapat menjadi media dalam memperlancar prosesperkuliahan Astrofisika agar mahasiswa dapat mengetahui seperti apa jagatraya kita.

Penulis menyadari buku ini masih kurang dari sempurna. Sehinggakritik dan saran dari teman-teman sangat dibutuhkan.

Besar harapan penulis, semoga buku ini dapat bermanfaat adanya.

Kupang, Mei 2013

Penulis

A S T R O F I S I K A i

DAFTAR ISI

Kata PengantarDaftar Isi ..................................................................................................................... iDaftar Tabel................................................................................................................vDaftar Gambar .........................................................................................................viiBAB ITHE SUN AND IT’S FAMILY (MATAHARI DAN ANGGOTA TATA SURYA ............1

A. Matahari ......................................................................................................21. Lapisan Fotosfer................................................................................32. Atmosfer Tata Surya.........................................................................53. Angin Surya ......................................................................................94. Aktifitas Matahari ......................................................................... 105. Interior Surya ................................................................................ 116. Apa Waktu perjalanan Langsung ................................................ 157. Medan Magnet Matahari ............................................................. 168. Peningkatan Luminositas Matahari............................................. 17

B. Pengenalan Singkat dan Tata surya ....................................................... 171. Planet-Planet Teresterial dan Asteroid ....................................... 192. Planet Raksasa (Jovian Planet) .................................................... 243. Pluto dan Alamnya........................................................................ 304. Definisi Suatu Planet..................................................................... 325. Bahan Kimia Unsur-Unsur di dalam Sistem Matahari .............. 33

BAB IIUNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA .................................................................. 34

2.1 Unsur-Unsur Kimia dalam Tata Surya ................................................. 352.2 Orbit Tata Surya ..................................................................................... 37

1. Hukum Kepler tentang Gerak Planet............................................ 372. Unsur-Unsur Orbital ..................................................................... 453. Asterois dan Hukum Titius-Bode .................................................. 474. Teori Orbital ................................................................................... 485. Kesalahan Orbital........................................................................... 536. Resonansi Orbital ........................................................................... 577. Orbit Merkuruis ............................................................................. 59

BAB IIIPLANETARY ROTATION AND THE VIEW FROM THE EART................................ 62

3.1 Rotasi Planet ............................................................................................ 633.1.1 Presesi dari Rotasi Axis............................................................. 77

3.2 Pemandangan dari Bumi terhadap Benda-Benda Angkasa ................ 783.2.1 Planet lain yang tampak dari Bumi......................................... 78

A. Pengamatan Merkurius ...................................................... 81B. Pengamatan Venus .............................................................. 84C. Pengamatan Mars................................................................ 86

A S T R O F I S I K A ii

3.2.2 Pengertian dan Macam-Macam Gerhana Matahari ............. 90A. Gerhana Matahari............................................................... 90B. Gerhana Bulan..................................................................... 95

BAB IVASTEROID................................................................................................................. 97

Asteroid .......................................................................................................... 984.1 Orbit Asteroid pada Sabuk Asteroid.................................................... 1004.2 Orbit Asteroid di Luar Sabuk Asteroid................................................ 103

1. Asteroid Dekat Bumi .................................................................... 1032. Asteroid Trojan ............................................................................. 1053. Centaurus...................................................................................... 107

4.3 Ukuran Asteroid.................................................................................... 1084.4 Bentuk Asteroid dan Ciri Permukaan ................................................. 1124.5 Massa Asteroid, Massa Jenis, dan Keseluruhan Komposisi............... 1154.6 Kelas Asteroid dan Komposisi Permukaan ......................................... 1194.7 Kelas Asteroid di Sabuk Asteroid dan Diferensiasi Asteroid ............. 121

BAB VKOMET.................................................................................................................... 125

5.1 Komet..................................................................................................... 1261. Asteroid ......................................................................................... 1262. Komet ............................................................................................ 1263. Meteor ........................................................................................... 127

5.2 Komet-Komet dan Sumbernya............................................................. 1285.2.1 Orbit Komet............................................................................. 129

1. Komet Periode Panjang ..................................................... 1302. Komet Periode Singkat ...................................................... 1313. Koma, Awan Hidrogen, dan Ekor Komet......................... 134

5.2.2 Inti Komet................................................................................ 1385.2.3 Kematian Komet...................................................................... 1445.2.4 Sumber Komet......................................................................... 1475.2.5 Awan Oort............................................................................... 147

a. Pengertian Awan Oort....................................................... 147b. Asal Usul Awan Oort ......................................................... 148c. Kemungkinan Struktur Awan Oort.................................. 148

5.2.6 Sabuk E-K ................................................................................ 150

BAB VIMETEORIT............................................................................................................... 157

6.1 Meteorit ................................................................................................. 1586.1.1 Meteor, Meteorid dan Micrometeorites ............................... 1586.1.2 Struktur dan Komposisi Meteorit .......................................... 164

1. Iron Meteorites (Meteorit Besi) ........................................ 1652. Stony Meteorites (Meteorit Batuan)................................. 1663. Stony-Iron Meteorites(Meteorit Batuan-Besi) ................ 167

A S T R O F I S I K A iii

BAB VIIINTERIOR PLANET.................................................................................................. 185

Interior Planet dan Satelit: Pemodelan Untuk tiap-tiap Planet ............... 1867.1 Planet-Planet Teresterial............................................................ 187

a. Bumi.................................................................................... 193b. Venus .................................................................................. 199c. Merkurius........................................................................... 202d. Mars.................................................................................... 204

BAB VIIISATELIT PLANET, PLUTO dan EKO’s .................................................................... 209

8.1 Satelit Planet, Pluto dan EKO’s............................................................. 2108.2 Bulan...................................................................................................... 210

8.2.1 Asal-Usul Bulan ...................................................................... 2178.2.2 Permukaan Bulan ................................................................... 2198.2.3 Fase Bulan................................................................................ 2228.2.4 Ciri Fisik................................................................................... 2248.2.5 Misi ke Bulan .......................................................................... 2278.2.6 Komposisi Bulan ..................................................................... 229

8.3 Wilayah Bebatuan-ES: Titan, Triton, Pluto dan EKO’s ...................... 230a. Titan............................................................................................... 231b. Triton ............................................................................................. 237c. Pluto ............................................................................................... 242d. EKO’s ............................................................................................. 247

8.4 Satelit Galilea Jupiter ............................................................................ 2498.4.1 Penemuan dan Penamaan Satelit Galilean ........................... 2498.4.2 Galilean Moons atau Bulan Galileo ...................................... 2518.4.3 IO ............................................................................................. 253

1. Europa ................................................................................ 2562. Ganymede dan Callisto ..................................................... 2603. kelompok Satelit Galilean ................................................. 263

8.5 Satelit Kecil ............................................................................................ 264

BAB IXPLANET-PLANET RAKSASA ................................................................................... 267

9.1 Planet-Planet Raksasa........................................................................... 2689.2 Jupiter dan Saturnus............................................................................. 271

9.2.1 Jupiter ...................................................................................... 2719.2.2 Saturnus................................................................................... 275

9.3 Uranus dan Neptunus .......................................................................... 278

A S T R O F I S I K A iv

BAB XMAGNETOSFER ...................................................................................................... 282

A. Medan Magnet Bumi............................................................................. 28310.1 Asal muasal Magnet Bumi............................................................ 28310.2 Perubahan Medan Magnet Bumi................................................. 28410.3 Intensitas Medan Magnet Bumi................................................... 28510.4 Magnetosfer Ideal ......................................................................... 28510.5 Magnetospheres Nyata ............................................................... 289

B. Sabuk Van Allen..................................................................................... 294C. Aurora..................................................................................................... 297

A S T R O F I S I K A v

DAFTAR TABEL

BAB I

THE SUN AND IT’S FAMILY (Matahari dan Anggota Tata Surya)............. 1

Tabel 1.1 Gambaran Umum Matahari ........................................................ 3

BAB II

UNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA ......................................................38

Tabel 1. Kelimpahan Relatif dari 15 Unsur yang paling

melimpah dari Unsur-Unsur Kimia dalam

Tata Surya ..................................................................................... 39

Tabel 2. Konstanta Penting.......................................................................... 48

BAB III

PLANETARY ROTATION AND THE VIEW FROM THE EART.................... 65

BAB IV

ASTEROID..................................................................................................... 98

BAB V

KOMET........................................................................................................ 127

BAB VI

METEORIT................................................................................................... 163

Tabel 1Enam Hujan Meteor Terkuat........................................................ 192

BAB VII

INTERIOR PLANET...................................................................................... 195

Tabel 115 Unsur yang paling melimpah................................................. 199

Tabel 2 menunjukan suhu, kepadatan (kerapatan) dan

tekanan pada tiap kedalaman dibumi ........................................ 201

Tabel 3 menunjukan nilai bagian pusat dari semua

planet terestrial dan bulan .......................................................... 202

A S T R O F I S I K A vi

BAB VIII

SATELIT PLANET, PLUTO dan EKO’s ........................................................ 217

Tabel 1 Planet dan Komposisinya ............................................................. 218

Tabel 2 Komposisi Material Penyusun Bulan .......................................... 234

Tabel 3 Tekanan Pada Inti Pluto dan Satelit Planet Raksasa................... 255

BAB IX

PLANET-PLANET RAKSASA ....................................................................... 275

Tabel 1 Model Temperatur, Kepadatan dan Tekanan

dari Planet-Planet Raksasa........................................................... 279

BAB X

MAGNETOSFER .......................................................................................... 290

Tabel 1 Gambar Mengenai Planet dan Satelit ......................................... 301

A S T R O F I S I K A vii

DAFTAR GAMBAR

BAB I

THE SUN AND IT’S FAMILY (Matahari dan Anggota Tata Surya)......... 1

Gambar 1.1 Radiasi Matahari................................................................... 5

Gambar 1.2 Menunjukkan Bagaimana suhu dan Kepadatan

dalam Atmosfer Tata Surya Berubah-ubah dengan

Ketinggian berdasarkan Fotosfer ......................................... 6

Gambar 1.3 Model Khas Matahari........................................................... 13

Gambar 1.4 Ukuran Planet ....................................................................... 19

Gambar 1.5 Orbit Planet-Planet............................................................... 20

Gambar 1.6 Orbit Satelit-Satelit yang terdapat di Planet Jupiter .......... 28

BAB II

UNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA .................................................... 38

Gambar 2.1Orbit dari Planet-Planet akan saling tegak

lurus terhadap Garis orbit Bumi.......................................... 41

Gambar 2.2 Bentuk Orbit Komet 21P Giacobini-Zinner ...................... 42

Gambar 2.3 Orbit Pluto............................................................................. 42

Gambar 2.4 Hukum Kepler 2,

Kecepatan Planet di sekitar Matahari................................. 44

Gambar 2.5 Tiga Elemen Ω ............................................................... 49

Gambar 2.6 Sumbu Semimayor dari Planet berdasarkan

urutan Planet-Planet dari Matahari .................................... 51

Gambar 2.7 Benda A dalam Orbitnya Mengelilingi Matahari .............. 53

Gambar 2.8 Sebuah Planet Mengelilingi Matahari dalam

Orbitnya (a) Bergerak Relatif terhadap Pusat Massa

(b) Gerak Planer Relatif terhadap Matahari ........................ 57

A S T R O F I S I K A viii

Gambar 2.9 Penyebab dari Kesimetrian bola sebuah

Planet (a) Rotasi dan (b) Gaya Pasang Surut

dari Matahari ........................................................................ 59

Gambar 2.10 mean motion resonance (mmr) antara

jupiter dan asteroid.............................................................. 61

Gambar 2.11 Resonansi Sekuler Antara Sumbu Semimayor

yang tak lebih besar ............................................................. 62

Gambar 2.12 Perihelium dari Orbit Merkurius ..................................... 63

BAB III

PLANETARY ROTATION AND THE VIEW FROM THE EART.................. 65

Gambar 3.1 Sumbu Rotasi yang membagi permukaan

Bumi di Kutub Utara dan Selatan ......................................... 66

Gambar 3.2 Sumbu tidak sejajar dengan Matahari

sehingga arah orbit menjadi bervariasi ...............................

Gambar 3.3 Gerak Bumi mengelilingi Orbitnya

antara posisi 1, 2, dan 3 telah dibesarkan

untuk kejelasan ....................................................................... 67

Gambar 3.4 Perbedaan Kemiringan Aksial ............................................. 69

Gambar 3.5 Pandangan Tepi Orbit Bumi ................................................ 70

Gambar 3.6 Gerak Presesi Sumbu Rotasi................................................. 79

Gambar 3.7 Planet yang Orbitnya di luar Bumi ..................................... 81

Gambar 3.8 Konfigurasi Planet ................................................................ 82

Gambar 3.9 Fase-Fase Venus .................................................................... 87

Gambar 3.10 Gerhana Matahari.............................................................. 90

Gambar 3.11 Gerhana Matahari Total .................................................... 93

Gambar 3.12 Gerhana Matahari sebagian.............................................. 93

A S T R O F I S I K A ix

Gambar 3.13 Gerhana Cincin .................................................................. 94

Gambar 3.14 Fase Gerhana Bulan ........................................................... 95

Gambar 3.15 Gerhana Bulan.................................................................... 96

BAB IV

KOMET........................................................................................................ 127

Gambar 4.1 Distribusi Sumbu Semimayor dari Orbit

Asteroid pada Bula Oktober 2006....................................... 101

Gambar 4.2 mmr dari sebuah Asteroid dengan Jupiter......................... 101

Gambar 4.3 Lima Titik Lagrangian yang berhubungan

dengan Jupiter dan Asteroid Trojan ..................................... 107

Gambar 4.4 (a) sebuah asteroid dalam oposisi

(b) Permukaan datar Lambertian dengan daerah

proyeksi asteroid yang sama .............................................. 111

Gambar 4.5 Jumlah Asteroid dengan rata-rata jari-jari

per km interval radius .......................................................... 111

Gambar 4.6 Permukaan Asteroid ............................................................. 115

Gambar 4.7 Reflektansi Spektra dan Albedo geometris dari

14 Tholen Kelas Asteroid...................................................... 121

Gambar 4.8 Distribusi di Sabuk Asteroid ................................................ 124

BAB V

KOMET........................................................................................................ 127

Gambar 5.1 Pertumbuhan dan Penyusutan ekor terhadap

jarak Heliosentris ................................................................. 131

Gambar 5.2 (a) Orbit dari komet dengan periode panjang

(b) Orbit dari Komet dengan periode pendek ..................... 134

Gambar 5.3 (a) Inti Nukleus 1P/Halley (b) Inti Nukleus

A S T R O F I S I K A x

15P/Borrelly.......................................................................... 144

Gambar 5.4 Bagian dlam awan Oort dan Sabuk E-K............................. 152

BAB VI

METEORIT................................................................................................... 163

Gambar 6.1 Proporsi meteorit .................................................................. 173

Gambar 6.2 Rasio Isotop ........................................................................... 180

Gambar 6.3 Sebuah Asteroid Diferensiasi Sebagian, yangmenunjukkan Wilayah Asal dari BerbagaiJenis Meteorit................................................................................... 187Gambar 6.4 cara Komet Menimbulkan Hujan Meteor............................. 192BAB VII

INTERIOR PLANET...................................................................................... 195

Gambar 7.1 Model Interior Keadaan dalam dari Planet-Planet

Terrestrial............................................................................... 197

Gambar 7.2 Perbandingan Volume Lapisa.............................................. 197

Gambar 7.3 Kecepatan Gelombang P dan S terhadap

kedalaman Bumi ................................................................... 204

Gambar 7.4 Konveksi dalam Astenosfer Bumi dan

Lapisan Litosfer..................................................................... 206

Gambar 7.5 Inti Besi dengan Radius antara 1300-1800 km ................ 215

BAB VIII

SATELIT PLANET, PLUTO dan EKO’s ........................................................ 217

Gambar 8.1 Model Susunan Dalam Bulan.............................................. 219

Gambar 8.2 Gempa yang diakibatkan oleh kecepatan

Gelombang P dan S .............................................................. 221

A S T R O F I S I K A xi

Gambar 8.3 Peningkatan Kecil yang Cukup Menyolok pada

Kecepatan Sekitar 40 km...................................................... 222

Gambar 8.4 Bulan...................................................................................... 223

Gambar 8.5 Fase-Fase Bulan..................................................................... 232

Gambar 8.6 Awan Sirus dan Metana di Titan......................................... 241

Gambar 8.7 Struktur Titan ....................................................................... 242

Gambar 8.8 Awan Titan yang Terang...................................................... 242

Gambar 8.9 Titan....................................................................................... 244

Gambar 8.10 Tumpukan es yang berupa Gunung di Titan................... 245

Gambar 8.11 Mantel (Atenosfer) dari Pluto ........................................... 246

Gambar 8.12 Permukaan Triton .............................................................. 247

Gambar 8.13 Triton................................................................................... 248

Gambar 8.14 Pluto..................................................................................... 253

Gambar 8.15 Orbit Pluto .......................................................................... 254

Gambar 8.16 Orbit Satelit Galilea............................................................ 257

Gambar 8.17 Satelit Galilean Jupiter ....................................................... 258

Gambar 8.18 Bagian Dalam IO................................................................ 262

Gambar 8.19 Rotasi Synkronus ................................................................ 264

Gambar 8.20 Permukaan Europa............................................................. 267

Gambar 8.21Satelit Phobos dan Deimos.................................................. 273

BAB IX

PLANET-PLANET RAKSASA ....................................................................... 275

Gambar 9.1 Model Komposisi Bagian dalam Jupiter, Saturnus,

Uranus, Neptunus ................................................................. 276

Gambar 9.2 Contoh representatif keseluruhan planet-planet

raksasa................................................................................... 276

A S T R O F I S I K A xii

Gambar 9.3 Bagian-Bagian Jupiter .......................................................... 280

Gambar 9.4 Diagram fasemolekul hidrogen, dengan kondisi

Jovian diwakili oleh penyelidikan pengukuran

Galileo ................................................................................... 281

Gambar 9.5 Saturunus .............................................................................. 284

Gambar 9.6 Uranus dan Neptunus .......................................................... 286

BAB X

MAGNETOSFER .......................................................................................... 290

Gambar 10.1 Magnetosfer Ideal Dengan Garis-Garis Medan Magnet ............... 295

Gambar 10.2 Magnetosfer Bumi.............................................................. 298

Gambar 10.3 Gambaran Magnetosfer Bumi........................................... 298

Gambar 10.4 Momen Dipol Pada Kelima Badan Planet ........................ 299

Gambar 10.5 Gambaran Mengenai Sabuk Van Allen ............................ 304

Gambaran 10.6 Aurora Australis dan Aurora ........................................ 310

A S T R O F I S I K A 1

BAB ITHE SUN AND IT’S FAMILY

( MATAHARI DAN ANGGOTATATA SURYA)


A. Matahari

Matahari adalah bintang induk Tata Surya dan merupakan komponen

utama sistem Tata Surya ini. Bintang ini berukuran 332.830 massa bumi.

Massa yang besar ini menyebabkan kepadatan inti yang cukup besar untuk

bisa mendukung kesinambungan fusi nuklir dan menyemburkan sejumlah

energi yang dahsyat. Kebanyakan energi ini dipancarkan ke luar angkasa

dalam bentuk radiasi eletromagnetik, termasuk spektrum optik. Matahari

termasuk cukup besar dan cemerlang. Bintang diklasifikasikan dengan

diagram Hertzsprung-Russell, yaitu sebuah grafik yang menggambarkan

hubungan nilai luminositas sebuah bintang terhadap suhu permukaannya.

Secara umum, bintang yang lebih panas akan lebih cemerlang. Bintang-

bintang yang mengikuti pola ini dikatakan terletak pada deret utama, dan

Matahari letaknya persis di tengah deret ini. Akan tetapi, bintang-bintang

yang lebih cemerlang dan lebih panas dari Matahari adalah langka,

sedangkan bintang-bintang yang lebih redup dan dingin adalah umum.

Dipercayai bahwa posisi Matahari pada deret utama secara umum merupakan

"puncak hidup" dari sebuah bintang, karena belum habisnya hidrogen yang

tersimpan untuk fusi nuklir. Saat ini Matahari tumbuh semakin cemerlang.

Pada awal kehidupannya, tingkat kecemerlangannya adalah sekitar 70 persen

dari kecermelangan sekarang.

Berikut merupakan tabel gambaran umum matahari kita.

Parameter fisik Besar

Umur 4,5 miliar tahun

Massa 1,99 x 1030 Kg

Jari-jari 696.000 Km

Kerapatan rata-rata 1,4 gr/cm3

Jarak rata-rata dari bumi 150 juta Km

Periode rotasi di ekuator 26 hari

Percepatan gravitasi di permukaan 274 m/det2

Temperatur di permukaan 60000C


1. Lapisan Fotosfer

Fotosfer adalah bagian matahari yang paling mudah kelihatan dari

bumi. Bagian ini memiliki temperatur sekitar 6.0000C, dan di dominasi

oleh unsur-unsur hidrogen dan helium ( 75 % hidrogen, 23% Helium dan

sisanya unsur-unsur lain). Pengamatan para ahli mendapatkan bahwa di

fotosfer terdapat paling sedikit 67 unsur kimia. Hal ini agak mirip dengan

' permukaan ' dari sebuah bagian awan, bahwa cahaya yang mencapai kita

melewati fotosfer berasal dari kedalaman, meskipun kisaran mencakup

hanya sekitar seperseribu dari jari-jari matahari, sehingga kita tidak

melihat jauh ke Matahari. Penting untuk menyadari bahwa awan

menyebarkan cahaya dari sumber lain dan fotosfer memancarkan cahaya.

Hal ini juga memancarkan radiasi elektromagnetik pada panjang

gelombang lain, seperti spektrum matahari. Total daya yang terpancar

adalah daerah di bawah spektrum matahari, dan 3,85 × 1026 watt (W) .

Ini adalah luminositas matahari. Fotosfer adalah gas lemah, dengan

kepadatan order 10-3 kgm-3, sekitar 1000 kali lebih kecil dari udara di

permukaan bumi .

Spektrum matahari memungkinkan kita untuk memperkirakan suhu

rata-rata photospheric ini dilakukan dengan membandingkan spektrum

dengan yang dari sumber termal ideal, kadang-kadang disebut tubuh

hitam. Sifat dari sumber tersebut tidak perlu menjadi perhatian kita. Hal

yang penting adalah bahwa spektrum secara unik ditentukan oleh suhu.

Sebaliknya, jika kita bisa mencocokan sumber spektrum termal yang ideal

cukup baik dengan spektrum bagian lainnya, maka kita dapat

memperkirakan suhu bagian lain.

Pada panjang gelombang yang lebih panjang. Selain itu, daya yang

dipancarkan oleh sumber ini adalah jauh lebih sedikit. Kekuatan

ditampilkan sesuai dengan asumsi bahwa sumber 4000K memiliki area

yang sama dengan sumber di 5770 K, dan dengan demikian membawa

keluar titik bahwa suhu sumber panas yang ideal tidak hanya menentukan


rentang panjang gelombang emisi, tapi kekuatan juga. Perhatikan bahwa

5770K adalah suhu perwakilan dari fotosfer matahari, suhu setempat

bervariasi dari satu tempat ke tempat lain. Pada resolusi panjang

gelombang lebih halus dari pada Gambar 1.1 spektrum matahari

menampilkan berbagai dips sempit, disebut garis penyerapan spektrum.

Ini adalah hasil dari penyerapan upwelling radiasi matahari oleh berbagai

atom dan ion, terutama di fotosfer, dan karena garis memberikan

informasi tentang komposisi kimia. Informasi lebih lanjut tentang

komposisi Matahari disediakan oleh badan-badan berbatu kecil yang

terus-menerus jatuh ke bumi. Mereka biasanya 1-100 cm, dan

merupakan meteorit ( Bagian 3.3 ). Pada 5770K fraksi yang signifikan

dari atom beberapa unsur yang terionisasi, dan jadi yang terbaik adalah

untuk menentukan komposisi di fotosfer dalam hal inti atom, bukan atom

netral. Pada fotosfer, hidrogen dan helium mendominasi, dengan hidrogen

yang paling melimpah semua elemen kimia lainnya hanya sekitar 0,2 %

dari inti . Di luar fusi inti Matahari sekitar 91 % dari inti adalah hidrogen

dan sekitar 9 % adalah helium. Bagian 1 menunjukkan bahwa fitur yang

paling jelas dari fotosfer adalah bintik-bintik gelap. Ini disebut gerhana

matahari. Mereka berbagai ukuran dari kurang dari 300 km di sekitar

100 000 km, dan hidup mereka berkisar dari kurang dari satu jam sampai

6 bulan atau lebih. Mereka memiliki suhu pusat dari biasanya 4200 K,

itulah sebabnya mereka terlihat lebih gelap daripada fotosfer sekitarnya.

Jumlah mereka bervariasi, mendefinisikan siklus gerhana matahari.

Waktu antara maxima berturut-turut berkisar dari sekitar 8 tahun sampai

sekitar 15 tahun dengan nilai rata-rata 11,1 tahun. Dari satu siklus ke

yang berikutnya medan magnet Matahari berbalik. Oleh karena itu, siklus

magnetik adalah sekitar 22 tahun.


2. Atmosfer Tata Surya

Lapisan paling luar dari matahari yang berbentuk gas dan terletak di

atas fotosfer disebut atmosfer tata surya. Karena kepadatannya sangat

rendah, sebagian besar panjang gelombang memancarkan cahaya kurang

kuat dari garis bawah fotosfer, dan atmosfer tampak tidak normal. Selama

gerhana matahari total, bulan hanya mengaburkan fotosfer dan cahaya

lemah dari atmosfer menjadi tampak. Dalam lapisan ke 2 atmosfer hanya

di atas, fotosfer tidak tampak, sedangkan di lapisan ke 3 waktu

pencahayaan pendek tertekan di dalam atmosfer. Atmosfer dapat diamati

menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet,

mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri

dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona,

dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari,

membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang

membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah

transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari.

Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa

gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.








































Gambar 1.2 menunjukkan bagaimana suhu dan kepadatan dalam

atmosfer tata surya berubah-ubah dengan ketinggian di atas

berdasarkan fotosfer.

Atmosfer terdiri atas 2 lapisan sebagai berikut:

a) Kromosfer

Kromosfer merupakan lapisan tipis pada atmosfer matahari.

Kromosfer terletak tepat di atas fotosfer dengan kedalaman sekitar

2.000 kilometer. Suhu kromosfer sekitar 4.500 Kelvin. Makin ke atas

suhu kromosfer makin tinggi. Kromosfer memiliki banyak kesamaan

komposisi seperti fotosfer, hidrogen yang mendominasi. Kepadatan dan

ketinggian mengalami penurunan dengan cepat, tetapi suhu mengalami

kenaikan.

Nama kromosfer berasal dari fakta bahwa kromosfer memiliki

warna kemerahan. Warna merah yang diberikan kromosfer namanya “

lingkaran warna” adalah hasil pemancaran atom hidrogen pada 656,3

nm cahaya. Panjang gelombang ini di sebut Hα. Warna dari kromosfer

biasanya tidak terlihat karena tertutup cahaya yang begitu terang yang

dihasilkan fotosfer.

Pada kromosfer sering terjadi surge atau lontaran Matahari. Ini

adalah laju cahaya dari area yang kecil dari matahari di lapisan atas


kromosfer atau bagian bawah korona, biasanya dalam daerah matahari

dimana terdapat bintik pada matahari. Kenaikan cahaya terjadi dalam

beberapa menit, diikuti penurunan untuk beberapa jam, dan pelepasan

energi terlalu banyak menyebar dalam jarak panjang gelombang yang

besar. Nyala api pada ketinggian tertentu adalah gabungan ledakan ion

gas yang keluar dari matahari.

Medan magnet adalah bagian penting dari proses nyala api, dan

nampak kemungkinan radiasi elektromagnetik dari kecepatan tertutup

elektron, untuk pergantian kecepatan cahaya dalam konfigurasi medan

magnet. Berdasarkan pengamatan, lontaran materi ini terjadi sesudah

ledakan Matahari dalam skala kecil. Kecepatanya mencapai 100 km/s

selama beberapa menit.Sewaktu ada gerhana matahari lapisan ini

nampak sebagai gelang yang kemerah-merahan di sekeliling matahari

(yang tampak gelap karena tertutup oleh bulan) dan meluas

jutaankilometer dari padanya. Penyelidikan tentang spektrum

kromosfer ini memberi keterangan adanya zat cair, Helium dan

Calcium di dalamnya. Ke dalam lapisan ini (bahkan sering jauh

melintasi) kadang-kadang tampak kepulan-kepulan gas yang menyala-

nyala, kadang-kadang tingginya sampai ribuan kilometer, memancar-

mancar dari matahari seperti lidah api sampai memasuki lapisan gas,

yang terletak lebih di atasnya (Korona). Warnanya merah dan

bentuknya tidak tetap, dan disebut Protubarans atau Prominences.

Kepulan-kepulan gas ini terjadi karena peletusan-peletusan yang terjadi

di permukaan matahari. Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis

(sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20.000 K di atas

kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1.000.000 K.

Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah

transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-

besaran. Wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah

ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer seperti

spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur yang konstan


Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat

diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif

terhadap spektrum ultraviolet ekstrem.

b.) Korona

Korona adalah

kepanjangan atmosfer

terluar Matahari yang

volumenya lebih besar

daripada Matahari itu

sendiri. Korona terus

menyebar ke angkasa dan

menjadi angin matahari yang mengisi seluruh Tata Surya. Korona juga

merupakan lapisan gas yang sangat tipis. Gas tersebut sering tampak

seperti mahkota putih cemerlang yang mengelilingi matahari. Oleh

karena itu, lapisan gas tersebut disebut korona, artinya mahkota. Karena

merupakan lapisan gas tipis, bentuk korona selalu berubah-ubah.

Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan

partikel sekitar 1015–1016 m−3. Suhu rata-rata korona dan angin

matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K; akan tetapi, suhu di titik

terpanasnya mencapai 8.000.000–20.000.000 K Meski belum ada teori

lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui

berasal dari rekoneksi magnetik.

Korona itu meluas selama beberapa jari-jari surya, dan di dalamnya

kepadatan terus menurun, dengan ketinggian 3-4x10 K, kadang-

kadang suhu meningkat. Konduksi, konveksi dan radiasi dari fotosfer

tidak mempengaruhi suhu.

Mekanisme ini tidak akan mentrasfer energi bersih dari tubuh pada

suhu rendah(fotosfer) untuk tubuh pada suhu yang lebih tinggi

(korona). Mekanisme pemanasan utama tampaknya menjadi medan


magnet, menjadi seluruh korona, dan menyebabkan arus listrik lokal

yang kemudian memanaskan korona. Gelombang yang melibatkan

medan magnet (gelombang magneto hidrodinamik) berperan dalam

daerah tertentu. Korona sangat bervariasi.pada saat-saat jumlah bintik

matahari maksimum ireguler, dengan pita panjang dalam daerah yang

diinginkan tidak ada.

Meski berada di lapisan terluar, namun temperaturnya mencapai 2

juta Kelvin. Penyebanya diperkirakan oleh shock wave angin matahari

yang menabrak materi-materi di korona hingga menimbukan panas.

Teleskop yang digunakan untuk mengamati korona disebut koronagraf.

3. Angin surya

Angin surya adalah suatu aliran partikel bermuatan (yakni plasma)

yang menyebar ke segala arah dari atmosfer terluar matahari yang

dikenal dengan korona yang merampas Matahari sekitar satu bagian

dalam 2_5 × 10-14 massanya per tahun. Karena keadaan yang sangat

terionisasi korona, dan yang terutama komposisi hidrogen, angin

sebagian besar terdiri dari proton dan elektron. Suhu korona yang

begitu tinggi sehingga jika gravitasi Matahari adalah satu-satunya

kekuatan itu tidak akan mampu mengandung korona, dan angin akan

meniup ke segala arah. Tapi medan magnet yang kuat dalam tindakan

corona pada partikel bermuatan bergerak dengan cara yang

mengurangi tingkat perpindahan.

Escape preferensial di arah mana efek membatasi paling tidak kuat,

dan jenis penting dari lokasi semacam ini disebut lubang koronal. Ini

adalah daerah kepadatan sangat rendah dan suhu, di mana garis-garis

medan magnet matahari mencapai besar jarak ke ruang antarplanet.

Partikel bermuatan perjalanan di jalur heliks sekitar magnetik garis-

garis medan, sehingga garis luar diarahkan memfasilitasi melarikan

diri. Partikel melarikan diri merupakan Angin matahari adalah sumber

utama dari gas yang sangat lemah yang meliputi ruang antar


planet.Angin matahari tersusun oleh komponen utama elektron

berenergi tinggi dan proton. Korona, lapis terluar di atmosfer Matahari,

mencapai suhu yang sangat tinggi, lebih dari dua juta Fahrenheit (atau

1,1 juta Celcius). Akibat suhu tinggi pada korona, terciptalah energi

termal yang tinggi.

Pada level ini, gravitasi Matahari tidak bisa menahan kecepatan

partikel berpindah (kinetik partikel). Partikel-partikel dapat terlepas

dari gravitasi. Kecepatan angin matahari bahkan semakin tinggi ketika

berada di atas lubang korona, bisa mencapai 800 kilometer per detik,

dengan temperatur 800.000 derajat Celcius.

Pada bagian sabuk koronal disekitar khatulistiwa, kecepatan

perjalanan angin surya melambat. Sekitar 300 kilometer perdetik.

Sementara itu temperaturnya sampai 1,6 juta derajat celcius. Angin

matahari adalah faktor penyebab berbagai fenomena yang terlihat di

bumi. Termasuk aurora, badai geomagnetik (dalam kasus parah dapat

merusak jaringann listrik dan membahayakan astronot). Serta ekor

plasma komet.

4. Aktivitas Matahari

Aktivitas matahari adalah istilah kolektif untuk venomena

matahari yang bervariasi dengan periode sekitar 11 tahun. Selain

berperan sebagai sumber energi, matahari juga merupakan sumber

gangguan terhadap regularitas karakteristik atmosfer bumi dan media

antar planet. Bervariasinya aktivitas matahari, atmosfer bumi dan media

antar planet ini menunjukkan adanya tanggapan terhadap datangnya

energi dan momentum sebagai suatu gangguan yang akan

mengakibatkan perubahan pada komposisi, kondisi fisik, dan

dinamikanya. Perubahan aktivitas matahari dalam skala waktu pendek

yang diakibatkan oleh adanya aktivitas matahari secara transien (flare),

ditandai dengan peningkatan radiasielektromagnet, partikel energi

tinggi, dan lontaran lontaran massa korona (Coronal Mass


Ejection/CME) yang signifikan. Oleh karena itu, diperlukan adanya

informasi tentang aktivitas matahari ini secara terus menerus guna

mengantisipasi kemungkinan akan terjadinya gangguan pada atmosfer

bumi baik dalam skala waktu pendek maupun panjang.

Tonjolan (filame) dan flare merupakan aspek lebih lanjut dari

aktivitas matahari, kedua venomena yang lebih umum di sunspot

maksimum. Luminositas matahari juga bervariasi dengan siklus sunspot

dan rata adalah sekitar 0,15% lebih tinggi dari sunspot maksimum dari

pada minimum sunspot. Hal ini mungki tampak penasaran, dengan

bintik matahari yang lebih dingin dan karena itu kurang bercahaya dari

sisa fotosfer. Namun, ketika ada lebih besar dari fotosfertertutup

terhadap cahaya terang 7ang disebut facula. Semua berbagai aktivitas

matahari yang berkaitan dengan bidang magnet matahari yang pada

akhirnya berasal jauh dibawah sinar matahari.

5. Interior Surya

Untuk menyelidiki interior surya, kita harus benar-benar

menggali melalui pusat matahari, lalu mengamati dan mengukur hal-

hal yang berkaitan dengan matahari. Aksi pendekatan ini sepenuhnya

tidak praktis. Oleh karena itu pendekatan yang digunakan untuk

semua interior tidak dapat diakses. Sebuah model dibangun dan

bervariasi sampai cocok dengan sifat utama yang kita dapat amati atau

peroleh dengan pengamatan terpercaya. Biasanya, berbagai model

dapat dibuat sesuai, sehingga model unik jarang. Adapun gambaran

yang menjelaskan semua secara rinci dalam bab 4 dalam kaitannya

dengan interior planet. Disini, kita akan menyajikan hasil sebuah model

interior surya.


Gambar 1.3 menunjukkan model khas matahari seperti yang sudah kitaketahui.

Hidrogen dan helium mendominasi seluruh seperti yang diamati

dalam fotosfer. Perhatikan peningkatan besar tekanan dengan

kedalaman untuk 1016 pascal (Pa) pada tekanan atmosfer matahari

pusat-sekitar 1011 kali dipermukaan laut dibumi.

Kepadatan pusat kurang ekstrim hanya sekitar 14 kali lipat dari

timbal balik padat seperti yang terjadi dibumi, meskipun suhu

dimatahari begitu tinggi dimana atom berada dalam kedalaman

tertentu, atom disimpan sepenuhnya lalu terionisasi oleh tabrakan atom

energi. Atom yang terionisasi itu disebut plasma. Suhu sentral dalam

matahari sekitar 1,4 x 107 K, cukup tinggi bahwa reaksi nuklir dapat

mempertahankan suhu ini dan luminositas matahari, dan dapat

melakukannya untuk 4600 juta tahun (Ma). Sejak matahari terbentuk

(usia berdasarkan berbagai data yang akan diuraikan dalam bab 3,

terutama data dari radio metrical tanggal meteoritik). Sumber energi

internal yang berlebihan ini juga menopang gradien tekanan yang

mencegah matahari dari kontraktor. Meskipun reaksi nuklir

mempertahankan suhu pusat saat ini pasti ada beberapa cara lain

dimana suhu tersebut pada awalnya dicapai agar memicu reaksi nuklir.


Ini harus telah melalui energi gravitasi dilepaskan ketika matahari

dikontrak dari beberapa negara yang lebih terbesar.

Dengan energi yang dipancarkan dari luar daerah, itu akan

menjadi lebih panas ditengah dari pada dipermukaan. Laju reaksi nuklir

meningkat dengan begitu pesat dengan meningkatkan suhu bahwa

ketika wilayah sentral matahari mudah menjadi cukup panas untuk laju

reaksi nuklir menjadi signifikan, ada batas yang cukup tajam antara

pusat inti dimana laju reaksi yang tinggi dan sisa matahari pada tingkat

reaksi yang diabaikan. Hal ini tetap terjadi sejak pusat ini meluas.

Sekitar 0,3 dari jari-jari matahari ( Gambar 1.3 ). sebagian kecil

dari volume matahari (0,3 )3,yang hanya 2,7 % . Namun, kepadatan

meningkat begitu pesat dengan kedalaman bahwa sebagian yang jauh

lebih besar dari massa matahari terkandung dalam inti pusat.

Matahari awalnya memiliki komposisi seragam, banyak model

memberikan proporsi pada penutupan massa menjadi 70,9 % hidrogen,

helium 27,5%, dan 1,6 % untuk total semua elemen lain. Dalam

campuran seperti itu, pada suhu inti bahwa Matahari telah sejak

kelahirannya, hanya ada satu kelompok reaksi nuklir yang signifikan -

rantai pp . Nama itu muncul karena urutan reaksi dimulai dengan

interaksi dari dua proton ( simbol p ) untuk membentuk inti yang lebih

berat ( deuterium ), proton menjadi inti isotop yang paling berlimpah

hidrogen ( 1H ) . Ketika inti yang lebih berat hasil dari bergabungnya

dua inti ringan , ini disebut fusi nuklir . Rincian rantai pp tidak akan

menjadi perhatian kita , tetapi efek bersih mereka adalah konversi dari

empat proton ke dalam inti isotop yang paling melimpah dari helium (4He ) , yang terdiri dari dua proton dan dua neutron.

Terjadinya fusi hidrogen di inti Matahari menandai dimulainya

masa urutan utama. Sebuah bintang deret utama adalah salah satu

ditopang oleh inti fusi hidrogen, dan berakhir ketika hidrogen inti yang

telah habis. Tahap deret utama menempati sebagian dari sebuah

bintang seumur hidup aktif. Dalam kasus Matahari itu akan lain 6000


Ma atau lebih sampai itu berakhir, dengan konsekuensi yang digariskan

dalam Bagian.

Berbagai partikel subatomik lainnya yang terlibat dalam siklus pp,

penting pusat adalah sinar gamma yang dihasilkan - radiasi

elektromagnetik dengan panjang gelombang yang sangat pendek . Ini

membawa hampir semua energi yang dibebaskan oleh reaksi rantai pp.

Sinar gamma tidak menjadi sangat jauh sebelum mereka berinteraksi

dengan plasma elektron dan inti yang merupakan inti matahari. Untuk

memahami interaksi , perlu untuk mengingat bahwa meskipun radiasi

elektromagnetik dapat dianggap sebagai sebuah gelombang, juga dapat

dianggap sebagai aliran partikel yang disebut foton . Gambar

gelombang berguna untuk memahami bagaimana radiasi mendapatkan

dari satu tempat ke tempat lain, gambar foton berguna untuk

memahami interaksi radiasi dengan materi . Energi e foton berkaitan

dengan f frekuensi gelombang melalui

e=hf (1.1)

di mana h adalah konstanta Planck. Frekuensi gelombang

berhubungan dengan panjang gelombang melalui= (1.2.)

di mana c adalah kecepatan gelombang .Untuk radiasi elektromagnetik

dalam ruang c adalah kecepatan cahaya , 300 × 105 km s- 1 . Tabel 1.6

daftar nilai c , h, dan konstanta fisik lainnya yang relevan dengan buku

ini. ( Untuk kemudahan referensi, Bab 1 tabel terletak diakhir bab ini).

Rata-rata , setelah hanya satu sentimeter atau lebih , sinar gamma

dalam inti baik memantul elektron atau inti , dalam proses yang disebut

hamburan , atau diserap dan dipancarkan kembali . Ini

mempertahankan tingkat gerakan acak dari plasma : dengan kata lain ,

ia mempertahankan suhu tinggi . Foton sinar gamma tidak semua

energi yang sama . Mereka memiliki spektrum berbentuk seperti itu

dari sumber termal ideal pada suhu plasma lokal .


Hal ini berlaku di seluruh Matahari , sehingga foton bergerak keluar

spektrum gerakan mereka untuk panjang gelombang yang lebih

panjang , sesuai dengan suhu yang lebih rendah , sampai di fotosfer

spektrum adalah bahwa yang ditunjukkan pada Gambar 1.1 ( Bagian

1.1.1 ) . Jumlah foton lebih besar dari dalam inti , tetapi energi rata-rata

jauh lebih rendah . Dari saat sinar gamma yang dipancarkan dalam inti

untuk saat keturunannya muncul dari fotosfer, waktu beberapa juta

tahun akan berlalu .

6. Apa waktu perjalanan langsung ?

Waktu tempuh langsung dengan kecepatan c cahaya di radius

matahari dari 6,96 × 105 km adalah 6,96 × 105 km/3.00 × 105 km s- 1 ,

yaitu 2,23 detik ! tansportasi energi oleh radiasi tidak mengejutkan ,

yang disebut transfer radiasi . Hal ini terjadi di seluruh Matahari.

Mekanisme lain yang penting di matahari adalah konveksi, fenomena

akrab dalam panci hangat cairan , di mana energi diangkut oleh arus

cairan. Bila perhitungan dilakukan untuk matahari, maka hasilnya

adalah seperti pada Gambar 1.3. Konveksi hanya terbatas pada bagian

luar 29 % atau lebih dari radius surya, di mana suplemen transfer

radiasi sebagai sarana menyampaikan energi ke arah luar. Bagian atas

dari sel-sel konvektif terlihat di fotosfer sebagai pola transien disebut

butiran. sekitar 1500 km di seluruh, dan ada selama 5-10 menit. Ada

juga supergranules, sekitar 10 km di 000 dan memperluassedalamnya.

Karena konveksi tidak mencakup inti di mana reaksi nuklir yang terjadi

, inti tidak sedang diisi ulang , dan sehingga menjadi lebih dan habis

dalam hidrogen dan helium Sejalan diperkaya . Inti itu sendiri tidak

dicampur , dan sebagainya dengan suhu meningkat dengan kedalaman,

tingkat reaksi nuklir meningkat dengan kedalaman , dan karena begitu

pengayaan.


7. Medan Magnet Matahari

Sumber dari setiap medan magnet arus listrik. Jika bagian berisi

cairan penghantar listrik, maka gerakan fluida dapat menjadi

terorganisir dengan cara yang merupakan sirkulasi bersih arus listrik ,

dan hasil medan magnet. Ini hanya apa yang kita miliki di pedalaman

surya - plasma surya sangat diperlukan , dan arus konveksi

mempertahankan gerakannya. Detail studi menunjukkan bahwa

sumber bidang surya terkonsentrasi ke arah dasar zona konvektif .

Rotasi diferensial Matahari contorts lapangan dengan cara yang pergi

beberapa cara untuk menjelaskan fenomena magnet bintik matahari

dan lainnya.

Magnetosfer adalah lapisan medan magnet yang menyelubungi

benda angkasa. Planet – planet yang yang juga diselubungi oleh

magnetosfer adalah bumi, merkurius, jupiter, saturnus, uranus dan

nepturnus. Istilah magnetosfer juga digunakan untuk mengambarkan

daerah dimana medn magnet dari benda langit mendominasi, misalnya

magnetosfer pulsar. Magnetosfer yang terjadi dibumi disebabkan oleh

inti bumi yang tidak stabil molekul didalam inti bumi( yang umumnya

berwujud ion ) selalu bergerak dengan sangat cepat karena suhu dan

pengaruh medan gravitasi , menimbulkan arus listrik yang

menciptakan medan magnet raksasa yang disebut MAGNETOSFER

Fungsi magnetosfer :

1. Sebagai penangkal petir bagi bumi, yang berarti lapisan ini

mengakal radiasi berbahaya yang berasal dari matahari (

misalnya partikel alpha, beta atau angin surya dan

semburan massa korona )

2. Untuk mengambarkan daerah dimana medan magnet dari

benda langit mendominasi ( misalnya magnetosfer pulsar )


8. Peningkatan Luminositas Matahari

Luminositas matahari adalah : satuan lominositas atau tenaga

radian (tenag yang dikeluarkan dalam bentuk foton) yang digunakan

astronom untuk menghitung luminositas bintang.

Model evolusi dari Matahari menunjukkan bahwa luminositas

matahari hanya sekitar 70 % dari nilainya sekarang 4600 Ma lalu ,

bahwa mereka telah secara bertahap meningkat sejak, dan akan terus

meningkat di masa depan . Peningkatan ini penting untuk atmosfer

planet dan permukaan.

B. Pengenalan Singkat Matahari dan Tata Surya

Dalam tata surya kita menemukan bentuk dengan berbagai ukuran,

seperti Gambar 1.4 menunjukkan bahwa matahari mempunyai ukuran

terbesar. Selanjutnya empat planet raksasa yaitu Yupiter, Saturnus, Uranus,

dan Neptunus. Kemudian sekelompok planet ukuran menengah yaitu

Bumi, Venus, Mars, dan Merkurius. Keempat planet ini merupakan planet

terestrial, karena ukuran dan komposisinya sama, serta letaknya yang

berdekatan di ruang angkasa. Kelompok berukuran menengah ini

memiliki diameter yang lebih rendah dari planet Pluto, planet kesembilan.

Setidaknya ukurannya jauh melampaui Pluto dan sedikit lebih besar dari

Pluto – Eris dan lainnya. Tujuh satelit planet yang lebih besar dari Pluto.

Dari namanya satelit planet merupakan sahabat planet, terikat dalam orbit

di sekitarnya dan dengan massa yang lebih kecil. Ukurannya yang kecil

berarti mengikat bahwa satelit diklasifikasikan sebagai planet tubuh,

bukan sebagai planet.


GAMBAR 1.4

Ada banyak bagian yang lebih kecil dari Pluto seperti satelit yang tersisa,

salah satu dari Uranus satelit Titania adalah yang terbesar, segerombolan

asteroid, yang Ceres ('seri') mudah yang terbesar, sejumlah besar komet,

atau badan yang menjadi komet, dan berbagai berkesinambungan tubuh

lebih kecil, sampai ke partikel kecil debu.

Tabel 1.1-1.3 menampilkan radius, dan beberapa properti lainnya,

badan Tata Surya dan orbitnya. Tabel 1.1 mencakup sembilan planet dan

Ceres. Tabel 1.2 mencakup satelit planet, mtahari dan komponennya

termasuk banyak satelit Jupiter dan Saturnus kurang 5 km berarti radius,

ditambah beberapa lainnya Uranus dan Neptunus. Tabel 1.3 mencakup 15

asteroid terbesar.

Gambar 1.5 menunjukkan orbit planet-planet


Orbit ini melingkar, dan kurang lebih berada pada bidang yang

sama. Bidang orbit bumi disebut bidang ekliptika. Planet bergerak di

sekitar orbitnya pada tingkat yang berbeda, tetapi dalam arah yang sama,

berlawanan arah jarum jam seperti dilihat dari atas bumi Kutub Utara -

ini disebut arah prograde. Asteroid terkonsentrasi di ruang antara Mars

dan Jupiter, di sabuk asteroid. Jarak di Gambar 1.5 lebih besar

dibandingkan dengan radius surya dari 6_96 × 105 km. Sebuah unit

nyaman jarak di Tata Surya adalah jarak rata-rata Bumi dari Matahari,

1_50 × 108 km, yang diberi nama khusus, unit astronomi (AU). Di

samping itu, Gambar 1.4 dan 1.5 menyediakan peta domain planet di tata

surya.Gambar 1.5 Orbit planet-planet akan muncul dari sudut pandang

yang jauh tegak lurus terhadap bidang orbit bumi

Pengantar singkat keluarga matahari

1. Planet-Planet Terestrial Dan Asteroid

Planet- planet yang terestrial/planet kebumian, yaitu planet yang ukuran

dan komposisi penyusunnya (batuan) mirip dengan Bumi. Planet ini terdiri

dari bahan berbatu dengan inti logam dan paling kaya akan zat besi

dibagian pusat. Permukaan planet terestrial terdiri dari batuan keras dan

terdapat kawah, lembah, dan gunung api, terdapat sedikit jumlah atom

Hidrogen dan helium. Kecilnya massa planet kebumian menyebabkan gaya

tarik gravitasi lemah. Selain itu, letaknya yang relatif dekat dengan

matahari menyebabkan jumlah atom helium dan hidrogen bergerak dengan

kecepatan tinggi. Kombinasi antara gaya gravitasi yang lemah dan

kecepatan gerak atom yang tinggi menyebabkan unsur atom ringan

termasuk hidrogen dan helium lepas diatas planet kebumian.

Planet terestrial atau sering disebut planet kebumian, planet minor atau

planet dengan ukuran menengah ini terdiri atas Bumi, Venus, Mars, dan

Merkurius. Keempat planet ini merupakan planet terestrial, karena ukuran

dan komposisinya sama, serta letaknya yang berdekatan di ruang angkasa.


Komposisi utama dari planet ini adalah mineral dengan titik leleh sangat

tinggi, seperti silikat yang membentuk kerak dan selubung, dan logam

seperti besi dan nikel yang membentuk intinya. Tiga dari empat planet

terestrial ( Venus, Bumi, Mars) memiliki atmosfer, semuanya memiliki

kawah meteor dan sifat-sifat permukaan tektonis seperti gunung berapi dan

lembah pecahan. Planet yang letaknya diantara Matahari dan bumi

(Merkurius dan Venus) disebut juga planet inferior. Kelompok planet

berukuran terestrial ini memiliki diameter yang lebih rendah dari planet

Pluto, atau planet kesembilan tata surya. Setidaknya ukurannya jauh

melampaui Pluto dan sedikit lebih besar dari Pluto. Pluto tidak termasuk ke

dalam kelompok planet ini, oleh karena itu para ahli astronomi telah

mengusulkan pluto dikelompokkan sebagai planet kerdil (asteroid). Planet

kerdil adalah benda angkasa bukan satelit yang mengelilingi matahari,

mempunyai massa yang cukup bisa untuk membentuk bulatan diri tetapi

belum dapat membersihkan daerah disekitarnya.

Merkurius (0,4 SA dari matahari) adalah planet terdekat dari matahari

serta juga terkecil (0.055 dari massa bumi). Merkurius tidak memiliki

satelit alami dan permukaan merkurius yang sangat kasar dan berkawah

dengan efek akumulasi yang merupakan dampak dari luar angkasa,

menunjukkan sedikit resurfacing geologi sejak planet ini dibentuk. Ciri

geologis disamping kawah meteorid yang diketahui adalah lobed ridges

atau rupes, kemungkinan terjadi karena pengerutan pada periode awal

sejarahnya. Karena jaraknya yang sangat dekat dengan matahari, maka

peredaran merkurius mengelilingi matahari lebih cepat dari pada planet

yang lain. Merkurius mengelilingi matahari satu putaran selama 88 hari

bumi dan masa rotasi 58,6 hari bumi. Merkurius juga tidak memiliki

atmosfer. Pada siang hari suhunya sangat tinggi, yaitu 430oC, sedangkan

pada malam hari suhunya sangat rendah, yaitu -180oC. Atmosfer

merkurius yang hampir bisa diabaikan terdiri atas atom-atom yang terlepas

dari permukaannya karena semburan angin surya. Besarnya inti besi dan

tipisnya kerak Merkurius masih belum bisa diterangkan


Venus adalah planet terestrial kedua yang jaraknya paling dekat dengan

matahari setelah Merkurius, planet ini memiliki radius 6.052 km, diameter

12.104 km venus juga merupakan planet kembaran dengan bumi dalam

ukuran (0.815 massa bumi) dan massa, sama seperti bumi, planet ini

memiliki selimut berupa kulit silikat yang tebal dan berinti besi, dan sama

seperti bumi dengan fitur vulkanik yang umum atmosfernya juga tebal dan

memilki aktivitas geologi, tetapi yang membedakannya dengan bumi yaitu

di venus tidak terdapat air dan lebih kering dari bumi serta atmosfernya

sembilan kali lebih padat dari bumi. Venus tidak memiliki satelit. Planet ini

diselubungi oleh awan tebal yang sangat rata dengan suhu permukaan

rata-rata mencapai 740 K, hal ini disebabkan karena letak venus yang

sangat dekat dengan matahari, dan kemungkinan besar disebabkan jumlah

gas kaca yang terkandung di dalam atmosfer. Seluruh atmosfernya terdiri

atas 97% karbon dioksida (CO2) yang sangat besar serta sekitar 3%

nitrogen, dan uap air; sehingga hampir tidak mungkin terdapat kehidupan.

Sejauh ini aktivitas geologis Venus belum dideteksi, tetapi karena planet ini

tidak memilki medan magnet yang bisa mencegah habisnya atmosfer,

diduga sumbesr atmosfer Venus berasal dari gunung berapi.

Di bandingkan planet Venus, planet Bumi lebih jauh dari matahari dan

memiliki atmosfer udara sekitar 100 kali lebih besar, terutama nitrogen(N2)

dan oksigen (O2). Hidrofsernya yang cair adalah khas di antara planet-

planet kebumian dan juga merupakan satu-satunya planet yang diamati

memiliki lempeng tektonik. Atmosfer bumi sangat berbeda ddibandingkan

planet-planet lainnya, karena dipengaruhi oleh keberadaan makhluk hidup

yang menghasilkan 21% oksigen. Permukaan planet Bumi terdiri atas

daratan dan lautan dan merupakan satu-satunya planet yang dapat dihuni

oleh berbagai jenis makhluk hidup. Dengan demikian cukup dingin untuk

bagian daerah yang sebagian besar terdiri dari lautan, tetapi dingin tidak

sampai menyebabkan daerah tersebut beku. Tidak seperti merkurius dan

venus, bumi memiliki satelit yaitu bulan. Pada gambar 1.4 menunjukan

bahwa besar bumi, melebihi besar dari pluto. Hal ini menunjukan bahwa


tanpa udara yang cukup banyak dapat mengakibatkan banyak permukaan

kawah yang sangat keras dan besar. Bumi memiliki satu buah satelit yaitu

bulan, satu-satunya satelit besar dari planet kebumian di dalam Tata Surya.

Bumi selalu diikuti Bulan sebagai satelit bumi selama mengelilingi

matahari.

Bulan berotasi dan juga melakukan revolusi mengelilingi Bumi selama 27 3

1 hari sampai 29 3 1 hari. Peredaran Bulan mengelilingi Bumi dan

sekaligus juga mengelilingi matahari. Bumi mempunyai lapisan udara

(atmosfer) dan medan magnet yang disebut (magnetosfer) yang melindung

permukaan Bumi dari angin surya, sinar ultraviolet dan radiasi dari luar

angkasa. Lapisan udara ini menyelimuti Bumi hingga ketinggian sekitar

700 kilometer. Lapisan udara ini dibagi menjadi Troposfer, Stratosfer,

Mesosfer, Termosfer dan Eksosfe.

Keluar dari bumi, kita masuk ke Mars (1,5 SA dari matahari), yang

merupakan planet dengan ukuran lebih kecil dari bumi dan Venus (0,107

massa bumi), tetapi lebih besar dari merkurius, Mars merupakan planet

yang sebagian besar tampak seperti padang pasir merah dan terdapat awan

kuning diatasnya. Warna merahnya berasal dari warna karat tanahnya

yang kaya besi. Sepertiga bagian dari permukaan planet ini terdiri atas

daerah-daerah suram yang disebut lautan meskipun tidak berair, keunikan

dari planet ini adalah daerah dari planet ini dapat berubah warna dan

ukuran menurut musim di Mars, ini ditandai dengan terdapatnya polar

icecaps, yaitu tudung es kutub yang luasnya tidak selalu tetap. Planet Mars

berjarak ±227.940.000 km dari matahari dan berdiameter ±6.790 ,

Mars hanya mempunyai sedikit air. Permukaan Mars yang dipenuhi

gunung berapi raksasa seperti Olympus Mons dan lembah raksasa seperti

Valles Marineris, menunjukan adanya aktivitas geologis yang terus terjadi

sampai akhir-akhir ini. Planet ini memiki atmosfer tipis yang kandungan

utamanya adalah gas karbondioksida, sedikit sekali uap air, nitrogen dan

argon. Planet mars memiliki dua (2) buah satelit kecil, yaitu Phobos dan


Delmos, yang diduga merupakan asteroid yang terjebak gradasi Mars.

Kedua satelit ini ditemukan oleh Hall pada tahun 1877.

Dalam beberapa tahun terakhir ternyata ditemukan pula beberapa benda

langit yang beerdiameter lebih kurang 2 km beredar mengelilingi

matahari.benda-benda itu mengorbit mengelilingi Matahari pada jarak

antara Mars dan Yupiter. Pada awalnya orang menyebut benda ini sebagai

planet, tetapi karena ukurannya jauh lebih kecil dari planet dan benda ini

sangat banyak jumlahnya, maka benda-benda langit itu disebut asteroid

(planet kecil). Jadi asteroid adalah benda-benda langit berukuran kecil yng

mengelilingi matahari pada lintasan tertentu. Bentuk sisinya tidak

beraturan sehingga orang mengatakan bahwa asteroid adalah pecahan-

pecahan dari sebuah benda langit. Bentuk lintasan menyerupai lingkaran.

Karena banyaknya asteroid yang berkumpul di antara mars dan Jupiter

maka para astronom menyebut kawasan ini sebagai Sabuk Asteroid, daerah

ini disebut sabuk asteroid, terdiri atas kumpulan batuan dan mineral logam

beku. dengan orbit yang sangat eliptis, kebanyakan jarak antara asteroid-

asteroid ini sangat berdekatan dan hanya berdiameter beberapa kilometer,

ada juga beberapa asteroid yang memiliki diameter 100km atau lebih.

Sabuk asteroid utama terletak diantara orbit Mars dan Yupiter, berjarak

antara 2,3 dan 3.3 SA dari matahari, diduga merupakan sisa dari bahan

formasi tata surya yang gagal menggumpal karena pengaruh gravitasi

Yupiter. Gradasi ukuran asteroid adalah ratusan kilometer sampai

mikroskopis. Sabuk asteroid terdiri dari beribu-ribu, mungkin jutaan objek

yang berdiameter satu kilometer. Meskipun demikian, massa total dari

sabuk utama ini tidaklah lebih seperseribu masssa bumi. Sabuk utama

tidaklah rapat, kapal ruang angkasa secara rutin menerobos daerah ini

tanpa mengalami kecelakaan. Bentuk dari asteroid sendiri tidaklah seperti

bumi dan bintang yang cenderung berbentuk bulat. Ada yang berbentuk

bulat, ada juga yang berbentuk batu lonjong yang berbentuk tak beraturan.

Ukurannyapun bermacam-macam mulai dari 1 meter sampai 10 meter.

Komposisi bahan pembentuknya pun bermacam-macam dan mayoritas


tersusun dari batu dan ada pula yang tersusun dari besi. Jika asteroid ini

melewati atmosfer bumi maka asteroid ini berganti nama menjadi Meteor

dan ketika jatuh ke bumi maka ia akan berubah nama lagi menjadi

Meteorid, Asteroid ini berdiameter 10 dan 10-14m.

Asteroid yang terbesar adalah Ceres yang mempunyai diameter kira-kira

772 km. Diduga 2% asteroid mempunyai diameter 60 km, Ceres

diklasifikasikan sebagai benda kerdil tata surya, yang merupakan benda

terbesar di sabuk asteroid. Diameternya adalah sedikit kurang dari 1000

km, cukup besar untuk memiliki gravitasi sendiri untuk menggumpal

membentuk bundaran. Ceres dianggap sebagai planet ketika ditemukan

pada abad ke 19, tetapi direklasifikasi menjadi asteroid pada tahun 1850an

setelah observasi lebih lanjut menemukan beberapa asteroid lagi dan Ceres

direklasifikasi pada tahun 2006 sebagai planet kerdil. Beberapa tahun

kemudian telah ditemukan asteroid yang lebih besar daripada Ceres.

asteroid ini bernama 2001 KX 76, lintasan orbitnya di dekat Pluto.

Beberapa asteroid seperti Vesta dan Hyglea mungkin akan diklasifikasikan

sebagai planet kerdil jika terbukti telah mencapai kesetimbangan

Hidrostatik. Asteroid yang paling kecil mempunyai diameter beberapa

puluh meter. Asteroid diperkirakan memiliki asal yang berbeda dari komet,

setelah terbentuk di dalam orbit Jupiter dari pada diluar tata surya. Planet-

planet minor dibalik orbit Jupiter kadang-kadang juga disebut “asteroid

harus dibatasi untuk planet minor dari tata surya bagian dalam. Telah

ditemukan lebih dari 5.500 asteroid dan beberapa di antaranya ialah :

a. Pallas, garis tengahnya 560 km. b. Juno, garis tengahnya 190 km.

c. Vesta, garis tengahnya 360 km.

2. Planet Raksasa ( Jovian Planet)

Bagian – bagian luar dari tata surya terdapat gas-gas raksasa dengan

satelit-satelitnya yang berukuran planet. Banyak komet berprioda pendek

termasuk beberapa Centaur juga berorbit di daerah ini. Badan-badan padat

di daerah ini mengandung jumlah volatil (contoh : air, amonia, metan,


yang sering disebut “es” dalam peristilahan ilmu keplanetan) yang lebih

tinggi di bandingkan planet batuan di bagian dalam tata surya. Raksasa-

rakasasa gas dalam Tata Surya dan Matahari, berdasarkan skala keempat

planet luar yang disebut juga planet raksasa gas ( gas giant) atau planet

Jovian, secara keseluruhan mencakup 99% massa yang mengorbit

Matahari, Yupiter dan Saturnus sebagian besar mengandung hidrogen dan

helium; Uranus dan Neptunus memiliki proporsi es yang lebih besar. Para

astronom mengusulkan bahwa keduanya dikategorikan sendiri sebagai

raksasa es. Keempat raksasa gas ini semuanya memiliki cincin, meski hanya

sistem cincin saturnus yang dapat dilihat dengan mudah dari Bumi.

Yupiter (5,2 SA), dengan 318 kali massa bumi, adalah 2,5 kali massa

dari gabungan seluruh planet lainnya. Kandungan utamanya adalah

hidrogen dan helium. Sumber panas di dalam Yupiter menyebabkan

beberapa ciri semi-

permanen pada atmosfernya,

sebagai contoh pita awan

dan bintik merah raksasa.

Sejauh yang diketahui

Yupiter memilki 63 satelit. 4

yang terbesar yakni,

Ganymede, Callisto, Io, dan

Europa menampakan

kemiripan dengan planet

kebumian seperti planet

kebumian seperti

gunung berapi dan inti

yang panas. Ganymede, yang merupakan satelit terbesar di tata surya,

berukuran lebih besar dari merkurius. Untuk orbit dari satelit tersebut

dapat dilihat pada gambar 1.6.

Gambar 1.6 orbit satelit-satelit yang terdapat di planet Yupiter


Saturnus (9,5 SA) yang dikenal dengan sistem cincinnya, memiliki

beberapa kesamaan dengan Yupiter, sebagai contoh komposisi atmosfernya.

Meskipun Saturnus hanya sebesar 60% volume Yupiter, planet ini hanya

seberat kurang dari sepertiga Yupiter atau 95 kali masssa Bumi, membuat

planet ini menjadi sebuah planet yang tidak padat di Tata Surya. Saturnus

memiliki 60 satelit yang diketahui sejauh ini (dan tiga yang belum

dipastikan) dua diantaranya Titan dan Enceladus, menunjukan aktivitas

geologis meski hampir terdiri dari es saja. Titan berukuran lebih besar dari

Merkurius dan merupakan satu-satunya satelit di Tata Surya yang memiliki

atmosfer yang cukup berarti.

Uranus (19,6 SA) yang memiliki 14 kali massa bumi adalah planet yang

paling ringan diantara planet luar. Planet ini memiliki kelainan ciri orbit.

Uranus mengedari matahari dengan ukuran poros 900 pada ekliptika.

Planet ini memiliki inti yang sangat dingin dibandingkan planet gas raksasa

lainnya dan hanya sedikit memancarkan energi panas. Uranus memiliki 27

satelit yang diketahui, yang terbesar adalah Titania, Oberon, Umbriel, Ariel

dan Miranda.

Neptunus (30 SA), meskipun sedikit lebih kecil dari uranus, memilki 17

kali massa bumi sehingga membuatnya lebih padat. Planet ini

memancarkan panas dari dalam tetapi tidak sebanyak Yupiter atau

Saturnus. Neptunus memilki 13 satelit yang diketahui. Yang terbesar,

Triton, geologinya aktif, dan memilki geiser berupa Nitrogen cair. Triton

adalah satu-satunya satelit besar yang orbitnya terbalik arah (retrogade).

Neptunus juga di dampingi beberapa planet minor pada orbitnya yang

disebut Trojan Neptunus. Benda-benda ini memiliki resonansi 1:1 dengan

Neptunus.

Planet- planet raksasa sangat berbeda dari planet-planet teristrial,

bukan hanya dalam ukuran, tapi juga dalam komposisi penyusunnya,

planet terestrial didominasi oleh banyak bahan berbatu termasuk besi.

Tetapi di Jupiter dan saturnus yang merupakan giant planet / planet

raksasa didominasi oleh hydrogen dan helium. Ada juga bahan utama lain


yang terkandung di dalam planet raksasa ini yaitu air (H2O). Bahan-bahan

berupa es lebih cenderung terkonsentrasi menuju pusat, sehingga

menyebabkan suhu sangat panas biasanya mencapai 104K. Dan yang lebih

mendominasi wujud komposisi dalam planet ini adalah dalam bentuk

cairan es tidak dalam bentuk padatan. Tidak seperti planet terestrial, planet

raksasa memiliki permukaan yang didefinisikan dengan jelas. Istilah seperti

diameter, area permukaan, isi, suhu permukaan, dan kepadatan permukaan

mungkin menuju ke lapisan terluar yang tampak dari luar, misal dari bumi

Bahan-bahan yang berbatu membuat naik hanya sebagian kecil dari massa

Jupiter dan Saturnus, dan mereka juga cenderung untuk berkonsentrasi

menuju pusat. Dalam Uranus dan Neptunus kurang didominasi oleh

hidrogen dan helium, pada bagian pusat banyak tekonsentrasi dengan

bahan es dan berbatu. Seluruh inteorior yang mendominasi empat planet

raksasa ini beruba carian.

Apakah semua bagian tata surya di dominasi oleh hidrogen dan helium,

dan apakah seluruhnya terdiri atas cairan?

Matahari merupakan cairan yang didominasi oleh hidrogen dan helium

(Bagian 1.2).

Planet Joivan/raksasa, yaitu planet yang sangat besar dan komposisi

penyusunnya mirip Jupiter (terdiri dari sebagian besar es dan gas

hidrogen). Yupiter atau Jupiter adalah planet terdekat kelima dari

matahari setelah merkurius, venus, bumi dan mars. Jupiter adalah planet

terbesar dan terberat dengan diameter14.980 km dan memiliki massa

318 kali massa bumi. Dipermukaan planet ini terdapat bintik merah

raksasa. Atmosfer yupiter mengandunghidrogen (H), helium (He),

metana(CH4) dan amonia (NH3). Seperti planet lain yupiter tersusun

atas unsur besi dan unsur beraat lainnya. Yupiter memiliki cincin yang

sangat tipis berwarna hampir sama dengan atmosfernya dan sedikit

memantulkan cahaya matahari. Cincin yupiter terbentuk atas materi yng

gelap kemerah-merahan. Materi pembentuk bukanlah dari es seperti

saturnus melainkan dari batuan dan pecahan-pecahan debu. Setelah


diteliti cincin yupiter merupakan hasil dari terbentukny satelit yupiter.

Selanjutnya Kita beralih ke Saturnus, Saturnus adalah sebuah planet di

tata surya yang dikenal juga sebagai planet bercincin dan merupakan

planet terbesar kedua yang agak lebih kecil dari Jupiter, tetapi sebaliknya

tidak jaauh berbeda. Pada bagian ini kita kan membahas tentang

keluarga satelit dan planet yang lain yaitu saturnus dan satelit-satelit

lainnya khususnya satelit yang terbesar seperti Titan, icy–rocky yang

memiliki bentuktubuhlebih besar dari Merkurius, Hal yang luar biasa

tentang Titan adalah bahwa ia memiliki atmosfer yang banyak. Titan

memiliki sekitar 10 kali lebih besar dari massa atmosfer bumi. Saturnus

memiliki kerapatan yang rendah karena sebagian besar zat penyusunnya

berupa gas dan cairan. Inti dari saturnus diperkiran terdiri atas batuan

padat dengan atmosfer tersusun atas lebih dari 90% N2 dengan beberapa

persen metana CH4, namun mengandung begitu banyak awan

hidrokarbon dan kabut yang hampir terlihat dari luar permukaan.

Menyadari bahwa mereka adalah cincin melingkari planet itu. Epuh

18 pertunjukan yang masing-masing cincin utama patah/dirusakkan

atas ke dalam banyak ikal kecil, untuk membentuk suatu struktur

tentang kompleksitas elo Yang lain tiga planet raksasa juga mempunyai

sistem cincin, tetapi mereka adalah jauh lebih sedikit substansiil.

Uranus dan Neptunus mempunyai banyak satelit. Yang paling besar

adalah Neptune’S satelit Triton, badan rocky–icy sedikit lebih besar dari

Pluto, dan adalah menjadi satu-satunya satelit selain dari Titan itu

mempunyai suatu atmospir penting, meskipun demikian itu wajar lemah,

dan mengijinkan permukaan Triton yang dingin rena es untuk menjadi

dilihat ( Epuh 21). Antar Neptune’S satelit lain, Nereid mempunyai suatu

sangat besar dan secara luar biasa garis edar eksentrik ( Tabel 1.2). Garis

edar Triton adalah curiga di (dalam) suatu jalan/cara berbeda–

meskipun demikian hampir lingkar itu adalah mundur/memburuk, yang

mana adalah arah kebalikan kepada prograde gerakan orbital dari planet

dan semua satelit besar lain.


Dengan menyadari bahwa planet Saturnus, Uranus, dan Neptunus

adalah planet yang memiliki cincin. pertunjukan yang masing-masing

cincin utamanya dirusakkan dalam banyak bentuk kecil, untuk

membentuk suatu struktur tentang kompleksitas Yang dimiliki oleh tiga

planet raksasa juga mempunyai sistem cincin, tetapi substansiilnya jauh

lebih sedikit.

Di luar Saturnus yang melintasi ke seberang mengenai ruang yang

besar yang memisahkan planet yang satu dari matahari. Kita masuk ke

Uranus, sesuatu yang memiliki hubungan yang menguntungkan

dibanding Saturnus dengan kata lain uranus adalah ayah dari saturnus,

dan dengan kandungan helium dan hidrogen yang tidak terlalu besar

dan didominasi oleh es–batuan. walaupun ukuran nya (bentuk fisik) dan

orbitnya belum diketahui sampai 1781 ketika ditemukan secara

kebetulan oleh Germano-British ahli astronomi William Herschel (

1738–1822) dalam suatu survei yang sistematis menyangkut bintang-

bintang. Ini menjadi planet pertama untuk ditemukan di dalam mitologi

yunani. Terlepas dari sejarahnya mengenai mitolagi yunani pada dahulu

kala dari sekedar pengamatan, oleh karena, berhubungan dengan yang

agung dari bangsa yunani saat itu.

Komposisi satelit dan atmosfer uranus tidak lebih banyak dari pada

Jupiter dan Saturnus (eris 19).

Neptunus,juga seperti Uranus, ditemukan di dalam sejarah yang

sama, tetapi keadaan adalah seluruh berbeda. Sedangkan Uranus

ditemukan secara kebetulan, Neptunus ditemukan sebagai hasil

pengamatan yang dibuat oleh dua ahli astronomi dalam rangka

menjelaskan keberatan teori tentang Uranus dari garis edar. ahli

astronomi Britania Yohanes Meletakkan Adams ( 1819–1892) dan

Perancis ahli astronomi Urbain Jean Joseph Le Verrier ( 1811–1877)

yang dalam perhitungannya suatu planet yang orbitnya berada diluar

uranus, dan pada 1846 Neptunus ditemukan oleh ahli astronomi Jerman

Johann Galle Gottfried ( 1812–1910) menemukan planet sesuai dengan


posisi diramalkan. Neptunus, planet raksasa terakhir, yang sangat

berbeda dari Uranus ( bagian 20), dan juga di dalam tentang

komposisinya.

Uranus dan Neptunus mempunyai banyak satelit. Yang paling

besar antar nya, Neptunus adalah satelit Triton, adalah suatu batuan

beku bentuknya sedikit lebih besar dari Pluto, dan menjadi satu-satunya

satelit selain dari Titan yang mempunyai suatu atmosfer penting,

meskipun titan lemah, dan mengijinkan permukaan Triton yang dingin

karena es untuk;menjadi diamati (eris 21). Neptunus juga memiliki

satelit lain, Nereid mempunyai suatu sangat besar dan secara luar biasa

garis edar eksentrik ( Tabel 1.2). Garis edar Triton adalah mungkin

melewati beberapa satelit kecil dan tersebar jauh-arah rotasi berlawanan

dengan arah revolusinya dan miring terhadap ekuatornya.

3. Pluto dan alamnya

Di sekitar Neptunus ada Pluto, di dalam suatu garis edar di mana

cahaya matahari adalah 1600 kali lebih lemah dari di bumi. Pluto

ditemukan di pada 1930 oleh ahli astronomi Amerika Clyde William

Tombaugh ( 1906–1997) dalam suatu pencarian yang sistematis dalam

suatu komposisi langit yang mengangkang bidang edar dari mengenal

planet. Pluto merupakan suatu dunia kecil ( Gambar 1.4) dan belum

dikunjungi oleh suatu kendaraan angkasa. Sebagai konsekwensi kita

mengetahui sedikit dari sekitar Pluto dan satelit nya Charon. Pluto

adalah suatu dingin karena es dunia, dengan sekitar separuh tentang

volume nya terdiri dari air dibekukan dan unsur dingin karena es lain,

dan sisa terdiri dari batu karang. Charon mungkin mempunyai suatu

komposisi yang serupa. Pluto juga mempunyai dua satelit kecil, Tidak

apa apa dan Hydra, dengan komposisi yang tak dikenal.

Di sekitar pluto ada Ruang tidak kosong, dan kita sudah pasti tidak

datang kepada tepi dari Matahari Sistem. Satu jenis bentuk yang

berlimpah-limpah di sekitar Pluto menjadi bintang berekor.


Itu adalah es-batuan kecil yang bentuknya, sampai efek dari

Matahari, kepala-kepala tidak jelas sangat besar dan jas berekor

menarik ketika garis edar mereka membawa mereka ke dalam Sistem

Matahari yang bagian dalam (bagian 22). Di dalam Sistem Matahari

yang sebelah luar mereka tidak punya jas berekor dan kepala-kepala,

dan tidak disebut bintang berekor di sana. Ada dua populasi utama.

Satu tentang mempunyai bentuk di dalam rotasi garis edar memusatkan

ke arah wahana yang orbit matahari, dan kedudukannya.

Mengorbitkan berkisar antara di sekitar ukuran Pluto’S garis edar (

39.8 AU dari matahari,di atas rata-rata) yang jauh lebih besar. Ini

menjadi Edgeworth–Kuiper sabuk, dan penghuni nya disebut E–K object

( EKOS). Di atas 1000 telah dilihat, yang paling besar sekarang menjadi

Eris, Hubble Ruang Teropong bintang yang digunakan ( HST)

gambaran sudah menunjukkan untuk mempunyai suatu radius tentang

20% lebih besar dari Pluto. Pada sekarang ini ( 2006) 97AU dari

matahari, dan ketika terdekat ke matahari berada jauh 38AU. Itu

diperkirakan bahwa lebih dari 105 EKOS adalah lebih besar dari 100

km ke seberang, dan tiduran garis edar ke luar untuk sekitar 50AU.

Ada lebih EKOS lebih lanjut pergi,dan di sana pasti banyak lagi

yang lain bahwa adalah lebih kecil dibanding 100 km.

Edgeworth–Kuiper sabuk mungkin menghubungkan ke dalam

populasi es-batuan bentuk yang kedua , berturut-turut 1012 - 1013 di

dalam suatu kulit yang berbentuk bola tebal melingkupi Sistem Yang

matahari, memperpanjang dari sekitar 103 sampai105 AU. Ini menjadi

Oort awan ( juga disebut Ö pik–Oort awan). batas Sebelah luar nya

adalah di ekstrimitas dari Sistem Matahari, di mana tengah lewat

bintang dapat menggunakan suatu kekuatan gravitasi yang dapat

diperbandingkan dengan matahari. Oort awan belum diamati secara

langsung, tetapi keberadaan nya adalah inferred dari bintang berekor

yang kita melihat Sistem Matahari yang bagian dalam. Ini adalah suatu

contoh kecil tentang Oort awan dan juga [menyangkut] Edgeworth–


Kuiper sabuk, tetapi di dalam garis edar yang telah sangat berubah.

Tabel 1.4 daftar beberapa kekayaan dari bintang berekor terpilih.

4. Definisi suatu planet

Beberapa dari EKOS, adalah dapat diperbandingkan atau lebih

besar dalam ukuran pada Pluto, telah mengangkat isu apakah ada

beberapa lebih planet di dalam Sistem Yang matahari, atau apakah

besar EKOS, termasuk Pluto, harus tidak dihormati seperti planet.

Pada tiap tiga tahun nya yang akan datang dalam Prague pada

2006, Perserikatan yang mengatasnamakan Astronomi Yang

internasional menghadapi ini mengeluarkan, dan meluluskan resolusi

yang menggambarkan apa yang, ada dalam Sistem matahari,

menentukan apakah salah satu bentuk adalah planet. Kamu mungkin

dikejutkan bahwa sebelumnya tidak ada definisi formal.

Definisi planet adalah bahwa suatu planet adalah dalam

kepunyaan nya mengorbitkan di sekitar matahari dan adalah besar

cukup untuk gaya berat sendiri untuk memperdaya kekuatan material

nya, yang mana, membuat nya berbentuk bola. Tetapi IAU

menambahkan suatu ukuran lebih lanjut , yaitu untuk menjadi planet

adalah suatu bentuk harus sudah bersih material di dalam radius garis

edar nya. Ini adalah suatu konsep buruk. Yang penting titik adalah

Pluto itu, Eris, dan Ceres tidak temukan itu, dan kemudian

untuk;menjadi dihormati seperti orang kerdil planet.

Bagaimanapun, debat bukanlah masalah di atas. Banyak ahli

astronomi adalah tak bahagia dengan IAU resolusi, dan oleh karena itu

definisi dari apa yang adalah suatu kekuatan planet yang baik ditinjau

kembali dimasa dekat mendatang. Sebagai konsekwensi, dalam buku

ini, Pluto akan melanjutkan untuk;menjadi dihormati sebagai planet

dan juga sebagai EKOS besar. Eris, dan besar lain EKOS, tidak akan,

untuk/karena sekarang, berlabel seperti ( orang kerdil) planet, dan

Ceres akan melanjut untuk dihormati seperti asteroid yang paling besar.


5. Bahan kimia Unsur -Unsur di dalam Sistem matahari

Dengan kebanyakan dari massa didalam Sistem matahari di

bawah sinar matahari, dan matahari tersusun hampir seluruhnya

adalah helium dan hidrogen, komposisi kimia dari Sistem Matahari

dikuasai oleh dua unsur. Hidrogen menjadi unsur yang paling ringan.

isotop yang Paling umum ( betul-betul) mempunyai suatu inti terdiri

dari satuan listrik positif tunggal. Kamu melihat di Bagian 1.1.3 bahwa

isotop ini diwakili seperti 1 H.


BAB IIUNSUR TATA SURYA DAN ORBITNYA






A. Unsur- unsur kimia dalam tata suryaMatahari hampir seluruhnya tersusun dari hidrogen dan helium.Sementara dalam sistem tata surya hampir seluruh massanyaterdistribusi sebagai massa matahari. Oleh karena itu komposisikimia dalam tata surya didominasi oleh kedua unsur tersebut. Hidrogen adalah unsur paling ringan . Isotopnya yang palingumum memiliki inti yang terdiri dari proton tunggal . sepertiyang telah dibahas dalam Bagian 1.1.3 bahwa isotop inidirepresentasikan sebagai 1H . Helium adalah unsur teringan berikutnya , dengan inti isotopyang terdiri dari dua proton dan dua neutron untuk isotophelium direpresentasikan sebagai , 4He .Ingat bahwa unsur ditentukan oleh jumlah proton dalam intinya –yang disebut nomor atom - dan bahwa isotop dibedakan olehjumlah neutron yang berbeda . Untuk menunjukkan isotoptertentu jumlah neutron ditambah proton disertakan dengansimbol kimia ( Bagian 1.1.3 ) .Tata Surya berisi semua 92 unsur kimia alami dengan nomor atomdari 1 (hidrogen ) ke 92 ( uranium ) . Kelimpahan relatif darielemen-elemen ini telah ditentukan melalui pengamatan terhadapanalisis spektrum sinar Matahari dan melalui analisis meteoritprimitif (Bagian 3.3.2 ).Planet-planet besar seperti jupitar dan saturnus terletak jauhdari matahari dan sebagian besar terdiri dari unsur hidrogen danhelium. Meskipun planet ini juga mengandung unsur-unsur lainyang lebih besar - yang disebut unsur-unsur berat. Untuk tatasurya secara keseluruhan , Tabel 1. memberikan kelimpahanrelatif dari 15 unsur yang paling melimpah dari unsur-unsurkimia.


Tabel 1. kelimpahan relatif dari 15 unsur yang palingmelimpah dari unsur-unsur kimia dalam tata suryaUnsur kimia Massa atom

relatif(12C=12)

Kelimpahan relatifNomoratom

Nama Simbol Nomoratom massa1 Hydrogen H 1,0080 1 000 000 1 000 0002 Helium He 4,026 97 700 388 0006 Carbon C 12,0111 331 3 9507 Nitrogen N 14,0067 83.2 1 1608 Oxygen O 15,9994 676 10 73010 Neon Ne 20,179 120 2 41011 Sodium Na 22,9898 2.09 4812 Magnesium Mg 24,305 38.0 91713 Aluminium Al 26,9815 3.09 8314 Silicon Si 28,086 36.3 1 01016 Sulphur S 32,06 15.9 50418 Argon Ar 39,948 2.51 10020 Calcium Ca 40,08 2.24 8926 Iron Fe 55,847 31.6 1 75028 Nickel Ni 58,71 1.78 104Unsur helium terbentuk di inti matahari. Inti mataharimerupakan tempat berlangsungnya reaksi fusi yaitu pembentukanunsur-unsur berat dari yang lebih ringan. Disini unsur heliumdibentuk dari empat atom hidrogen. Di daerah-daerah yang suhunyasangat tinggi , sebagian besar atom unsur digabungkan dengan satuatau lebih atom lain, baik dari unsur yang sama , atau unsur lainnya .kecuali dengan helium , neon , argon , kripton , dan xenon , yangbegitu reaktif dan tetap menjadi unsur monoatomik yang disebutgas inert atau gas mulia . Jika elemen dikombinasikan dengan dirinyasendiri , seperti pada H2 , maka diperoleh elemen dalam bentukmolekul , sedangkan jika dikombinasikan dengan unsur-unsur lain ,maka disebut sebagai senyawa kimia .Air H2O merupakan senyawa kimia dari hidrogen yang palingmelimpah di tata surya. Hal ini karena oksigen memiliki kelimpahantinggi . Tapi hidrogen begitu sangat melimpah sehingga setelahpembentukan senyawa hidrogen ada banyak unsur yang tersisa.


Sebagian besar hidrogen tidak digabungkan di luar Matahari danberada di planet raksasa , seperti H2 , atau sebagai cairan hidrogendengan sifat logam. Air adalah penyimpan utama hidrogen disebagian besar planet-planet lainnyaB. Orbit tata surya1. Hukum Kepler tentang gerak planetSetiap planet mengorbit Matahari seperti terlihat padaGambar.1.

Gambar 1. Orbit dari planet-planet akan kelihatan saling tegaklurus terhadap garis orbit bumi.Orbit planet dapat direpresentasikan sebagai lingkarandengan Matahari sebagai pusatnya, dimana semua planetberada dibidang yang sama, dan masing-masing planetbergerak di sekitar orbitnya pada kecepatan konstan, semakinbesar orbit, semakin lambat kecepatan. Lintasan edar dan kala(perioda) revolusi planet dirumuskan dalam tiga aturanempiris yang disebut hukum Kepler tentang gerak planet. Hasilanalisis matematis yang dilakukan Kepler menghasilkansuatu kesimpulan bahwa lintasan orbit Planet adalahberupa elips dan bukan lingkaran. Ini diumumkan oleh








astronom Jerman Johannes Kepler (1571-1630), pertama dankedua tahun 1609, ketiga tahun 1619. Hukum pertama Kepler yang disebut juga hukum elipsyang dipublikasikan pada sekitar tahun 1609,menyatakan bahwa semua Planet bergerak dalamlintasan elips mengitari Matahari dengan Matahariberada di salah satu titik fokus elips. Titik Fokus lainnyaberada di ruang angkasa. Bentuk orbit Planet menuruthukum pertama Kepler ditunjukkan pada Gambar 2.

Gambar 2 . bentuk elips , meskipun jauh lebih eksentrikdaripada orbit planet manapun, ini adalah bentuk orbitkomet 21P Giacobini - ZinnerCiri-ciri penting dari elips pada Gambar 2. adalah : memiliki sumbu utama yang panjang 2a dan sumbuminor panjang 2b - a dan b adalah sumbu semimajordan sumbu semiminor ; ada dua fokus yang terletak pada sumbu utama ,masing-masing ae jarak dari pusat elips , dimana eadalah eksentrisitas elips , perhatikan bahwa fokusberada pada bidang elips , dan e adalah eksentrisitasdimanaNilai eksentrisitas menentukan bentuk elips apakahmakin lonjong atau makin mendekati bentuk lingkaran.Jika e = 0, maka orbit planet akan berupa lingkaran.Eksentrisitas bumi, e bumi = 0,017, hampir mendekatinol, jadi orbit bumi hampir mendekati lingkaran.








Gambar 3 . orbit plutoGambar 3. menunjukkan orbit pluto yang memilki nilai eksentrisitasterbesar, e= 0,254. Perhatikan bahwa bentuknya hampir mendekatilingkaran dimana matahari terletak pada salah satu fokus dan jelasdari pusat elips. Perhatikan juga bahwa sumbu semi major kurangdari jarak maksimum dari Matahari, namun lebih besar dari jarakminimum, dan oleh karena itu disebut sebagai jarak rata-rata.Akibat lintasan orbit planet berbentuk elips, maka selama suatuplanet bergerak mengelilingi matahari menempuh satu putaranpenuh yang disebut satu tahun pleneter, jarak antara planet tersebutdengan Matahari akan selalu berubah-ubah. Pada suatu waktutertentu, setiap planet akan berada pada posisi paling dekatdengan Matahari dibandingkan dengan waktu-waktu lainnya.Titik pada lintasan orbit planet yang menandai posisi palingdekat ke Matahari disebut perihelium (peri = dekat, helios =matahari). Pada waktu tertentu, setiap planet juga akan beradapada posisi paling jauh dari Matahari dibandingkan waktu-waktulainnya. Titik pada lintasan orbit Planet yang menandai posisipaling jauh ke Matahari disebut aphelium (ap= jauh, helios =Matahari). Bumi berada di perihelium kira-kira pada tanggal 3Januari, dan berada di aphelium kira-kira pada tanggal 4 Juli setiaptahun. Di perihelium, jarak antara Bumi dan Matahari adalahsekitar 91,5 juta mil (147 juta km) dan di aphelium jarak Bumidan Matahari adalah sekitar 94,5 juta mil (152 juta km). Dengandemikian jarak rata-rata Bumi dari Matahari dalam keseluruhanorbitnya adalah sekitar 93,0 juta mil (150 juta km) atau setaradengan 1 SA (satuan astronomi).A S T R O F I S I K A 39

Gambar 3 . orbit plutoGambar 3. menunjukkan orbit pluto yang memilki nilai eksentrisitasterbesar, e= 0,254. Perhatikan bahwa bentuknya hampir mendekatilingkaran dimana matahari terletak pada salah satu fokus dan jelasdari pusat elips. Perhatikan juga bahwa sumbu semi major kurangdari jarak maksimum dari Matahari, namun lebih besar dari jarakminimum, dan oleh karena itu disebut sebagai jarak rata-rata.Akibat lintasan orbit planet berbentuk elips, maka selama suatuplanet bergerak mengelilingi matahari menempuh satu putaranpenuh yang disebut satu tahun pleneter, jarak antara planet tersebutdengan Matahari akan selalu berubah-ubah. Pada suatu waktutertentu, setiap planet akan berada pada posisi paling dekatdengan Matahari dibandingkan dengan waktu-waktu lainnya.Titik pada lintasan orbit planet yang menandai posisi palingdekat ke Matahari disebut perihelium (peri = dekat, helios =matahari). Pada waktu tertentu, setiap planet juga akan beradapada posisi paling jauh dari Matahari dibandingkan waktu-waktulainnya. Titik pada lintasan orbit Planet yang menandai posisipaling jauh ke Matahari disebut aphelium (ap= jauh, helios =Matahari). Bumi berada di perihelium kira-kira pada tanggal 3Januari, dan berada di aphelium kira-kira pada tanggal 4 Juli setiaptahun. Di perihelium, jarak antara Bumi dan Matahari adalahsekitar 91,5 juta mil (147 juta km) dan di aphelium jarak Bumidan Matahari adalah sekitar 94,5 juta mil (152 juta km). Dengandemikian jarak rata-rata Bumi dari Matahari dalam keseluruhanorbitnya adalah sekitar 93,0 juta mil (150 juta km) atau setaradengan 1 SA (satuan astronomi).A S T R O F I S I K A 39

Gambar 3 . orbit plutoGambar 3. menunjukkan orbit pluto yang memilki nilai eksentrisitasterbesar, e= 0,254. Perhatikan bahwa bentuknya hampir mendekatilingkaran dimana matahari terletak pada salah satu fokus dan jelasdari pusat elips. Perhatikan juga bahwa sumbu semi major kurangdari jarak maksimum dari Matahari, namun lebih besar dari jarakminimum, dan oleh karena itu disebut sebagai jarak rata-rata.Akibat lintasan orbit planet berbentuk elips, maka selama suatuplanet bergerak mengelilingi matahari menempuh satu putaranpenuh yang disebut satu tahun pleneter, jarak antara planet tersebutdengan Matahari akan selalu berubah-ubah. Pada suatu waktutertentu, setiap planet akan berada pada posisi paling dekatdengan Matahari dibandingkan dengan waktu-waktu lainnya.Titik pada lintasan orbit planet yang menandai posisi palingdekat ke Matahari disebut perihelium (peri = dekat, helios =matahari). Pada waktu tertentu, setiap planet juga akan beradapada posisi paling jauh dari Matahari dibandingkan waktu-waktulainnya. Titik pada lintasan orbit Planet yang menandai posisipaling jauh ke Matahari disebut aphelium (ap= jauh, helios =Matahari). Bumi berada di perihelium kira-kira pada tanggal 3Januari, dan berada di aphelium kira-kira pada tanggal 4 Juli setiaptahun. Di perihelium, jarak antara Bumi dan Matahari adalahsekitar 91,5 juta mil (147 juta km) dan di aphelium jarak Bumidan Matahari adalah sekitar 94,5 juta mil (152 juta km). Dengandemikian jarak rata-rata Bumi dari Matahari dalam keseluruhanorbitnya adalah sekitar 93,0 juta mil (150 juta km) atau setaradengan 1 SA (satuan astronomi).


Seluruh Planet bergerak mengitari Matahari (berevolusi) dalamarah yang sama, yaitu berlawanan arah dengan arah putar jarumjam . Demikian juga dengan arah revolusi bulan mengelilingibumi. Seluruh Planet selain berevolusi mengelilingi matahari, jugaberputar mengitari portosnya (sumbu putarnya) masing-masing(berotasi).Salah satu bukti bahwa planet Bumi berotasi adalah terjadinya siangdan malam di permukaan Bumi. Arah rotasi planet-planet juga dalam arah berlawanan dengan arahputar jarum jam, kecuali untuk planet Venus danUranus. Para astronom menetapkan arah putarberlawanan dengan arah putar jarum jam sebagaigerak langsung (direct), sedangkan arah putar searahdengan arah putaran jarum jam disebut gerak balik(retroge). Bulan mengitari Bumi juga dengan geraklangsung. Selain itu semua orbit planet kecualiMerkurius terletak dalam bidang yang hampir sama.Bidang orbit Bumi disebut Ekliptika. Hukum kedua kepller yang disebut juga sebagai hukumkesamaan luas yang dipublikasikan pada tahun 1609,menyatakan bahwa luas (S) yang disapu oleh garispenghubung antara planet dan Matahari dalam selangwaktu (t) yang sama adalah sama (S1 = S2 = S3),seperti ditunjukkan pada Gambar 4.

Gambar 4. Hukum Kepler ke 2 yang menggambarkankecepatan planet di sekitar Matahari, S1 = S2 = S3

Johannes Kepler padatahun 1600-an adalahorang pertama yangmembahas bentuk orbitplanet. Kepler jugamerumuskanserangkaian hukumuntuk menjelaskanbentuk dan karakteristikorbit planet.










Hukum ini secara tidak langsung menyatakan bahwakecepatan orbit suatu Planet mengitari matahari tidaklah konstan(uniform) melainkan berubah-ubah. Planet akan bergerak lebihcepat dalam orbitnya ketika berada pada daerah yang dekat denganmatahari, dan akan bergerak lebih lambat dalam orbitnya ketikaberada pada daerah yang jauh dari matahari. Kecepatan orbitPlanet berbanding terbalik dengan jaraknya terhadap matahari.Dalam notasi matematis , hukum ini dapat dirumuskan sebagai :dengan C adalah konstanta. Persamaan ini dapat dibaca lajuperubahan luas yang disapu garis penghubung planet-Matahariterhadap waktu adalah tetap, S1= S2= S3Hukum kesamaan luas ini terbentuk sebagai konsekuensi dariadanya kekekalan momentum sudut dari planet-planet ketikaberputar mengelilingi Matahari. Momentum sudut (L) merupakansuatu besaran fisika terkait gerak rotasi yang didefinisikan sebagaiperkalian antara momentum linier dengan jarak radial suatu benda(r) dari sumbu putarnya;Dimana momentum linier (p) adalah suatu besaran Fisika yangdidefinisikan sebagai perkalian antara massa (m) dengankecepatan(v);

Jadi, jika momentum sudut suatu planet yang mengitarimatahari adalah kekal, maka planet harus bergerak lebih cepat biladekat dengan matahari, dan bergerak lebih lambat jika berada jauhdari Matahari. Planet-planet yang berputar mengelilingi Mataharimemiliki momentum sudut yang tetap, karena tidak ada gayayang bekerja dalam arah geraknya. Gaya tarik matahari arahnyamembentuk sudut 90o terhadap arah gerak Planet. Sekali Planet

Cdt

dS

L = pr

P = mv


bergerak mengelilingi Matahari, maka planet tersebut akan terusberputar dengan momentum sudut yang konstan, kecuali jikadikenakan gaya yang arahnya dalam arah gerak planet. Sebagaicontoh, satelit buatan seperti satelit Palapa yang diorbitkandalam atmosfir Bumi, akan bergerak mengelilingi Bumi dalamorbit eliptik dengan momentum sudut mula-mula konstan. Akantetapi akibat adanya gaya gesek dari atmosfir bumi yang arahnyaberlawanan dengan arah gerak satelit, maka momentum sudutsatelit lama kelamaan akan terus berkurang seiring berjalannyawaktu. Jadi adanya gaya gesekan udara dapat menyebabkanhukum kekekalan momentum tidak berlaku, tetapi planet-planetbergerak di ruang hampa sehingga gaya gesek dengan udara dapatdiabaikan, sehingga hukum kekekalan momentum sudutnyaterjamin.Waktu yang diperlukan oleh sebuah Planet untuk beredarsatu kali mengitari Matahari disebut periode revolusi. UntukBumi, periode revolusinya didefinisikan sebagai satu tahun.Sedangkan waktu yang diperlukan oleh suatu planet untukberputar satu kali mengitari porosnya disebut periode rotasi. UntukBumi, periode rotasinya didefinisikan sebagai satu hari. Perioderevolusi suatu planet berhubungan erat dengan orbitnya (jari-jariatau diameter orbit). Hubungan antara periode revolusi suatuplanet dengan jaraknya dari matahari, termaktub dalam hukumketiga Kepler. Hukum ketiga Kepler yang disebut juga sebagai hukum harmonikyang dipublikasikan pada tahun 1619, menyatakan bahwaperbandingan kuadrat periode revolusi (T2) terhadap pangkattiga dari jarak rata-rata planet ke Matahari (jari-jari elips = R3)adalah sama untuk semua planet. Secara matematika,pernyataan tersebut dapat dirumuskan seperti berikut :

CR

T

3

2


Disini C adalah suatu konstanta yang memiliki nilaiyang sama untuk semua Planet. Hukum ini secaraeksplisit menyatakan hubungan antara periode revolusisuatu Planet dengan jaraknya terhadap matahari.Makin jauh jarak Planet ke matahari (makin besardiameter orbit Planet), makin lama perioderevolusinya. Planet yang memiliki diameter orbitpaling kecil adalah Merkurius dan yang paling besaradalah Pluto. Sehingga Merkurius memiliki perioderevolusi paling kecil, yaitu sekitar seperempat perioderevolusi Bumi (0,25 tahun Bumi), sedangkan Plutomemiliki periode revolusi paling besar yaitu sekitar248 tahun Bumi.Periode rotasi tidak ada hubungannya dengan jarakPlanet ke Matahari. Periode rotasi Planet Venus yangjaraknya ke Matahari lebih dekat dibanding PlanetBumi, memiliki periode rotasi yang lebih besar dariperiode rotasi Bumi, yaitu sekitar 243 hari Bumi.SedangkanPlanet Jupiter yang jaraknya lebih jauh dariBumi, memiliki periode rotasi yang lebih kecil dariperiode rotasi Bumi, yaitu sekitar setengah hariBumi.Jika Bumi dijadikan sebagai acuan, dimana jarakantara Bumi dan Matahari adalah sekitar 150 x 106km yang disebut sebagai 1 SA, dan periode revolusiBumi adalah 1 tahun, maka konstanta C = 1, danpersamaan hukum ketiga Kepler menjadidisini R adalah jarak rata-rata Planet ke Mataharidalamsatuan SA dan T adalah periode revolusi planet dalamsatuan tahun.Hukum ketiga Kepler memungkinkan kita untukmendapatkan jarak relatif di Tata Surya . Jika kitamengukur periode orbit benda A dan B, maka rasiosumbu semimajor dari orbitnya diperoleh:

PENTING

Meskipun keplerpertama kalimengeluarkanhukum-hukumnyauntuk menjelaskangerakan planet-planet, hukumtersebut berlakuumum juga untukmenggambarkanpergerakan satelit.

atauR

T,1

3

2

32 RT


Jika salah satu dari dua benda memiliki a dalam AU , maka kita dapatmengekspresikan sumbu semimajor lainnya dalam satuan astronomi. Hal ini dapat diulang untuk semua orbit . Selain itu, dari bentuk danorientasi orbit , kita dapat menetukan skala Tata Surya , dan padasetiap saat kita dapat menunjukkan di mana letak berbagai planet .Pada setiap saat kita dapat menyatakan dalam satuan astronomijarak antara dua benda . Jika pada saat yang sama kita bisa mengukurjarak antara dua benda dalam meter , kita kemudian dapatmemperoleh nilaiunit astronomi dalam meter.Saat ini, unit astronomi yang terbaik diukur dengan menggunakanrefleksi radar . Pulsa radar bergerak dengan kecepatan cahaya c ,yang dikenal sangat akurat ( Tabel 2 ).Tabel 2. Beberapa konstanta pentingNama Simbol NilaiKecepatan cahaya(dalam vakum)

c 2,997 924 58×108 ms−1Konstanta gravitasi G 6,672×10−11 Nm2kg−2Konstanta Boltzman k 1,380 65×10−23JK−1Konstanta Planck h 6,626 07×10−34JsKonstanta stefan σ 5,6704×10−8Wm−2K−4Astronomikal unit AU 1,495 978 706 9×1011mTahun cahaya ly 9,460 536×1015 mPi π 3.141 59Interval waktu juga dapat diukur sangat akurat , jadi jika kitamengukur interval waktu ∆t antara pengiriman pulsa radar dariBumi ke planet dan menerima gaungnya , maka jarak dari Bumi keplanet ini c∆t/2. Pengukuran akurat dari jarak di Tata Surya telahmengungkapkan bahwa sumbu semimajor dari orbit bumi tundukpada variasi yang sangat sedikit . Sebagai konsekuensinya AUsekarang didefinisikan sama dengan 1.495 978 706 9 × 108 km .Sumbu

3/2

B

A

B

A

T

T

a

a


semimajor bumi saat ini ( 2006) 0.999 985 AU .2. Unsur-unsur orbitalNilai a dan e adalah dua dari lima nilai - dari lima komponenorbital - yang diperlukan untuk menentukan orbit elips benda . Pbiasanya tidak berada diantara tiga elemen lainnya. Mengapa P ( normal ) berlebihan ?Periode orbital berlebihan karena biasanya dapat diperolehdengan akurasi yang memadai dari hukum ketiga Kepler. Untukmengetahui tiga unsur orbital lainnya diilustrasikan padaGambar 5 , yang menunjukkan bidang orbit bumi ditambah orbitbenda lain . Perhatikan bahwa , agar lebih jelas , orbit Bumi tidakditampilkan , meskipun arah gerakan orbital bumi diindikasikanoleh panah . Bidang orbit bumi bertindak sebagai bidang acuanuntuk semua orbit lain dan , seperti disebutkan sebelumnya ,disebut bidang ekliptika .

Gambar 5 . Tiga element orbital, Digunakan untukmenentukan orientasi orbit elips dengan terhadap bidangekliptika.Posisi Bumi dalam orbitnya pada saat tertentu dalam setiaptahunnya menjadi sumber arah.Arah yang dipilih adalah bahwa dariBumi ke Matahari saat Bumi berada pada musim semi ( Maret )dimana waktu siang dan malam sama lamanya . Titik arah menujuposisi bintang-bintang disebut titik pertama Aries . Arah ( danlokasi ) memiliki simbol ϒ.








Untukbenda lainnya pada Gambar 5, bidang orbitnya memotongbidang ekliptika dan membentuk garis. Pada baris ini matahariterletak di titik S– matahari harus terletak antaradua bidang orbital(hukum pertama Kepler). Titik lain pada baris ditandai N, dan iniadalah titik di mana benda melintasi bidang ekliptika dari sisiselatan ke utara, sisi utara dan selatan menunjuk ke bidang ekliptikadimana kutub utara dan kutub selatan bumi berada. N disebut nilaibujur simpul naik dari orbit benda. Sudut Ω diukur dalam arahgerakan bumi, dari ϒ menuju garis SN. Ini adalah elemen orbital yangdisebut bujur simpul.Bisa berjarak 00 sampai 3600. Bidang orbitplanet membentuk sudut i terhadap bidang ekliptika, dan ini adalahelemen yang disebut kecenderungan orbit. Hal ini dapat bervariasidari 00 sampai 1800 nilai di atas 900 sesuai untuk menurunkangerakan orbital. Apa itu inklinasi orbit Bumi, dan mengapa konsep bujurdapat diterapkan simpul naik?Orbit Bumi terletak pada bidang ekliptika. Dengan bidangekliptika sebagai bidang penunjuk, sehingga inklinasi orbit bumiadalah nol. Simpul naik adalah salah satu dari dua titik di mana orbitmelintasi bidang ekliptika. Orbit Bumi ada dalam bidang ini sehinggasimpul naik tidak terdefinisi.Lima elemen yang terakhir diperlukan untuk menentukan orbitelips benda adalah sudut ,diukur dari SN ke garis Sp, di mana p(Gambar 5) adalah posisi perihelion dari benda. Sudut diukur dalamarah gerakan benda, dan dapat bervariasi 00 sampai 3600. Ini disebutperihelion. Namun, agak lebih umum untuk memberikan elemenkelima sudut (Ω+ω). Ini disebut bujur perihelion.Itu adalah sudutyang janggal, jumlah dari dua sudut tidak berada pada bidang yangsama.Untuk menentukan dengan tepat di mana benda berada dalamorbitnya pada waktu tertentu kita perlu tahu kapan dia berada padatitik tertentu pada saat sebelumnya. Sebagai contoh, kita bisamenentukan satu kali ketika benda berada di perihelion. Jenisspesifikasi ini adalah elemen orbital keenam.


3. Asteroid dan Hukum Titius-BodeHampir semua asteroid berada dalam sabuk antara Mars danJupiter, meskipun inklinsi orbital dan eksentrisitas mereka yanglebih beragam daripada planet (Tabel 1.3), asteroid berada dalamsabuk asteroid, secara umum, memiliki bagian dalam perputaranpusaran gerak prograde dekat bidang ekliptika.Jika kita membandingkan sumbu semi-mayor dari planet, dantermasuk asteroid, maka akan muncul suatu keanehan. Salah satucara untuk melakukan perbandingan ini ditunjukkan pada Gambar 6.

Gambar 6 . sumbu semimayor dari planet berdasarkan urutanplanet-planet dari matahari: 1= merkurius,2= venus, dst..,sampai 10= pluto. Garis vertikal ke-5 adalah sabuk asteroid.Planet-planet diberi nomor dalam urutan dari Matahari:Mercury diberi nomor 1, Venus 2, Bumi 3, Mars 4, asteroid 5,Jupiter 6, dan seterusnya. Sumbu semi-mayor dari orbitalurnya berlawanan terhadap nomor planet. Untuk asteroidtitik menunjukkan Ceres dan garis mewakili rentang sumbusemi-mayor dari sabuk utama, konsentrasi di sabuk asteroidyang lebih besar. Yang aneh adalah skala logaritmik padasumbu "vertikal", data pada Gambar 6 letaknya dekat dengangaris lurus. Ini berarti bahwa sumbu semi-mayor bertambahdengan faktor yang sama setiap kali kita bergerak dari satuplanet ke planet lain. Ini adalah salah satu dari banyak cara








untuk menunjukkan aturan Titius - Bode, dinamai berdasarkannama astronom Jerman Johann Daniel Titius (1729-1796),yang telah membuat hukum ini tahun 1766, dan Johann BodeElert (1747-1826), yang menerbitkannya pada tahun 1772.Teori pembentukan tata surya (Bab 2) dapat menyebabkanpeningkatan jarak dari orbit planet menjauhi Matahari,sehingga hukum Titius - Bode menunjukkan keistimewaandari teori itu. Hukum Titius-Bode ini merupakan Suatu metodesederhana yang dapat memudahkan dalam mengingat ataumenentukan jarak rata-rata antara sebuah planet denganMatahari dalam satuan astronimis. Satuan astronomi adalahjarak rata-rata bumi matahari yaitu sebesar 150 juta km.Planet-planet yang mengorbit matahari terpisah pada jarakyang jauh satu sama lain. Menurut hukum ini, rumus jarakplanet dari matahari adalah:D adalah jarak planet dari matahari. Harga n bergerak dari ∞untuk Merkurius, 0 untuk venus dan bertambah dengan 1untuk planet-planet berikutnya.4. Teori orbitalHukum Kepler adalah aturan praktis yang menggambarkandengan sangat baik gerakan planet mengelilingi Matahari. Salahsatu dari sekian banyak prestasi ilmuwan Inggris Isaac Newton(1642-1727) , juga mampu menjelaskan aturan dua teoriuniversal yang telah dikembangkan Salah satu Teori dirumuskandalam hukum-hukum Newton tentang gerak, dan yang lainnyahukum gravitasi Newton.Hukum pertama Newton tentang gerak “Sebuah benda tetap

diam atau bergerak pada kecepatan konstan dalam garis lurus kecualiditindaklanjuti oleh kekuatan yang tidak seimbang . (Dengan kata lain,kekuatan tidak seimbang menyebabkan percepatan , yaitu baikpergeseran atau perubahan arah,atauperubahan kecepatan dan arah )Hukum kedua Newton tentang gerak “ Jika besarnya gaya tidak

D = 0,4 + 0,3x2nSabuk asteroid


seimbang ( ukuran) F bekerja pada sebuah benda bermassa m , makabesarnya percepatan benda diberikan oleh :

dan arah percepatan berada dalam arah gaya yang tidakseimbang .Hukum ketiga Newton tentang gerak “Jika benda Amemberikan gaya yang besarnya F pada benda B , maka benda Bmemberikan gaya yang besarnya sama pada tubuh A , tetapi dalamarah yang berlawanan” .Hukum gravitasi Newton Jika dua titik massa M dan m dipisahkanoleh jarak r, maka terdapat gaya tarik gravitasi antara merekadengan besarnya diberikan oleh

di mana G adalah konstanta gravitasi yang universal ( nilainyadiberikan dalam Tabel 2 ) .Sebuah titik massa memiliki batas spasial yang diabaikansehubungan dengan r . Untuk benda yang terbatas gaya gravitasitotal adalah jumlah dari gaya gravitasi antara semua titik dalam satubenda dan semua titik lainnya .Untuk menghitung hukum Kepler dari hukum Newton harusmemenuhi tiga kondisi :1) Satu-satunya gaya yang bekerja pada benda adalah gayagravitasi matahari .2) Matahari dan benda adalah bola simetris . Ini berarti bahwakerapatan mereka hanya bervariasi dengan radius dari pusatke permukaan ( bulat) . Dalam hal ini , mereka berinteraksisecara gravitasi sebagai titik massa dengan semua massa setiapbenda terkonsentrasi di pusatnya.

=

=


3) Massa benda yang mengorbit sangat kecil (diabaikan)dibandingkan dengan dengan massa Matahari.Perhitungan rinci hukum Kepler dari hukum Newton dapatditemukan dalam buku-buku tentang mekanika langit , dan tidakakan terulang di sini , tapi kita bisa menunjukkan beberapahubungan antara dua hukum tersebut .

Gambar 7. Benda A dalam orbitnya mengelilingi matahari

Hukum pertama dan Hukum kedua KeplerBerdasarkan Hukum pertama dan kedua dan perhatikanbenda A dalam orbit elips seperti pada Gambar 7 . Hukum gravitasiNewton mengatakan bahwa Matahari menarik A. Jadi, dari hukumkedua tentang gerak , A dipercepat menuju matahari, kecepatanmeningkat seiring jarak nya ke matahari yang semakin berkurang(dekat) . Karena memiliki komponen gerak selain ke Matahari, bendaA tidak jatuh langsung ke arah matahari . Oleh karena itu tidakmengenai matahari tetapi bergerak melalui perihelion (p )padakecepatan maksimumnya. Benda A kemudian diperlambat olehgravitasi Matahari seperti saat menjauhi matahari, dan memilikikecepatan minimum saat melewati aphelion (a) . Rincian matematikamenampilkan bahwa dibawah tiga istilah bentuk yang tepat dariorbit adalah elips dengan matahari berada di fokus ( hukum pertamaKepler ) dan bahwa Peningkatan kecepatan dan menurunnya jarakmatahari memberikan wilayah hukum yang sama ( hukum keduaKepler).A S T R O F I S I K A 50



Hukum pertama dan Hukum kedua KeplerBerdasarkan Hukum pertama dan kedua dan perhatikanbenda A dalam orbit elips seperti pada Gambar 7 . Hukum gravitasiNewton mengatakan bahwa Matahari menarik A. Jadi, dari hukumkedua tentang gerak , A dipercepat menuju matahari, kecepatanmeningkat seiring jarak nya ke matahari yang semakin berkurang(dekat) . Karena memiliki komponen gerak selain ke Matahari, bendaA tidak jatuh langsung ke arah matahari . Oleh karena itu tidakmengenai matahari tetapi bergerak melalui perihelion (p )padakecepatan maksimumnya. Benda A kemudian diperlambat olehgravitasi Matahari seperti saat menjauhi matahari, dan memilikikecepatan minimum saat melewati aphelion (a) . Rincian matematikamenampilkan bahwa dibawah tiga istilah bentuk yang tepat dariorbit adalah elips dengan matahari berada di fokus ( hukum pertamaKepler ) dan bahwa Peningkatan kecepatan dan menurunnya jarakmatahari memberikan wilayah hukum yang sama ( hukum keduaKepler).A S T R O F I S I K A 50



Hukum pertama dan Hukum kedua KeplerBerdasarkan Hukum pertama dan kedua dan perhatikanbenda A dalam orbit elips seperti pada Gambar 7 . Hukum gravitasiNewton mengatakan bahwa Matahari menarik A. Jadi, dari hukumkedua tentang gerak , A dipercepat menuju matahari, kecepatanmeningkat seiring jarak nya ke matahari yang semakin berkurang(dekat) . Karena memiliki komponen gerak selain ke Matahari, bendaA tidak jatuh langsung ke arah matahari . Oleh karena itu tidakmengenai matahari tetapi bergerak melalui perihelion (p )padakecepatan maksimumnya. Benda A kemudian diperlambat olehgravitasi Matahari seperti saat menjauhi matahari, dan memilikikecepatan minimum saat melewati aphelion (a) . Rincian matematikamenampilkan bahwa dibawah tiga istilah bentuk yang tepat dariorbit adalah elips dengan matahari berada di fokus ( hukum pertamaKepler ) dan bahwa Peningkatan kecepatan dan menurunnya jarakmatahari memberikan wilayah hukum yang sama ( hukum keduaKepler).


Jika sekarang benda dalam orbit melingkar 2 pada Gambar 7 .Perihelion ini memiliki jarak yang sama seperti orbit 1, tetapisekarang benda ini bergerak lebih lambat pada p daripada saat diorbit 2 , sehingga menjauhi Matahari. Gerakanya akan selaludipercepat saat menuju matahari dan akan melengkung terhadapmatahari. Tetapi keseluruhan gerakanya bertujuan menjaga agartetap berada pada jarak yang sama dari matahari. Akibatnyakecepatannya dalam orbit adalah konstan, dan percepatannya samadengan seluruh perubahan arahnya. Jika benda tidak memilikigerakan ke samping maka dia akan dipercepat langsung keMatahari.Orbit parabola dan hiperbolikBenda dengan kecepatan pada jarak perihelion dari p lebih besardaripada benda dalam orbit 1 pada Gambar 7 .❐ Apa yang terjadi pada orbit jika kecepatan p hanya Sedikit lebihbesar?Dalam hal ini akan naik sedikit lebih jauh di aphelion - sumbusemimajor akan menjadi lebih besar . Jika kecepatan meningkatmelampaui prediksi hukum Newton maka akan dicapai nilai dimanabenda bergerak naik menjauhi matahari dan tidak pernah kembali .Jalur ini bertemu dengan orbit 3 pada Gambar 7 . Ini adalah orbitparabola . Ini bukan kurva tertutup - dua garis menjadi paralel takterhingga . Orbit dengankecepatan perihelion yang lebih besarterbuka , dan salah satu contoh adalah orbit 4. Ini adalah orbithiperbolik. Selanjutnya, dua lengan hiperbolamenjadi bersinggungandengan garis lurus yang berbeda , kecepatan perihelion yang lebihbesar, sudut yang lebih besar antara garis-garis . Orbit parabola danhiperbolik disebut orbit tak tertutup , sedangkan setiap orbit elipsadalah orbit tertutup .Adakah benda dalam tata surya yang orbitnya terbuka ? Ya ada .Eksentrisitas orbit dari dua komet yang terdaftar tidak bisadibedakan dari 1 , nilai itu sesuai dengan orbit parabola . Duadiantaranya terdaftar dalam orbit hiperbolik. Jika sebuah komet


berada dalam orbit yang tak terbatas apabila dimodifikasi dengantepat maka akan menjadi terbatas, misalnya apabila bertabrakandengan planet , komet akan meninggalkan sistem Tata Surya . Juga,kalau orbitnya telah menyimpang terhadap jalur di dalamnya diapasti berasal dari luar tata surya. Komet adalah topik utama dalamBab 3 .Hukum ketiga KeplerUntuk Hukum ketiga Kepler P = ka3/2 kita harusmempertimbangkan orbit benda dalam sumbu semi- mayor yangberbeda . Sebelumnya Anda telah melihat bahwa a3/ 2 bergantungpada hasil gabungan dari peningkatan jarak sekitar orbit yang lebihbesar , dan kecepatan orbital yang lebih rendah . Kecepatan yanglebih rendah ini disebabkan oleh penurunan jaral gaya gravitasi (hukum gravitasi Newton ) dan penurunan nilai percepatan, hukumNewton memberikan

di mana M adalah massa Matahari dan m adalah massa bendalainnya.❐ Apa kondisi lainnya yang diperlukan ?Untuk mendapatkan hukum ketiga Kepler harus konstanuntuk tata surya . Dengan m adalah sifat benda non-matahari, kondisiini terpenuhi jika m diabaikan dibandingkan dengan massaMatahari. Ini adalah kondisi ( 3 ) di atas . Jupiter di tata suryamerupakan planet yang paling besar , tapi hanya 0,1 % dari massaMatahari. Oleh karena itu , kondisi ( 3 ) diisi dengan pendekatan yangbaik , dan hukum ketiga Kepler yang memuaskan dijelaskan olehhukum Newton.


5. Kesalahan orbitalKondisi (1) - (3) pada teori orbital terpenuhi sebagian dalamtata surya, dan dengan demikian, timbul komplikasi sebagai berikut.Massa benda yang mengorbit tidak dapat diabaikan sehubungandengan massa MatahariMisalkan sebuah planet dan Matahari, seperti yangditunjukkan pada Gambar 8. (a). Anda dapat melihat bahwa setiaptitik orbit terletak diantara garis. Titik ini disebut pusat massa darisistem termasuk Matahari dan planet. Untuk setiap sistem pusatmassa, massa adalah titik yang dipercepat dibawah kerja gayaeksternal ke sistem seolah-olah semua massa dalam sistemterkonsentrasi pada titik itu. Jadi, jika gaya eksternal dapatdiabaikan, pusat massa tidak dipercepat. Namun baik Matahari danplanet dipercepat sepanjang waktu karena gerakan orbital relatifterhadap pusat massa. Pada Gambar 8. (b) dari planet dalam orbitnyadiwakili oleh Matahari. Orbit ini lebih besar dua kali daripada diGambar 8. (a), tetapi tiga orbit memiliki eksentrisitas dan periodeorbit yang sama. Dua hukum pertama Kepler berlaku untuk orbitplanet relatif terhadap matahari, seperti yang ditunjukkan padaGambar 8. (b), dan tidak akan berlaku bila massa planettidakdiabaikan.Selama dua benda berbentuk bola simetris, sepertiMatahari dan planet pada Gambar 8, pusat massa berada pada posisisedemikian rupa sehingga

Dimana r dan rp adalah jarak simultan Matahari dan planet daripusat massa pada setiap titik di dalam orbit dan mp dan M adalahmassa. Meskipun kita tidak akan membuktikan persamaan ini,memiliki fitur yang wajar. Sebagai contoh, semakin besar nilai ,semakin jauh pusat massa dari pusat Matahari. Pada Gambar 8.

=

= ,


sesuai untuk planet yang jauh lebih besar daripada planetlainnya di tata surya.

Gambar 8 . sebuah planet mengelilingi matahari dalam orbitnya(a) bergerak relatif terhadap pusat massa. (b) gerak planetrelatif terhadap matahari.

Dimana pusat massa jika massa planet dapat diabaikandibandingkan Massa matahari?Dia berada di tengah-tengah matahari. Jupiter, planet palingbesar, memiliki massa 0,0955% dari massa Matahari. Jupiterberada dalam orbit melingkar dengan sumbu semi-mayor 7,78 ×108 km,kita dapat menghitung bahwa pusat massa dari sistemJupiter – matahari adalah 740.000 km dari pusat Matahari. Jadi,jika Jupiter adalah satu-satunya planet di pusat tata suryaMatahari akan bergerak pada orbit yang hampir melingkardengan jari-jari 740,000 mil - tidak lebih dari jari-jari matahari.Efek dari planet lain yang membuat gerakan Matahari menjadisulit, penyimpangan pusat Matahari terbatas dalam radiussekitar1,5×106km.A S T R O F I S I K A 54



Dimana pusat massa jika massa planet dapat diabaikandibandingkan Massa matahari?Dia berada di tengah-tengah matahari. Jupiter, planet palingbesar, memiliki massa 0,0955% dari massa Matahari. Jupiterberada dalam orbit melingkar dengan sumbu semi-mayor 7,78 ×108 km,kita dapat menghitung bahwa pusat massa dari sistemJupiter – matahari adalah 740.000 km dari pusat Matahari. Jadi,jika Jupiter adalah satu-satunya planet di pusat tata suryaMatahari akan bergerak pada orbit yang hampir melingkardengan jari-jari 740,000 mil - tidak lebih dari jari-jari matahari.Efek dari planet lain yang membuat gerakan Matahari menjadisulit, penyimpangan pusat Matahari terbatas dalam radiussekitar1,5×106km.A S T R O F I S I K A 54



Dimana pusat massa jika massa planet dapat diabaikandibandingkan Massa matahari?Dia berada di tengah-tengah matahari. Jupiter, planet palingbesar, memiliki massa 0,0955% dari massa Matahari. Jupiterberada dalam orbit melingkar dengan sumbu semi-mayor 7,78 ×108 km,kita dapat menghitung bahwa pusat massa dari sistemJupiter – matahari adalah 740.000 km dari pusat Matahari. Jadi,jika Jupiter adalah satu-satunya planet di pusat tata suryaMatahari akan bergerak pada orbit yang hampir melingkardengan jari-jari 740,000 mil - tidak lebih dari jari-jari matahari.Efek dari planet lain yang membuat gerakan Matahari menjadisulit, penyimpangan pusat Matahari terbatas dalam radiussekitar1,5×106km.


Matahari dan planet tidak simetris bolaMeskipun matahari dan planet-planet bentuknya mendekatisimetri bola, tetapi mereka tidak sesempurna demikian. Salah satupenyebab adalah rotasi benda. Tidak ada benda yang kaku danmenyebabkan rotasi menonjol ke khatulistiwa seperti padaGambar 9 (a) untuk memberikan bentuk seperti jeruk. Distorsirotasi Saturnus jelas dalam piring 16. Penyebab lain dari simetribola adalah gaya gravitasi yang bervariasi dalam amplitudo dan /atau arah penyilangan benda. Berdasarkan Hukum gravitasiNewton, kita dapat melihat bahwa bagian-bagian planet yanglebih dekat dengan Matahari mengalami gaya gravitasi sedikitlebih besar daripada planet yang lebih jauh dari matahari, danbegitu juga planet yang terjangkau. Sebuah distorsi tambahanyang dihasilkan dari perubahan arah Matahari dalam bendategak lurus terhadap garis matahari. Pada Gambar 9.(b) - bentukseperti bola rugby, atau sepak bola Amerika. Gaya diferensial(meregangkan dan menekan) disebut gaya pasang surut, dandistorsi disebut pasang. Matahari menghasilkan pasang di tubuhbumi, dan lebih besar pasang di lautan. Bulan juga menghasilkangelombang pasang Bumi dan sebenarnya menimbulkan pasangsurut lebih besar daripada yang matahari lakukan, meskipunbulan memiliki massa yang jauh lebih kecil. Ini terjadi karenajarak kita jauh lebih dekat dengan bulan dibandingkan denganmatahari yang mana gaya diferensial yang diberikannya ke Bumilebih besar dari gaya diferensial yang diberikan oleh matahari :gaya gravitasi Matahari hampir seragam di seluruh bumi,sedangkan bulan tidak demikian.Pentingnya jalan dari simetribola, disebabkan, karena memungkinkan benda untukmengerahkan torsi pada benda lain. Sebagai contoh, pada Gambar9. planet (b) dalam arah P sedikit lebih dekat ke ujung kiridaripada planet yang menyimpang dari ujung kanan. Oleh karenaitu gaya gravitasi secara keseluruhan lebih besar dari kiri kekanan, dan terdapat sebuah torsi. Hal ini dapat menunjukkanbahwa perubahan orbital yang dihasilkan berasal dari pasangantorsi .


Gambar 9 . penyebab dari kesimetrian bola sebuah planet (a)rotasi dan (b) gaya pasang surut dari matahari.Ada gaya tambahan pada benda dalam gaya gravitasi Matahari

Daftar gaya gravitasi pada planet lain selain gaya gravitasiMatahari.Ini adalah gaya gravitasi yang diberikan oleh planet-planetlain. Planet memiliki massa jauh lebih kecil dari Matahari , dan relatifmudah dipisahkan. Oleh karena itu, dari hukum gravitasi Newton,jelas bahwa tarikan gravitasi gabungan dari planet lain adalah kecil ,hanya memberikan sedikit efek pada orbit planet . Sebaliknya, kometbisa mendekati planet sampai cukup dekat , dalam hal ini , orbitkomet akan sangat berubah . Satelit planet juga memiliki efek(dengan pusat massa dari sistem planet ) satelit yang mengikuti orbitelips mengelilingi matahari sesuai dengan hukum Kepler . Planet dansetiap satelit akan mengikuti jalan sedikit bergelombang.Dan gaya gravitasi lain yaitu gaya non - gravitasi . Sebagaicontoh, ketika komet mendekati Matahari , materi beku menguapA S T R O F I S I K A 56


Daftar gaya gravitasi pada planet lain selain gaya gravitasiMatahari.Ini adalah gaya gravitasi yang diberikan oleh planet-planetlain. Planet memiliki massa jauh lebih kecil dari Matahari , dan relatifmudah dipisahkan. Oleh karena itu, dari hukum gravitasi Newton,jelas bahwa tarikan gravitasi gabungan dari planet lain adalah kecil ,hanya memberikan sedikit efek pada orbit planet . Sebaliknya, kometbisa mendekati planet sampai cukup dekat , dalam hal ini , orbitkomet akan sangat berubah . Satelit planet juga memiliki efek(dengan pusat massa dari sistem planet ) satelit yang mengikuti orbitelips mengelilingi matahari sesuai dengan hukum Kepler . Planet dansetiap satelit akan mengikuti jalan sedikit bergelombang.Dan gaya gravitasi lain yaitu gaya non - gravitasi . Sebagaicontoh, ketika komet mendekati Matahari , materi beku menguapA S T R O F I S I K A 56


Daftar gaya gravitasi pada planet lain selain gaya gravitasiMatahari.Ini adalah gaya gravitasi yang diberikan oleh planet-planetlain. Planet memiliki massa jauh lebih kecil dari Matahari , dan relatifmudah dipisahkan. Oleh karena itu, dari hukum gravitasi Newton,jelas bahwa tarikan gravitasi gabungan dari planet lain adalah kecil ,hanya memberikan sedikit efek pada orbit planet . Sebaliknya, kometbisa mendekati planet sampai cukup dekat , dalam hal ini , orbitkomet akan sangat berubah . Satelit planet juga memiliki efek(dengan pusat massa dari sistem planet ) satelit yang mengikuti orbitelips mengelilingi matahari sesuai dengan hukum Kepler . Planet dansetiap satelit akan mengikuti jalan sedikit bergelombang.Dan gaya gravitasi lain yaitu gaya non - gravitasi . Sebagaicontoh, ketika komet mendekati Matahari , materi beku menguap


(benda-benda yang menimbulkan kepala dan ekor) . Tapi merekajuga mengerahkan gaya pada komet , bukan dengan cara dari mesinroket , dan perubahan besar bisa terjadi akibat orbit .Karenatambahan gaya dan orbit planet yang kurang simetri sehingga tidaksepenuhnya sesuai dengan yang dijelaskan oleh tiga hukum Kepler .Namun, berangkat dari hukum tersebut umumnya cukup kecil kitadapat mempertimbangkan orbit berbentuk elips di mana elemenorbit berubah, biasanya perlahan-lahan , dan sering kacau , yaitutanpa rumus , meskipun sumbu semi- utama, eksentrisitas daninklinasi biasanya terbatas untuk rentang nilai yang kecil. Nilai-nilaiyang ditunjukkan pada Tabel 1.1 berlaku pada tahun 2006 , tetapinilai-nilai tersebut hampir akurat, akan tidak tergantikan selamabeberapa dekade. Nilai-nilai untuk a, e dan i khususnya akanmenyimpang jauh dari nilai yang diberikan ,selama ribuan tahun,dengan pengecualian mungkin dari yang paling besar planet Pluto.Pada bagian resonansi orbital, kita mempertimbangkan pengecualianyang timbul dari interaksi gravitasi antara dua benda yang mengorbitmatahari.6. Resonansi orbitalInteraksi gravitasi antara dua benda yang mengorbit Mataharimenimbulkan apa yang disebut resonansi. Ini dapat sangatmempengaruhi stabilitas orbit. Ada dua jenis resonansi, resonansigerak rata-rata dan resonansi sekuler. Sebuah resonansi gerak rata-rata (MMR) terjadi ketika rasio antara periode orbit PJ dan PA bendaJ dan A diberikan oleh :

dimana p dan q adalah bilangan bulat. Gambar 10. mengilustrasikankasus Jupiter J dan asteroid A ketika PJ / PA = 2, yaitu untuk setiaporbit Jupiter asteroid melengkapI dua orbit. Ini disebut 2:1 MMR.Pada Gambar 10 (a) perihelion dari asteroid terjadi dalam garisantara Matahari dan Jupiter (eksentrisitas orbit Jupiter kecil). Oleh

= +


karena itu, asteroid tidak pernah sangat dekat dengan Jupiter danorbitnya cenderung stabil.

Gambar 11. A 2:1 mean motion resonance (mmr) antara jupiterdan asteroid (a) perihelion dari asteroid terjadi ketika asteroidterletak antara garis matahari dan jupiter (peluang stabil). (b)aphelion dari asteroid terjadi ketika asteroid terletak antaragaris matahari dan jupiter (peluang tak stabil).Pada Gambar 11 (b) aphelion asteroid terjadi bila dia dalamgaris antara Matahari dan Jupiter. Oleh karena itu ketika Jupiterlebih dekat akan merasakan tarikan gravitasi yang kuat. Padadasarnya, ini diulang di setiap orbit Jupiter, sehingga efek tarikanmenumpuk, mungkin menyebabkan perubahan dari orbit asteroid.Banyak efek MMR dilihat dalam tata surya. Jenis lain dari resonansiadalah resonansi sekuler. "Sekuler" dalam konteks ini berartiinteraksi jangka panjang. Jadi daripada mencoba untuk interaksisesaat antara dua benda di orbit sekitar bintang seperti pada Gambar11, kita mempertimbangkan interaksi rata-rata dalam jangkapanjang, pada kenyataannya, setiap benda seolah-olah telah diolesisepanjang orbitnya dan interaksi gravitasi antara cincin ini.Ada berbagai macam resonansi sekuler. Gambar 12.menunjukkan hanya satu jenis resonansi untuk kasus dua bendayang mengorbit pada bidang yang sama. Untuk memperjelas orbitdari setiap benda digantikan oleh sumbu semi-mayor. Perhatikanbahwa interval antara setiap konfigurasi sesuai dengan banyaknya








periode orbit. Interaksi gravitasi antara dua benda menyebabkansumbu semi-mayor masing-masing bergerak dalam bidang orbit. Iniberarti bahwa perihelion dari masing-masing benda juga bergerak disekitarnya - ini disebut ketelitian perihelion. Ini adalah fenomenaumum ketika ada lebih dari dua benda yang mengorbit di sekitarbintang. Tapi dalam kasus ini, Anda dapat melihat bahwa sudutantara sumbu semi-mayor berosilasi di sekitar nol, dan itu tidakpernah lebih besar. Perbedaan terbatas ini adalah contoh resonansisekuler. Dalam hal ini, meningkatkan stabilitas orbit. Resonansisekuler lainnya menyebabkan ketidakstabilan. Bagian berikutmenjelaskan contoh resonansi sekuler di tata surya. Ketelitianperihelion tidak selalu sesuai dengan resonansi sekuler, seperti yangAnda akan lihat di bagian berikutnya.

Gambar . resonansi sekuler antara sumbu semimayor yang taklebih besar

7. Orbit merkuriusSeperti halnya semua orbit planet, orbit Merkurius tidaksungguh tepat elips di ruang angkasa. Berdasarkan ketelitianperihelium yang Anda temui dalam bagian resonansi orbital.Untuk merkurius orbitnya terlihat pada Gambar 13.










Gambar 13. Perihelium dari orbit merkurius. Dua orbitterpisahkan setiap 2000 tahun.Orbit Merkurius memiliki eksentrisitas yang sangat tinggi.Gabungan eksentrisitas orbit yang besar dengan periode rotasinyamenyebabkan matahari tampak terbit dua kali di langit merkurius.Menurut Hukum kedua Kepler, planet bergerak semakin cepat saatmendekati matahari dan bergerak semakin lambat saat menjauhimatahari. Waktu merkurius mendekati matahari kecepatan orbitbertambah dan akhirnya sama dengan kecepatan rotasi akibatnyamatahari yang telah terbit di timur tampak berhenti. Kemudian dititik terdekat kecepatan orbit lebih besar dari kecepatan rotasiakibatnya matahari tampak terbalik dan bergerak ke arah timur lagi.Setelah melalui titik terdekat kecepatan orbit berkurang, danmatahari bergerak lagi kearah barat sampai akhirnya kecepatan orbitsama lagi dengan kecepatan rotasi dan matahari tampak berhenti.Selanjutnya matahari terus bergerak kearah barat karena kecepatanorbitnya semakin mengecil.Ketika bergerak mengelilingi matahari, planet ini diamatimengalami presesi (posisi perihelion mengalami perubahan) dan halini tidak bisa dijelaskan menggunakan mekanika Newton.Presesi merkurius menghasilkan efek dilasi massa (pertambahanmassa akibat pergerakan sebuah benda) sehingga massa merkuriuslebih besar diperihelion dibandingkan di aphelion. Efek ini membuatperihelion mengalami presesi dengan laju 43 detik busur / abad.






Peristiwa ini juga berlangsung pada planet-planet lain meskipun jauhlebih kecil: harga di venus 8,6 detik busur/ abad, dibumi 3,8 detikbusur/ abad dan di mars 1,3 detik bsur/ abad.Ketelitian yang sebenarnya (relatif tetap terhadap sistemkoordinat dengan bintang-bintang yang jauh) melalui sudut 574 arcsekon (dari arcsec) per abad (3600 arcsec = 1). Pengaruh dariseluruh planet lain, dan sedikit dari simetri bola Matahari,menyebabkan perbedaan 43 arcsec per abad. Perbedaan ini adalahteka-teki besar ketika diidentifikasi pada abad kesembilan belas, danitu tidak diakui sampai 1915 ketika fisikawan Jerman-Swiss AlbertEinstein ( 1879-1955) menerapkan pengembangan teori barunyarelativitas umum terhadap masalah tersebut. Relativitas umumbukanlah modifikasi hukum Newton, tetapi jenis teori yang sangatberbeda. Untungnya, untuk sebagian besar penjelasan tentang tatasurya, teori Newton jauh lebih sederhana. Teori Einstein bergunauntuk mengamati tingkat ketelitian perihelion dari Merkuriusdalam ketidakpastian pengukuran.


BAB III

( PLANETARY ROTATION AND

THE VIEW FROM THE EARTH )


3.1. Rotasi PlanetSetiap planet berputar pada sumbu yang melewati pusat massanya.Untuk planet Bumi sumbu rotasinya ditunjukkan pada Gambar 1.17.Sumbu rotasi ini membagi permukaan bumi di Kutub Utara dan Selatan,dan khatulistiwa adalah garis tengah antar kutub. Sumbu rotasi tidaktegak lurus terhadap bidang orbit bumi (bidang ekliptika), tetapimemiliki kecenderungan aksial (sudut inklinasi) 23.4o dari tegak lurus.

Ketika Bumi berotasi pada porosnya, bumi tetap berinteraksidengan bintang-bintang jauh. Hal ini ditunjukkan (dari sudut pandangmiring) pada Gambar 1.18. Sumbu tidak tetap sejajar dengan Matahari,sehingga arah orbit menjadi bervariasi. Di posisi A, kemiringan KutubUtara maksimal dekat terhadap Matahari. Ini disebut titik balikmatahari pada bulan Juni, dan itu terjadi sekitar tanggal 21 Juni setiaptahunnya. Enam bulan kemudian, di C, kemiringan Kutub Utaramaksimal jauh dari Matahari. Ini adalah titik balik matahari pada bulanDesember, yang terjadi sekitar tanggal 21 Desember. Pada B dan Dhanya terjadi dua momen dalam setahun ketika sumbu rotasi bumitegak lurus terhadap garis dari Bumi ke Matahari. Atas seluruh bumi,


siang dan malam memiliki panjang yang sama, yang memberi kaminama untuk dua konfigurasi ini - ekuinoks. Arah dari Bumi Matahari divernal (Maret) equinox digunakan sebagai arah acuan dalam bidangekliptik.

Pada Gambar 1.19 gerak bumi mengelilingi orbitnya antara posisi1, 2, dan 3 telah dibesarkan untuk kejelasan. Karena ada lebih dari 365hari dalam setahun, Bumi hanya bergerak 1o di sekitar orbitnya dalamwaktu yang dibutuhkan Bumi untuk memutar sekali.Periode rotasi rata-rata tidak bervariasi secara signifikansepanjang tahun, tapi hari matahari tidak. Ini merupakan konsekuensidari eksentrisitas orbit bumi dan kemiringan sumbu rotasi. Sebaliknya,


hari matahari rata-rata didefinisikan untuk diperbaiki dalam durasi,dan telah lama rata-rata hari-hari matahari rata-rata lebih dari setahun.Jika waktu matahari bertepatan pada beberapa kejadian, mereka akanbertepatan lagi setahun kemudian, tetapi di antara keduanya,perbedaan berkembang, kadang-kadang waktu matahari di depan rata-rata waktu matahari dan kadang-kadang di belakang. Perbedaanmaksimum sekitar 15 menit di depan atau di belakang. Hari yang kitagunakan dalam kehidupan kita sehari-hari, seperti yang ditandai olehjam kita, adalah rata-rata hari matahari. Bahkan ini bervariasipanjangnya, sangat sedikit, sehingga untuk tujuan ilmiah hari standardidefinisikan, sangat hampir sama dengan panjang rata-rata harimatahari. Ini adalah hari standar yang muncul dalam Tabel 1,1-1,4 dandi tempat lain. Hal ini persis 24 × 60 × 60 detik panjangnya, dan dengandemikian terdiri dari tepat 24 jam 60 menit, dengan masing-masingmenit terdiri dari 60 detik.Periode rotasi rata-rata adalah 23 jam 56 min 4 s, yaitu 3 min 56 slebih pendek dari rata-rata hari matahari. Lebih dari satu tahunsidereal, perbedaan ini harus menambahkan hingga satu putaran ekstraBumi sehubungan dengan bintang-bintang jauh. Anda dapatmeyakinkan diri dengan mempertimbangkan planet yang berputarseperti pada Gambar 1.20. Dalam hal ini ada tiga rotasi per orbitsehubungan dengan Matahari dan empat sehubungan dengan bintang-bintang. Untuk bumi, selama tahun sidereal ada 365,26 hari mataharidan 366,26 periode rotasi rata-rata.Tabel 1.1 memberikan kecenderungan dan sidereal periode rotasiaksial dari setiap planet dan juga dari Matahari. Kecenderungan darisetiap planet adalah sehubungan dengan bidang orbitnya, sedangkandalam kasus Matahari itu sehubungan dengan bidang ekliptika.


Perhatikan bahwa, dengan tiga pengecualian, kecenderungan cukupkecil. Ini berarti bahwa pusaran prograde gerak orbit, dalam satu sitasi,dapat dilihat dari rotasi planet terhadap matahari. Pengecualian adalahVenus, Uranus, dan Pluto. Sudut inklinasi dari Venus tidak lebih besardari 180o.Apa perbedaan antara kemiringan aksial dari 180o dan 0o ?Perbedaannya adalah bahwa 0o adalah rotasi searah jarum jamsedangkan 180o adalah rotasi mundur atau berlawanan arah jarumjam, dalam setiap kasus dengan sumbu rotasi tegak lurus terhadapbidang orbit. Sudut inklinasi lebih besar dari 90o adalah berlawananarah jarum jam, sehingga Pluto dan Uranus juga dalam rotasimundur, meskipun kemiringan Uranus 97,8o berarti bahwa sumburotasi hampir di bidang orbitnya.

Seperti dalam kasus elemen orbit, kemiringan aksial dan perioderotasi yang mengalami perubahan, dan untuk alasan dasar yang sama -kekuatan yang diterapkan oleh anggota lain di tata surya. Misalnya,periode rotasi sidereal Bumi saat ini meningkat, agak tidak teratur,dengan 1,4 × 10-3 detik per abad, terutama karena torsi yang diberikanoleh Bulan pada distorsi pasang surut bumi. Bumi memiliki efek yangsama di Bulan, dan telah melambat sehingga sekarang terkunci ke


dalam periode rotasi yang membuat itu menghadap Bumi. Ketika satubagian berputar sehingga membuat satu wajah ke tubuh mengorbit,dikatakan berada dalam rotasi sinkron.MusimGambar 1.21 adalah pandangan tepi orbit bumi dengan posisi A danC yang ditandai pada Gambar 1.18, dan ukuran bumi dibesarkan untukdapat dilihat lebih jelas. Ketika Kutub Utara Bumi mengalamikemiringan maksimal terhadap Matahari, pada A, ada musim panas dibelahan bumi utara karena permukaan menerima radiasi matahari yangterbesar. Ini bukan hanya karena Matahari mencapai tinggi di langit,tetapi juga karena durasi panjang siang hari. Sebaliknya, belahan bumiselatan mengalami kemiringan jauh dari Matahari.

Musim apakah yang dialami setiap bagian bumi?Ini adalah musim dingin di belahan bumi ini, karena radiasisurya tipis tersebar di permukaan dan siang hari pendek. Enambulan kemudian, di C, titik balik matahari Desember, musimterbalik. Dengan demikian kemiringan aksial berpengaruhterhadap perubahan musim. Eksentrisitas orbit bumi hanyamemiliki efek sekunder. Bumi berada pada perihelion pada awalJanuari, dengan belahan bumi utara pada keadaaan musim dingin,dan sebagai akibat dari eksentrisitas orbit, kontras musimanberkurang di belahan bumi utara dan peningkatan di belahan bumiselatan.


El-Nino Dan La-Nina

El-NinoEl Nino adalah peristiwa memanasnya suhu airpermukaan laut di pantai barat Peru – Ekuador (AmerikaSelatan yang mengakibatkan gangguan iklim secara global).Biasanya suhu air permukaan laut di daerah tersebut dinginkarena adanya up-welling (arus dari dasar laut menujupermukaan). Menurut bahasa setempat El Nino berarti bayilaki-laki karena munculnya di sekitar hari Natal (akhirDesember). Di Indonesia, angin monsun (muson) yang datangdari Asia dan membawa banyak uap air, sebagian besar jugaberbelok menuju daerah tekanan rendah di pantai barat Peru –Ekuador. Akibatnya, angin yang menuju Indonesia hanyamembawa sedikit uap air sehingga terjadilah musim kemarauyang panjang.Gilbart Walker yang mengemukaan tentang El Nino dansekarang dikenal dengan Sirkulasi Walker yaitu sirkulasi anginTimur-Barat di atas Perairan Pasifik Tropis. Sirkulasi ini timbulkarena perbedaan temperatur di atas perairan yang luas padadaerah tersebut.a) Perairan sepanjang pantai China dan Jepang, atau CarolinaUtara dan Virginia, lebih hangat dibandingkan denganperairan sepanjang pantai Portugal dan California.Sedangkan perairan disekitar wilayah Indonesia lebihbanyak dari pada perairan disekitar Peru, Chile danEkuador.


b)Perbedaan temperatur lautan di arah Timur – Barat inimenyebabkan perbedaan tekanan udara permukaan diantara tempat – tempat tersebut.c) Udara bergerak naik di wilayah lautan yang lebih hangatdan bergerak turun di wilayah lautan yang lebih dingin.Dan itu menyebabkan aliran udara di lapisan permukaanbergerak dari Timurk-Barat. Dampak El Nino Terhadap Kondisi Cuaca Globala. Angin pasat timuran melemahb. Sirkulasi Monsoon melemahc. Akumulasi curah hujan berkurang di wilayah Indonesia,Amerika Tengah dan amerika Selatan bagian Utara. Cuaca didaerah ini cenderung lebih dingin dan kering.d. Potensi hujan terdapat di sepanjang Pasifik EkuatorialTengah dan Barat serta wilayah Argentina. Cuacacenderung hangat dan lembab. Dampak El Nino terhadap kondisi cuaca IndonesiaFenomena El Nino menyebabkan curah hujan di sebagianbesar wilayah Indonesia berkurang, tingkat berkurangnyacurah hujan ini sangat tergantung dari intensitas El Ninotersebut. Namun karena posisi geografis Indonesia yangdikenal sebagai benua maritim, maka tidak seluruh wilayahIndonesia dipengaruhi oleh fenomena El Nino.El Nino pernah menimbulkan kekeringan panjang diIndonesia. Curah hujan berkurang dan keadaan bertambah


menjadi lebih buruk dengan meluasnya kebakaran hutan danasap yang ditimbulkannya.Disektor irigasi, hasil kajian menyebutkan bahwa kondisibeberapa DAS di Indonesia cukup kritis dan jumlahnyasemakin banyak, khususnya di Jawa. Berdasrkan analisisterhadap data debit minimum dan maksimum dari 52 sungaiyang tersebar di Indonesia mulai dari Sabang sampai Merauketerlihat bahwa jumlah sungai yang debit minimumnyaberpotensi untuk menimbulkan masalah kekeringanmeningkat. Kondisi ini mengindikasikan bahwa daerah aliransungai di wilayah Indonesia setelah tahun 1990- banyak yangsudah mengalami degradasi sehingga adanya penyimpanganiklim dalam bentuk penurunan atau peningkatan hujan jauhdari normal akan langsung menimbulkan penurunan ataupeningkatan yang tajam dari debit minimum atau debitmaksimum (kekeringan hidrologis).Disektor perikanan dan kelautan, hasil tangkapan ikanpada tahun-tahun el nino juga dilaporkan menurun. Hal inidikarenakan pada kondisi tersebut ketersediaan pakan bagiikan (plankton) juga berkurang. Selain itu banyak terumbukarang yang mengalami keputihan (coral bleaching) akibatterbatasnya alga yang merupakan sumber makanan dariterumbu karang karena tidak mampu beradaptasi denganpeningkatan suhu air laut. Memanasnya air laut juga akanmenggangu kehidupan jenis ikan tertentu yang sensitifterhadap naiknya suhu laut. Kondisi ini menyebabkanterjadinya migrasi ikan ke perairan lain yang lebih dingin.


Kepala Badan Meteorologi, Klimatologi, dan Geofisika(BMKG) Sri Woro Budiati Harijono, mengemukakan, dampak ElNino akan dirasakan signifikan di Indonesia hanya dengan satusyarat, yakni jika suhu permukaan laut Indonesia yangmendingin. Sesuai dengan teori hukum fisika dasar, anginberembus dari daerah yang bertekanan udara tinggi (lebihdingin) ke daerah bertekanan udara rendah (lebih panas).Karena suhu permukaan laut di Pasifik menghangat ataunaik yang berarti bertekanan rendah, maka jika daerah-daerahdi sekitar Pasifik (termasuk Indonesia) memiliki suhu mukalaut yang dingin, maka angin termasuk uap air dari Indonesiaakan ditarik ke Pasifik. Akibatnya tentu saja bisa diketahui,yakni terjadinya musim kemarau yang sangat kering.Namun, dampak ini tidak akan berlaku, jika suhupermukaan laut Indonesia juga menghangat. “Jadi kalau dua-duanya menghangat, berarti tidak terjadi perbedaan tekananudara. Jadi, meskipun El Nino kuat, tidak akan berpengaruhsignifikan untuk Indonesia,” katanya.BMKG memprediksi periodidasi kekuatan El Nino. Untukbulan Juli hingga Agustus 2009, El Nino masuk kategori lemah,bulan September, Oktober, dan November 2009 kategorimoderate (sedang), dan Desember 2009 sampai Januari 2010,kekuatan El Nino akan mencapai puncaknya dengan kategorikuat. La-NinaLa Nina merupakan kebalikan dari El Nino. La Ninamenurut bahasa penduduk lokal berarti bayi perempuan.


Peristiwa itu dimulai ketika El Nino mulai melemah, dan airlaut yang panas di pantai Peru – ekuador kembali bergerak kearah barat, air laut di tempat itu suhunya kembali sepertisemula (dingin), dan upwelling muncul kembali, atau kondisicuaca menjadi normal kembali. Dengan kata lain, La Ninaadalah kondisi cuaca yang normal kembali setelah terjadinyagejala El Nino.Perjalanan air laut yang panas ke arah barat tersebutakhirnya akan sampai ke wilayah Indonesia. Akibatnya,wilayah Indonesia akan berubah menjadi daerah bertekananrendah (minimum) dan semua angin di sekitar Pasifik Selatandan Samudra Hindia akan bergerak menuju Indonesia. Angintersebut banyak membawa uap air sehingga sering terjadihujan lebat. Penduduk Indonesia diminta untuk waspada jikaterjadi La Nina karena mungkin bisa terjadi banjir. Sejakkemerdekaan di Indonesia, telah terjadi 8 kali La Nina, yaitutahun 1950, 1955, 1970, 1973, 1975, 1988, 1995 dan 1999.Ketika La Nina kolam panas (bagian laut yang suhunyatinggi) bergerak masuk ke arah Indonesia bagian timur dandemikian juga anginya berhembus lebih kuat ke arah Indonesiasehingga laut di Indonesia timur meningkat suhunya, hal inidiikuti dengan penguapan yang lebih banyak dan terjadikonveksi kuat yang membentuk awan hujan (kumulus),sehingga daerah Indonesia khususnya bagian timur akan curahhujanya di atas normal.Sebaliknya ketika El Nino kolampanasnya bergerak menjauhi Indonesia sehingga yang banyakhujan ialah di laut Pasifik, sedangkan daerah Indonesia,khususnya bagian timur curah hujanya berkurang. Indonesia


mengalami kekeringan. Proses El Nino dan La Nina ini dapatdiperlihatkan ada hubunganya dengan aktivitas matahari dansinar kosmik.Fenomena La Nina ditandai dengan menurunnya SPL(suhu permukaan laut) di zona Nino 3.4 (anomali negatif)sehingga sering juga disebut sebagai fase dingin. Karenasifatnya yang dingin ini, kedatangannya juga dapatmenimbulkan petaka di berbagai kawasan khatulistiwa,termasuk Indonesia. Curah hujan berlebihan yang menyertaikedatangan La Nina dapat menimbulkan banjir dan tanahlongsor di berbagai wilayah di Indonesia. Jadi, dua “lakon” dipanggung Samudera Pasifik ini sama-sama menakutkan. Yangsatu menyebar petaka kekeringan, sementara yang lainmemberi ancaman banjir. Inilah Perbedaan Kondisi Saat La Nina Dan Saat Kondisi

Normal

1. Kondisi La NinaPada tahun La Nina jumlah air laut bertemperatur rendahyang mengalir di sepanjang Pantai Selatan Amerika danPasifik Timur meningkat. Wilayah Pasifik Timur dan Tengahmenjadi lebih dingin dari Pasifik Barat. Ketika terjadi La Nina: Angin passat Timuran menguat, sehingga massa udaradingin meluas hingga Samudera Pasifik bagian tengahdan Timur. Ini menyebabkan perubahan pola cuaca. Daerah potensihujan meliputi wilayah Perairan Barat.


2. Kondisi Normal Kondisi Suhu Muka Laut Pada Kondisi

NormalPada tahun-tahun normal, Suhu Muka Laut (SST) di sebelahUtara dan Timur Laut Australia ≥28°C sedangkan SST diSamudra Pasifik sekitar Amerika Selatan ±20°C (SST diPasifik Barat 8° – 10°C lebih hangat dibandingkan denganPasifik Timur). Angin di wilayah Samudra Pasifik Ekuatorial (Anginpassat Timuran) dan air laut di bawahnya mengalir dariTimur ke Barat. Arah aliran timuran air ini sedikitberbelok ke Utara pada Bumi Belahan Utara dan keSelatan pada Bumi Belahan Selatan. Daerah yang berpotensi tumbuh awan-awan hujan adalahdi Samudra Pasifik Barat, wilayah Indonesia dan AustraliaUtara.Tidak hanya dampak negatif saja yang ada di La Ninaterhadap Indonesia, tetapi juga ada dampak positifnya.Sementara itu, Kepala Ekspedisi Mirai, Dr KeisukeMizuno,mengatakan, terjadi menyimpangan cuaca dapatmemberi dampakyang positif bagi sektor perikanan. Karenapada masa itu terjadimigrasi ikan tuna ke wilayahIndonesia.Saat La Nina suhu muka laut di barat Samudera PasifikhinggaIndonesia menghangat. Kondisi ini mendorong ikantuna dari Pasifiktimur yang dingin bergerak masuk kekawasan timur Indonesia.Seperti dikemukakan DwiSusanto, pakar cuaca BPPT, belum lamaini, perairan barat Pasifik selama ini diketahui merupakan


kawasanyang memiliki kelimpahan ikan tuna tertinggi,mencapai 70 persenstok ikan tuna dunia.Sebaliknya, ketika terjadi El Nino, ikan tuna di Pasifikbergerak ketimur. Namun, ikan yang berada di SamuderaHindia bergerak masukke selatan Indonesia. Hal itu karenaperairan di timur samudera inimendingin, sedangkan yangberada di barat Sumatera dan selatanJawa menghangat.Akibat Rotasi Bumi

o Adanya Pergantian Siang Dan MalamBagian permukaan yang kebetulan mendapatkan sinar mataharidikatakan dalam keadaan siang hari, sedang bagian permukaan bumiyang kebetulan tidak mendapat sinar matahari disebut malam hari.Jadi, rotasi bumi menyebabkan separuh bola bumi mengalami sianghari selama 12 jam, dan separuhnya lagi mengalami malam hariselama 12 jam.o Gerak Semu Matahari Dan BintangGerakan matahari dan bintang yang terbit di arah timur dantenggelam di arah batar merupakan gerak semu dari matahari danbintang-bintang. Karena bumi berotasi dari arah barat ke timur,maka benda-benda langit seperti matahari dan bintang kelihatanbergerak dari timur ke barat.


o Perubahan Arah AnginRotasi bumi mengakibatkan angin pasat yang arahnya dari utara(dari 300 LU) akan berbelok ke arah kanan, sedangkan yang semuladari selatan (dari 300 LS) akan berbelok ke kiri.o Perbedaan Waktu Untuk Daerah Bujur Yang BerbedaBumi berputar pada sumbunya selama 24 jam. Hal itu berarti setiap 1jam = 150 bujur atau setiap 1 bujur sebesar 4 menit. Jadi daerah yanglintang bujurnya tidak sama, waktunya juga berbeda.o Pemanfaatan Bumi Pada Kedua KutubnyaPada waktu bumi dalam proses mendidngin dan mengeras, saat itubumi telah berputar pada porosnya sehingga bumi mengalamipemanfaatan pada kedua kutubnya.

Percobaan Yang Membuktikan Bahwa Bumi Berotasi

o Percobaan Benzenberg Dan Reich (Percobaan Dengan Benda

Jatuh)Benzeinberg (tahun 1802) mengadakan percobaan denganmenjatuhkan sebuah peluru logam dari puncak menara. Ternyatapeluru itu tidak jatuh persis dibawahnya, namun agak melenceng kearah timur. Hal itu membuktikan bahwa bumi berotasi dari barat ketimur.Reich (tahun 1831) juga melakukan percobaan yang serupa padasebuah lubang pertambangan, dan ternyata hal yang serupa didapatkan.o Ayunan FoucaultPada tahun 1851, Foucault mengadakan percobaan pendulum(bandul) yang diikatkan atau digantungkan pada puncak bangunantinggi. Agar bandul yang di ayunkan arahnya tetap, maka dipakai


patokan bintang spica (bintang tetap). Ternyata stelah diamati, setiap6 jam bandul mempunyai gerak yang berbeda.3.1.1. Presesi dari Rotasi AxisSejauh ini, arah sumbu rotasi bumi telah dianggap tetapberinteraksi dengan bintang-bintang jauh. Kasus ini tidak cukup.Bahkan, conesdi sekitar dengan cara seperti Gambar 1.22, sebuah gerakyang disebut presesi sumbu rotasi. Ini adalah hasil dari torsi yangdiberikan oleh badan-badan lain di Tata Surya pada bentuk yang sedikitnon-bulat dari Bumi. Bulan dan Matahari account untuk hampir seluruhefek. Semua planet sedikit non-bulat, sehingga mereka semua tundukpada presesi. Untuk Bumi, satu coning lengkap membutuhkan waktu 25800 tahun, interval ini disebut periode presesi Bumi.

Salah satu konsekuensi dari presesi adalah bahwa posisi ekuinoks dansolstices bergerak di sekitar orbit, sehingga menimbulkan presesijangka waktu ekuinoks. Dalam kasus Bumi gerakan ini adalah dalamarah mundur (memerlukan 25 800 tahun untuk bergerak sekali).Gambar 1.23 membandingkan konfigurasi sekarang (garis putus-putus)


dengan konfigurasi 12 900 tahun dari sekarang (garis solid) - masing-masing equinox dan solstice telah bergerak setengah jalan di seluruhorbit. Ingat bahwa arah referensi dalam bidang ekliptika adalah garisdari Bumi ke Matahari saat Bumi berada pada vernal equinox. Olehkarena itu, sehubungan dengan bintang-bintang jauh, arah referensi initelah bergerak melalui 1800 pada Gambar 1.23. Saat ini, ketika Bumiberada pada vernal equinox, arahnya adalah ke titik di konstelasiPisces,tetapi sekitar 2000 tahun yang lalu, ketika presesi menjadi diakuisecara luas, itu di konstelasi Aries, ketika lokasi itu disebut titik pertamaAries. Nama tongkat, meskipun titik lama pindah ke konstelasi Pisces,dan sekarang tidak jauh dari perbatasan dengan konstelasi Aquarius.Gerak retrograde (gerak mundur) lambat dari vernal ekuinox disekitar orbit bumi berarti bahwa waktu yang dibutuhkan bagi Bumiuntuk melintasi orbitnya dari satu vernal ekuinox ke yang berikutnyasangat sedikit kurang dari tahun sidereal. Interval waktu antaraekuinoks vernal disebut tahun tropis, dan tahun ini adalah tahun dimana kalender kita didasarkan. Durasinya adalah 365,242 190 hari,sedangkan tahun sidereal adalah 365,256 363 hari. Mulai sekarang,istilah ‘tahun’ akan berarti tahun tropis. Ini adalah tahun ini yangmerupakan unit pengukuran waktu dalam Tabel 1.1, 1.3, dan 1.4, dan ditempat lain. Hal ini dilambangkan dengan simbol 'a', dari kata Latinuntuk tahun, annus.3.2. PEMANDANGAN DARI BUMI TERHADAP BENDA-BENDA ANGKASA

3.2.1. Planet Lain Yang Tampak Dari BumiPlanet terlihat di langit yang kita lihat tergantung apakah orbitplanet tersebut lebih besar atau lebih kecil dari orbit Bumi. Gambar


1.24 menunjukkan planet Venus mewakili dua planet (Venus danMerkurius) dengan orbit yang lebih kecil, dan Mars mewakili Planetlain dengan orbit yang lebih besar. Planet-planet akan ditampilkanpada tiga peristiwa. Dalam posisi pertama ketiga planet yang segarisdengan Matahari, sangat jarang terjadi tetapi berguna untukmenggambarkan pemandangan dari Bumi. Planet-planet bergerakpada tingkat yang berbeda di sekitar orbitnya, sehingga keselarasanini hanya berlangsung sesaat.Dalam posisi pertama, Venus berada di antara Bumi dan Matahari.Posisi ini kemudian disebut konjungsi inferior/konjungsi bawah.Posisi penjajaran ini jarang tepat, karena kecenderungan orbit Venus.Tepat atau tidak, pandangan kita tentang Venus tenggelam olehcahaya yang luar biasa dari Matahari. Semakin besar kecepatan sudutdari Venus dalam orbitnya menyebabkan untuk menarik di depanBumi dan kita mulai melihat bagian dari belahan bumi diterangi olehMatahari seperti fase bulan sabit yang terus menebal. Pada posisikedua, Venus telah mencapai sudut yang terbesar dari Matahari danberada pada apa yang disebut elongasi barat maksimum ( 480).Sekarang relatif mudah untuk melihat (sebelum matahari terbit) dansetengah dari belahan bumi yang diterangi dapat melihat. KetikaVenus bergerak lebih dari belahan bumi diterangi matahari dapatmelihatnya, tetapi semakin jauh dari bumi, dan lebih dekat ke arahMatahari, sampai konjungsi superior /konjungsi atas Venus lebihdekat ke arah Matahari lagi, tetapi sekarang sisi yang jauh dariMatahari. Selanjutnya, bergerak ke arah timur perpanjanganmaksimum (elongasi timur), kemudian berada pada posisi konjungsiinferior/ konjungsi bawah lagi dan seluruh siklus diulang.


Untuk planet yang orbitnya di luar Bumi, seperti Mars padaGambar 1.24, urutan kejadian berbeda. posisi Mars dan Bumi padasisi yang sama dari Matahari tidak mengakibatkan konjungsi inferior,tetapi dalam apa yang disebut oposisi, Mars terlihat di langit daribumi dengan arah yang berlawanan dari Matahari.

Bila jarak pertentangan oposisi antara Mars dan Bumi akanmenjadi minimum? Ini akan menjadi minimum ketika oposisi terjadidengan Bumi dekat aphelion, dan Mars dekat perihelion. Setelahoposisi kecepatan orbital sudut yang lebih besar dari Bumimenyebabkan ia menyalip Mars 'di dalam track' perpindahansusunan kerah konjungsi superior, dengan Mars di sisi yang jauh dariMatahari seperti yang terlihat dari Bumi.Interval waktu antara susunan yang sama dari Bumi dan planetlain disebut periode synodic planet ini. Oposisi dan konjungsi inferioradalah jenis penting dari konfigurasi/ susunan. Untuk setiap jenissusunan/konfigurasi periode synodic sedikit bervariasi, terutamakarena variasi dalam tingkat di mana Bumi dan planet bergerak disekitar orbit mereka masing-masing, seperti yang dijelaskan oleh


hukum kedua Kepler. Dengan demikian nilai rata-rata dari periodesynodic yang biasanya dikutip, seperti pada Tabel 1.1. Untuk planettertentu periode synodic rata-rata adalah sama untuk semua jeniskonfigurasi. Periode rata-rata ini bukan kelipatan sederhana ataufraksi sederhana dari tahun sidereal, dan bumi memiliki susunansecara berturut-turut di berbagai titik dalam orbitnya.

Gambar 1.25.konfigurasi planetKonfigurasi beberapa planet dilihat dari bumi :V1 : venus sedang konjugasi bawahMe1 : merkurius sedang konjugasi atasV2 : venus sedang elongasi barat 480 yang merupakan elongasiterbesar venusMe2 : merkurius sedang elongasi timur 280 yang merupakanelongasi terbesar merkuriusMa1 : Mars sedang elongasi barat 600Ma2 : Mars sedang oposisi ( elongasi 1800)(Sumber : IPBA)

A. Pengamatan MerkuriusMerkurius adalah benda langit yang cukup terang.Kecerlangannya hanya di kalahkan oleh matahari bulan,venus,mars,yupiter dan bintang sirius. sayangnya, planet ini aga sulit


di amati karna kedudukan nya yang sangat dekat dengan mataharisehingga cahayanya tenggelam oleh pancaran cahaya matahariPlanet ini hanya bisa di amati saat menjelang matahari terbitatau setelah matahari terbenam. Dalam kedudukan elongasi timur,merkurius kelihatan di atas horison barat beberapa saat setelahmatahari terbenam. Saat sedang berelongasi barat,planet ini akantampak di atas ufuk timor beberapa saat sebelum matahari terbit.Merkurius kelihatan di langit paling lama 2 jam sebelum matahariterbit atau 2 jam setelah matahari terbenam sehingga hanya tampakpada saat langit belum sepenuhnya gelap atau sudah mulai terangkarna sudut elongasi maksimumnya hanya 28 .Jika di amati dari bumi, merkurius tampak memiliki fase-faseseperti bulan. Saat konjuksi dalam fasenya adalah merkurius “baru” ,dan fase saat konjungsi adalah merkurius “purnama”. Meskipundemikian pengamatan pada fase ini tidak mengkin di lakukan karnasaat terbit dan terbenamnya merkurius berjalan seiring dengan satterbit dan terbenamnya matahari. Tahap setengah penuh terjadi padaelongasi barat maksimum ketika merkurius terbit paling awalsebelum matahari terbit dan pada elongasi timur maksimum ketikamerkurius tenggelam terjadi paling lambat setelah matahariterbenam. jarak merkurius dari matahari berkisar dari 18,5 ketikaelongasi maksimum di capai saat merkurius beada di perihelionsampai 28,3 ketika elongasi maksimum terjadi ketika merkuriusberada di apehelion . rata-rata merkurius mencapai konjungsi dalamsetiap 116 hari, dan rentang ini berfariasi antara 111-121 hariyang disebabkan oleh orbit planet ini yang lonjong.Pengamatan merkurius menggunakan teleskop pertama kali dilakukan oleh galileo pada abat ke 17 meskipun demikian, teleskopnya


tidak begitu kuat untk mengamati adanya fase-fase pada planet ini.pada tahun 1631, Pierre Gassendi untuk pertama kalinya melakukanpengamatan transit planet pada matahari ketika iya mengamatitransit merkurius, sebagaimana di ramalkan johanes kepller.Fase-fase merkurius pertama kali di amati oleh geovanni zupipada tahun 1639 ketika iya mengamati merkurius dengan teleskopperistiwa yang sangat jarang terjadi adalah peristiwa okultasi ketikadua buah planet tampak segaris pandang saat di lihat dari bumi. Padatanggal 28 mei 1737, terjadi okultasi merkurius dan venus yang diamati oleh john bevis dari observatorium greenwich, dan inimerupakan satu satunya catatan petistiwa okultasi merkurius olehvenus. petistiwa okultasi merkurius dan venus selanjutnya terjadipada tahun 2123.Merkurius lebih mudah diamati di di belahan bumi selatan daripada belahan bumi utara karna berlangsungnya elongasi baratmaksimum terjadi ketika musim gugur mulai berjalan, sedangkanelongasi timur maksimum terjadi ketika belahan bumi selatansedang mencapai penghujung musim dinginnya.pada kedua keadaanini, sudut yang di bentuk merkurius dengan ekliptika mencapaimaksimum sehingga merkurius terbit beberapa jam sebelummatahari terbit dalam kasas pertama, atau tidak tenggelam beberapajam setelah matahari terbenam dalam kasus kedua, dan merkuriusterlihat di daerah-daerah, seperti selandia baru atau argentina.Didaerah belahan bumi utara keadaan ini tidak berlangsung. Merkuriustidak pernah berada di atas horison saat langit gelap.Merkurius merupakan salah satu planet yang paling susah diamati karna kedudukannya yang sangat dekat dengan matahari. Olehsebab itu merkurius menjadi sebuah planet yang paling sedikit di


pelajari. Pada tahun 1800, johann schroter melakukan pengamatanpada permukaan planet ini dan menyimpulkan bahwa periode orbitplanet ini adalah 24 hari ( yang ternyata salah). Selanjutnya, padatahun 1880-an giovanni schiaparelli melakukan pengamatanpermukaan merkurius dengan lebih akurat dan kemudian disimpulkan bahwa merkurius memiliki periode orbit sebesar 88 hariyang sama dengan periode rotasinya.B. Pengamatan VenusVenus merupakan planet interior, itulah sebabnya suatu saatplanet ini dapat terlihat di pagi hari, kira-kira sepuluh bulankemudian terlihat disore hari, tetapi tidak pernah terlihat di malamhari. Rata-rata jarak orbit venus mengelilingi matahari adalah 106juta km, dan satu kali revolusi ditempuhnya selama 224,7 hari. Venusmengitari matahari dengan lintasan hampir lingkaran sempurna,ekstrensitas orbit planet ini hanyalah 0,007, paling kecil dari semuaplanet. Ketika Venus terletak paling dekat dengan Bumi yaitu ketikadalam keadaan konjungsi dalam, yang dicapai setiap 584 hari, venusakan berada dalam jarak 40 juta km dari bumi.Periode rotasi Venus adalah 243 hari dan merupakan planetyang rotasinya paling lambat. Jika seorang pengamat berada dipermukaan venus, matahari akan tampak terbit disebelah barat danberada diatas horison selama 121,5 hari sebelum tenggelam di timur(dibumi; masa ini hanya berlangsung selama 12 jam). Karenaorbitnya terletak diantara bumi dan matahari, jika dilihat dari bumi,venus tampakmenampilkan fase-fase seperti bulan. Galilleo adalahorang pertama yang mengamati gejala ini pada bulan desember 1610.Ia juga mengamati adanya perubahan diameter Venus dalam


berbagai fasenya. Ini berarti bahwa Venus cukup jauh dari bumiketika sedang purnama, dan lebih dekat ketika sedang dalam keadaansabit. Setelah galilleo seorang pengamat lain bernama FranciscusFontana (1585-1656) pada tahun 1643 mengamati bahwa Venustidak terang seluruhnya tetapi ada bagian-bagian yang gelap.Venus berada pada keadaan yang paling terang ketika sekitar25% dari seluruh piringannya mendapatkan cahaya matahari, dan initerjadi 37 hari sebelum ( dilangit senja) dan sesudah (dilangit fajar)konjungsi dalamnya. Dalam orbitnya venus mendahului bumi setiap584 hari, dan pada keadaan ini, Venus akan berubah dari bintangfajar menjadi bintang senja atau sebaliknya. Elongasi maksimumnyadicapai sekitar 70 hari sebelum dan sesudah konjungsi dalamnya,dan pada saat itu fase venus adalah setengah purnama. Kadang-kadang (meskipun jarang terjadi) Venus kelihatan pada saat fajar dansenja pada hari yang sama. Keadaan ini terjadi ketika jarak Venusterhadap ekliptika mencapai maksimunya dan sedang mengalamikonjungsi dalam. Pada saat ini, satu belahan bumi akan melihatnya dipagi hari dan sore hari. Peristiwa ini terakhir berlangsung bagipenduduk belahan bumi utara pada hari-hari sekitar tanggal 20maret 2001 dan hari-hari sekitar tanggal 19 agustus 1999 untukpenduduk belahan bumi selatan. Peristiwa ini akan berulang setiapdelapan tahun.Orbit Venus agak miring relatif terhadap bumi sehingga ketikaplanet ini berada di antara Bumi dan matahari, biasanya tidakmelewati piringan matahari. Akan tetapi kadang-kadang Venusmelewati piringan matahari di siang hari (mengalami transit) ketikakonjungsi dalam terjadi saat Venus melewati bidang orbit bumi, danakan tampak sebagai suatu noktah hitam yang bergerak di piringan


matahari. Peristiwa transit ini terjadi setiap 120 tahun sekali, danberpasangan dengan jarak antar transit sebesar 8 tahun, transitterakhir terjadi pada tahun 2004 dan pada tanggal 5 dan 6 juni tahun2012 yang berikutnya akan terjadi pada 11 desember 2117. transitVenus ini cukup penting karena dapat dipakai untuk menentukanbesar nilai satuan astronomi.

gambar fase-fase venus

C. Pengamatan MarsJika dilihat menggunakan mata telanjang mars tampakberwarna merah, orange atau kekuningan. Kecerlangan planet iniberubah-ubah dengan tingkat perubahan yang lebih besar daripadayang dialami planet-planet lain. Jika diamati menggunakan teleskop,Mars ini tampak berwarna merah karena adanya oksida besi yangterdapat di permukaannya. Mars mengorbit matahari dengan periode687 hari pada jarak rata-rata 227 juta km. Orbit Mars ini agak lonjong(eksentrisitasnya adalah 0,093) sehingga jarak perihellion danaphellionnya berbeda sebesar 42 juta km (18,4%); bandingkandengan perbedaan jarak perihellion dan aphehellion Bumi yanghanya sebesar 5 juta km (3,3%). Jika dilihat dari Bumi, jarakterjauhnya tujuh kali lebih besar dari jarak terdekatnya. Dalammengorbit matahari, planet ini berotasi pada sumbunya denganperiode 24 jam 36 menit 23 detik. Sumbu rotasi Mars tidak tegak


lurus pada bidang orbitnya, tetapi membentuk sudut sebesar 250terhadap garis yang tegak lurus bidang ini, dan kemiringan sumburotasi ini mengakibatkan adanya perubahan musim seperti yangterjadi di bumi.Mars adalah planet superior dengan periode sideris 687 haridan periode sinodis 780 hari. Ini mengakibatkan setiap 26 bulan,Mars mengalami oposisi dan berada diatas horizon sepanjang malamdan sangat mudah diamati. Saat terdekat dengan bumi, resolusiterbaik yang bisa diperoleh adalah 25 detik busur atau setara denganjarak linear 100 km. Pada jarak ini bisa siamati adanya tudung kutubyang cukup terang dan adanya perubahan di permukaan yangmenunjukkan adanya atmosfer yang cukup dinamis. Saat seperti iniberlangsung dua kali setiap 32 tahun, bergantian setiap 15 tahun dan17 tahun, dan selalu antara akhir juli dan akhir september.Pada tanggal 27 Agustus 2003 pada pukul 9:51:13 UT, Marsmencapai jarak terdekat dengan bumi dalam kurun waktu 60.000tahun terakhir. Saat itu jarak bumi-mars adalah 55.758.006 km, danini terjadi ketika mars berada dalam kedudukan oposisi dan tiga haridari perihellionnya.Pada tahun 1877, Giovanni Schiapareli (1835-1919) , seorangastronom italia, melakukan pengamatan pada Mars saat planet ituberada pada kedudukannya yang tedekat dengan Bumi. Ia mendatkangaris-garis panjang saling menyilang dipermukaan Mars yangkemudian ia beri nama ‘canali’, yang berarti ‘alur atau lekukan’. Kataini kemudian diterjemahkan kedalam bahasa ingris menjadi ‘channel’yang berarti ‘saluran’. Hal ini memunculkan penafsiran bahwa diMars terdapat bentuk-bentuk permukaan hasil buatan makhluk


cerdas. Akibatnya, semakin kuatlah keyakinan akan adanya makhlukhidup di Mars ini.Waktu itu adalah seorang astronom yang bersemangat sekaliuntuk membuktikan adanya kehidupan di Mars, yaitu Percival Lowell(1855-1916), seorang warga Amerika Serikat. Ia mencurahkan segaladaya dan dana yang ia miliki untuk mewujudkan tujuannya, yaitumencari kehidupan di Mars. Pada tahun 1894, ia membangun sebuahobservatorium dan kemudian obsevatorium itu diberi nama Lowell di

Flagstaff, Arizona. Melalui teleskopnya ia melihat ratusan saluranyang saling menyilang dipermukaan Mars ini. Adanya saluran-saluranini semakin meyakinkan bahwa di Mars terdapat kehidupan ,menurutnya saluran-saluran itu dibuat makhluk-makhluk Marsuntuk mengalirkan air dari kutub-kutubnya ke daerah ekuator yangkering.Meskipun ada banyak yang mempercayai Lowell, ada juga yangtidak mempercayai bahwa di Mars ada kehidupan. Keraguan merekaterbukti dengan menggunakan teleskop yang lebih kuat dari padayang dimiliki Lowell, yaitu teleskop yang terdapat di gunung Wilson,California, untuk mengamati Mars. Teleskop ini ternyata tidakmengamati adanya saluran-saluran di permukaan Mars. Tidak adaobjek-objek buatan makhluk cerdas di Mars karena saluran yangseolah-olah tampak di Mars hanyalah ilusi optik yang berasal darikualitas teleskop yang kurang bagus digabungkan dengan ilmajinasimanusia yang membayangkan adanya kehidupan di Mars.Pengamatan Mars tidak hanya dilakukan di Bumi saja,tetapijuga dilakukan menggunakan pesawat-pesawat angkasa yang terbangmengorbit planet ini, bahkan ada juga yang berhasil mendarat diplanet di permukaannya seperti pesawat-pesawat angkasa Mariner


dan Viking. Dari data yang dikirimkan pesawat-pesawat itu, paraastronom semakin banyak memperoleh gambaran mengenai keadaanfisik dan gejala-gejala yang berlangsung di permukaan planet ini.Pengamatan Mars dengan menggunakan pesawat angkasapertama kali dilakukan oleh pesawat Mariner 4. Pada tanggal 22 juni1965, wahana ini mendekati Mars dan berhasil mengirimkansejumlah gambar permukaan Mars ke Bumi. Penerbangan pesawatini disusul oleh pesawat Mariner 6 dan 7, yang memberikangambaran tentang Mars sebagai planet yang berkawah-kawah.Kegiatan penelitian Mars menjadi semakin semarak dengan berhasildiluncurkannya Mariner 9 pada tahun 1972. Pesawat ini adalahpesawat angkasa pertama yang mengorbit planet ini. Mariner 9berhasil memetahkan seluruh permukaa Mars dengan resolusi 1 km.Mariner 9 mendapatkan bahwa pada Mars ada banyak gunungberapi, ngarai-ngarai yang besar dan dalam, tudung-tudung kutubdan alur-alur permukaan yang pernah dialiri air.Peluncuran Mariner menjadi ancang-ancang untuk melakukanusaha pendaratan pesawat angkasa di Mars. Pada tahun 1976Amerika Serikat meluncurkan 2 pesawat angkasa bernama Viking 1dan Viking 2 dengan tujuan melakukan pendaratan di Mars ini.Peluncuran berhasil dan pada tanggal 19 juli 1976, Viking 1 berhasilmendarat di permukaan Mars, disuatu tempat yang di beri namaChrise Plaitna (lembah emas). Dua bulan kemudian Viking 2 jugaberhasil mendarat di suatu daratan yang diberi nama Utopia.Pesawat-pesawat Viking ini membawah alat untuk melakukanpengamatan permukaan Mars, menganalisis cuaca dan iklim di Mars,serta mencoba mencari adanya organisme di permukaan Mars.Pengamatan-pangamatan Viking ini membuat semakin banyak


informasi yang berhasil diperoleh para ahli tentang Mars, darigambaran mereka tentang planet ini menjadi semakin jelas.

3.2.2 Pengertian dan Macam-Macam Gerhana Matahari

Gerhana Matahari

Bayang-bayang Bulan yang besar menutup bahagian kecil Bumimenjadikan sekitarnya menjadi gelap-gelita – seperti malam, danberlaku pada masa yang singkat sahaja.


antara bumi dan matahari, yaitu pada waktu bulan mati, danbayang-bayang bulanyang berbentuk kerucut menutupi permukaan bumi. sehinggasebagian menutupi Matahari. Sebaiknya kita berada dalam situasigerhana Matahari, kita tidak boleh melihat Matahari secara langsung.Ini kerana cahaya Matahari yang sangat tajam dapat merusakkan titikfokus dalam mata yang menyebabkan kebutaan.Jadi, gunakanlah alat bantu yang sesuai, seperti negatif filemhitam yang ditindih kira-kira 3 keping, atau melalui besen berisi air.Gerhana matahari terjadi pada waktu bulan berada di Peristiwagerhana matahari setiap tahunnyaberkisar antara dua sampai limaperistiwa. Gerhana matahari yang terjadi sebanyak dua kali dalam


setahun adalah sekitar 75%. Sedangkan untuk terjadinya lima kaligerhana matahari dalam satu tahun, peristiwa ini jarang terjadi,peristiwa terakhir terjadi pada tahun 1935. Kali berikutnya Peristiwayang saama, lima gerhana matahari dalam satu tahun diperhitungkanakan terjadi pada tahun 2206.Bayang-bayang bulan ada dua bagian, yaitu umbra dan penumbra.Umbra adalah bagian yang gelap dan berbentuk kerucut yangpuncaknya menuju ke bumi. Penumbra adalah bagian yang agakterang dan bentuknya makin jauh dari bulan semakin lebar. Daerahyang berada dalam liputan umbra akan mengalami gerhana mataharitotal, sedangkan yang berada dalam liputan penumbra mengalamigerhana matahari sebagian.Pada gerhana matahari total akan tampak cahaya koronamatahari yang bentuknya seperti mahkota dan semburan gas daripermukaan matahari yang berwarna lebih merah. Gerhana mataharitotal merupakan peristiwa langka dan hanya bisa dilihat dari lokasitertentu di bumi karena totalitas hanya terjadi di sepanjang lintasansempit yang merupakan bagian paling gelap dari bayangan bulan(umbra). Maksimal dalam satu tahun hanya dapat terjadi dua gerhanamatahari total.Bagaimana proses terjadinya gerhana matahari??? ApabilaGerhana posisi Bulan terletak berada pada satu garis lurus , di antaraBumi dan Matahari maka akan tertutup sebagian atau seluruh cahayaMatahari. Walaupun Bulan lebih kecil, bayangan Bulan mampumelindungi cahaya matahari sepenuhnya karena Bulan yang berjarakrata-rata 384.400 kilometer dari Bumi. Penyebab lain adalah letakBulan yang lebih dekat dibandingkan Matahari yang mempunyaijarak rata-rata 149.680.000 kilometer.


Gerhana matahari dapat dibagi menjadi tiga jenis yaitu: Gerhana Total

Sebuah gerhana matahari dikatakan sebagai gerhana total apabilasaat puncak gerhana, piringan Matahari ditutup sepenuhnya olehpiringan Bulan. Saat itu, piringan Bulan sama besar atau lebih besardari piringan Matahari. Ukuran piringan Matahari dan piringan Bulansendiri berubah-ubah tergantung pada masing-masing jarak Bumi-Bulan dan Bumi-Matahari. Gerhana Matahari Sebagian

Gerhana sebagian terjadi apabila piringan Bulan (saat puncakgerhana) hanya menutup sebagian dari piringan Matahari. Pada


gerhana ini, selalu ada bagian dari piringan Matahari yang tidaktertutup oleh piringan Bulan. Gerhana Cincin

Gerhana cincin terjadi apabila piringan Bulan (saat puncakgerhana) hanya menutup sebagian dari piringan Matahari. Gerhanajenis ini terjadi bila ukuran piringan Bulan lebih kecil dari piringanMatahari. Sehingga ketika piringan Bulan berada di depan piringanMatahari, tidak seluruh piringan Matahari akan tertutup olehpiringan Bulan. Bagian piringan Matahari yang tidak tertutup olehpiringan Bulan, berada di sekeliling piringan Bulan dan terlihatseperti cincin yang bercahaya.


Gerhana Bulan

Gerhana bulan merupakan sebuah peristiwa alam yang umumterjadi. Walaupun terdapat banyak cerita mitos di masyarakattentang gerhana bulan, namun peristiwa gerhana bulan bisadijelaskan secara ilmiah sesuai dengan ilmu pengetahuan dan tidakberdasarkan mitos belaka. Berikut ini adalah penjelasan mengenaibagaimana terjadinya gerhana bulan:Gerhana bulan adalah sebuah peristiwa alam dimana cahayamatahari yang jatuh ke bulan terhalang oleh bumi. Ini terjadi saatkedudukan bumi berada satu garis lurus dengan matahari dan bulan.Gerhana bulan hanya bisa terjadi saat bulan purnama. Mengapademikian? Karena bumi akan menutupi bulan yang berukuran jauhlebih besar dan memiliki jarak yang relatif dekat.Gerhana bulan bisa terjadi dalam waktu yang lumayan lama, yaitusekitar 5 - 6 jam. Untuk memudahkan penjelasan mengenaibagaimana terjadinya gerhana bulan, maka kita bisa melihat gambarberikut ini:


Ukuran bumi jauh lebih kecil bila dibandingkan dengan ukuranmatahari. Jadi pada saat matahari, bumi, dan bulan sejajar posisinya,maka bayangan inti bumi akan berbentuk kerucut. Wilayah yangdilalui oleh bayangan bumi ini akan menjadi sangat gelap, bayanganini disebut umbra. sedangkan bayangan yang agak terang yangmerupakan bayangan tambahan disebut dengan penumbra. Pada saatbulan berada dalam bayangan tambahan (penumbra), maka bulanakan kelihatan samar - samar. Ini disebut sebagai gerhana bulansebagian. Dan pada saat bulan berada di dalam umbra, maka bulanakan sama sekali tidak kelihatan. Ini disebut peristiwa gerhana bulantotal. Proses bulan berada dalam bayangan tambahan (penumbra)bisa mencapai 6 jam. Sedangkan proses bulan berada dalam umbrahanya sekitar 40 menit. Gerhana bulan sebagian akan terjadi sebelumdan sesudah terjadinya gerhana bulan total.


BAB IVASTEROID


BAB IVASTEROID


BAB IVASTEROID


A. ASTEROID

Hingga 1 Januari 1801 ruang antar planet antara Mars dan Jupiter

masih tampak kosong. Pada tahun 1766 Titius dan Bode yang mencoba

membuat rumus jarak planet dari Matahari secara empiris menyatakan

bahwa di antara Mars dan Yupiter pada jarak 2,8 AU (Astronomi Unit /

Satuan Astronomi (SA)) seharusnya terdapat sebuah planet. Oleh karena

itu, pada tahun 1800 mulai diadakan pencarian ”planet yang hilang”

secara sistematis oleh 12 astronom Jerman. Namun pada 1 Januari 1801

”planet yang hilang” tersebut mulai ditemukan, bukan oleh ke-12

astronom Jerman tersebut, melainkan oleh Giuseppe Piazzi (1746–1826)

seorang astronom Italia yang sedang rutin melakukan pengamatan di

Palermo. Objekbaru tersebut dinamakan Ceres (nama dewi pelindung

Sisilia), Ceres berada sekitar 2,766 AU (mendekati 2,8 AU) dengan ukuran

yang sangat kecil. Jari-jari Ceres ialah 479 km, sekitar seperempat kali dari

jari-jari Bulan. Pencarian Astronom jerman terus berlanjut, dan pada tahun

1807 mereka telah berhasil menemukan 3 asteroid yaitu : Pallas (pada

2,772 AU), Juno (pada 2,688 AU), dan Vesta (pada 2,361 AU). Pallas dan

Vesta ditemukan oleh W.M.Olberd pada tahun 1802 dan 1807. Masing-

masing objek ini berukuran jauh lebih kecil daripada Ceres yang

merupakan asteroid terbesar.

Bahkan semakin besar asteroid akan terlihat sangat kecil bagaikan titik

jika dilihat menggunakan teleskop abad ke-19, seperti bintang- asteroid

dalam bahasa Yunani berarti “menyerupai sebuah/ mirip bintang”. Istilah

asteroid diusulkan oleh Sir Willian Herschel seorang astronom Inggris.

Nama lainnya “planet kecil” atau “planetoid”. Kini kita dapat melihat

asteroid terbesar sebagai objek yang diperbesar, dan pesawat ruang

angkasa telah mengunjungi beberapa di antara mereka. Kita juga bisa

mendeteksi asteroid yang sangat kecil, hingga kurang dari 1 km.

Katalog Asteroid yang dimiliki pada saat ini kurang lebih 2000

asteroid yang memiliki orbit yang telah teridentifikasi secara akurat. Jumlah


ini akan cenderung bertambah. Lebih dari 100.000 asteroid yang telah

terlihat, akan tetapi orbitnya belum teridentifikasi secara akurat. Secara

keseluruhan, semua asteroid dengan diameter lebih dari 100 km telah

terlihat, tetapi sebagiannya lebih kecil dari pada itu- diperkirakan bahwa

ada sekitar 109 dengan ukuran lebih dari 1 km. Semakin kecil ukurannya,

maka semakin banyak jumlahnya, namun massa total semua asteroid

didominasi oleh beberapa terbesar. Jika perkiraan 1022 kg untuk massa

total asteroid di antara Mars dan Jupiter, maka Ceres menyumbang 10%

dari total massa ini. Diperkirakan bahwa begitu banyak massa yang telah

hilang sejak kelahiran tata surya, pada awalnya diperkirakan massa

asteroid antara Mars dan Jupiter ialah 1025kg. Massa bumi adalah 6 x 1024

kg, sehingga jika ada kerugian/ pengurangan substansial massal maka

Mars akan menjadi lebih besar dan akan ada satu atau dua planet terestrial

di luar Mars.

Pada Bab ini kita akan melihat bahwa asteroid diperkirakan berasal

planetsimal dan embrio yang ada di ruang antara Mars dan Jupiter. Jupiter

menghalangi terbentuknya planet besar di wilayah ini, dan

menghamburkan sebagian material ke wilayah lain. Interaksi akan terus

terjadi baik antara asteroid dan Jupiter, maupun antar asteroid sendiri. Hal

ini telah menghasilkan fragmentasi yang cukup besar dan pengurangan

massa asteroid dalam 4600 Ma sejarah tata surya.

Benturan asteroid berlanjut dan bagian-bagian lebih kecil akan

mengalami efek Yarkovsky. Ini mengakibatkan pengikisan objek dengan

ukuran kira-kira 0.1–100 m. Efek yang timbul pada sisi yang terkena sinar

matahari menyebabkan objek menjadi panas. Oleh karena itu pancaran

foton lebih banyak dibandingkan di tempat lain pada permukaan objek.

Foton memiliki momentum, lalu foton (inframerah) ini bertindak seperti

roket lemah. Jika objek mengorbit dalam arah yang sama dengan gerakan

rotasi , yaitu searah jarum jam atau berlawanan arah jarum jam, lalu

kemudian objek didorong ke arah gerak orbit, maka akan membentuk


spiral. Sebaliknya, jika jika arah berlawanan satu sama lain, objek secara

bertahap membentuk spiral ke dalam. Di beberapa AU dari matahari, di

daerah asteroid, tingkat migrasi adalah berkisar 0.1 AU di 10–50 Ma. Pada

waktu tertentu, gerakan objek akan beresonansi dengan Jupiter yang

biasanya menghasilkan ejeksi (pelemparan). Pada objek di atas 0.1–100 m;

tidak berlaku efek Yarkovsky

4.1. Orbit Asteroid pada Sabuk Asteroid

Gambar 3.1 menunjukkan distribusi dari sumbu semi mayor asteroid.

Kita bisa melihat bahwa sebagian besar nilai terletak pada kisaran 1.7–4.0

AU, dengan konsentrasi tertentu dalam berbagai 2.2–3.3 AU. Asteroid

dengan sumbu semimayor berada dalam rentangan sabuk asteroid dan

sabuk utama. Sudut inklinasi orbital di sabuk ini cukup kecil, dengan

beberapa nilainya di atas 20o, sehingga asteroid adalah bagian dari

pusaran prograde gerak di Tata Surya, meskipun secara keseluruhan

kecenderungan lebih besar daripada orbit planet utama. Eksentrisitas

orbital juga agak lebih besar, dengan nilai-nilai dari 0,1-0,2. Dari Gambar

1.7 (Bagian 1.4.1), jarak perihelion adalah (a-ae), yaitu 2.10 AU, dan jarak

aphelion adalah (a+ae), yaitu 3,90 AU. Hal ini menunjukkan bahwa sabuk

asteroid utama bahkan dengan eksentrisitas orbit atypically besar tidak

menyimpang dari ruang antara Mars dan Jupiter.

Gambar 3.1 menunjukkan bahwa asteroid pada sumbu semimajor

tidak terdistribusi secara merata. Fitur yang menonjol adalah Kirkwood

gaps (celah), dinamai astronom Amerika Daniel Kirkwood (1814 - 1895)

yang pertama kali mendeteksi hal tersebut. Nilai ini adalah nilai-nilai

sumbu semimajor sekitar. Ini sesuai dengan resonansi gerak (MMRS)

antara asteroid dan Jupiter.


Gambar 3.1Distribusi sumbu semimajor dari orbit asteroid

pada bulan Oktober 2006. (Diadaptasi dari data yang tersedia

di Minor Planet Center)

Gambar 3.2 03:01 mmr dari sebuah asteroid dengan Jupiter.

Gambar 1.14 menggambarkan 02:01 resonansi.

Gambar 3.2 mengilustrasikan 3:1 mmr, di mana sebuah asteroid

akan mengorbit Matahari tiga kali sementara Jupiter mengorbit

Matahari sekali, yaitu periode orbital berada dalam rasio 3:1. Ini berarti

bahwa jika Jupiter dan asteroid sejajar, kemudian tiga orbit kemudian

line-up yang tepat diulang. Keberpihakan diulang secara berkala

membuat banyak orbit resonansi stabil, yang menyebabkan

peningkatan eksentrisitas yang mungkin tiba-tiba dan besar,

karakteristik perilaku kacau. Hal ini menyebabkan asteroid yang

melintasi lebih dari satu orbit Mars, Bumi, dan Jupiter. Ada
































kemungkinan terjadi ejeksi yang tinggi dalam waktu urutan hanya 0,1

Ma.

Pada Gambar 3.1 kesenjangan Kirkwood sangat terlihat di MMRS

4:1, 3:1, 5:2, 7:3, dan 2:1. Simulasi menunjukkan bahwa pada 2:1 mmr

proses pengikisan tidak efisien, sehingga menipisnya asteroid mungkin

menerima materi yang didistribusikan di sabuk asteroid. Kekosongan

asteroid melampaui 3,3 AU, yang menempati tepi sabuk luar , dapat

dijelaskan dengan resonansi, ditambah perpindahan Jupiter beberapa

persepuluh AU pada awal sejarah pembentukan tata surya (Bagian

2.2.5), yang akan menyapu MMRS melalui wilayah ini. Dekat dengan

Jupiter asteroid telah dihapus oleh proses one-shot, menangkap, atau

hamburan, seperti yang dapat dilakukan oleh planet manapun. Lokasi

tepi bagian dalam dari sabuk utama dekat 2,2 AU tampaknya juga

merupakan hasil dari gravitasi Jupiter, meskipun dalam kasus ini

resonansi orbital tidak terlibat.

Dalam beberapa kasus, orbit resonansi memiliki asteroid berlebih.

Pada Gambar 3.1 03:02 resonansi Jupiter hanya menunjukkan efek ini,

asteroid yang sesuai merupakan kelompok Hilda. Faktor yang bisa

menjelaskan mengapa mereka belum dihapus oleh Jupiter adalah

bahwa ketika kelompok Hilda memiliki posisi perihelion yang dekat

degan Jupiter, dan pendekatan begitu dekat dihindari ( lihat Gambar

1.14 ).

Fitur lain dari orbit asteroid adalah pengelompokan ke dalam

keluarga. Para anggota keluarga memiliki kesamaan sumbu semimajor,

kemiringan orbital, dan eksentrik. Pada tahun-tahun awal abad kedua

puluh astronom Jepang Kiyotsugu Hirayama (1874-1943) menemukan

beberapa keluarga tersebut, sekarang disebut keluarga Hirayama. Setiap

keluarga biasanya memiliki beberapa ratus anggota dikenal. Kesamaan

orbital dalam setiap keluarga menunjukkan bahwa anggota adalah

fragmen dari tumbukan asteroid besar. Pandangan ini didukung oleh


spektrum reflektansi yang sama ( Bagian 3.1.6 ) diamati di sebagian

besar anggota keluarga, spektrum yang berbeda berasal dari keluarga

lain. Diperkirakan bahwa lebih dari 90 % dari asteroid di sabuk asteroid

dalam keluarga.

Tabrakan besar, termasuk cara singkat menghasilkan keluarga,

diperkirakan akan terjadi rata-rata sekali setiap beberapa puluh juta

tahun. Salah satu hasil adalah bahwa setidaknya salah satu dari dua

badan yang terlibat dalam tabrakan berkumpul sebagai puing-puing

tiang gravitasi yang terikat, dengan kepadatan rendah. Hasil lain adalah

bahwa fragmen kecil memberikan beberapa asteroid satelit kecil,

misalnya Ida memiliki Dactyl kecil.

4.2. Orbit asteroid di luar sabuk Asteroid

Beberapa ribu asteroid diketahui memiliki orbit dengan sumbu

semimajor luar pada rentangan 1,7-4,0 AU. Dengan demikian mereka

berada di luar sabuk asteroid, dan beberapa kelompoknya telah

diidentifikasi.

1. Asteroid dekat Bumi

Seperti namanya, asteroid dekat Bumi (Neas) adalah asteroid yang

mendekati bumi. Asteroid dekat burni (NEAs) dibagi dalarn beberapa

kelompok diantaranya Arnor, Apollo, AtendanAtira. Beberapa bahkan

berbagi orbit bumi, masing-masing dengan jarak dari Bumi sepanjang

orbit berosilasi pada rentangan yang besar. Tabrakan antara Neas dan

bumi tidak dapat diabaikan.Lebih dari 600 Neas diketahui, dan

berbagai perkiraan berdasarkan populasi tersebut memberikan jumlah

keseluruhan mencapai beberapa ribu kali lebih besar dari 1 km. Dari

beberapa yang ditemukan, 1950DA memiliki peluang terbesar

menabrak bumi. Asteroid (29075) 1950 DA rnerupakan asteroid

kelompok Apollo yang diperkirakan akan rnenubruk bumi pada

16Maret 2880 dengan peluang 0,33 %.Tingkat resiko turnbukan

dalam skala Palermo mencapai +0,17. Lokasi terjadinya turnbukan


diperkirakan di35° LUdan 70° BB tepatnya dilautan Atlantik sebelah

timur Amerika Serikat. Dampak tumbukan akan menghasilkan lubang

berdiameter 19km dan kedalaman 7 km yang berpotensi

mengakibatkan tsunami. Asteroid ini pada mulanya teramati selama

17 hari yang kemudian "menghilang" dari pengamatan selama 50

tahun. Namun pada tanggal 31 Desember 2000, asteroid 1950DA

teramati kembali. Pengamatan radar dari Goldstone dan Arecibo pada

tanggal 3-7 Maret 2001 memperlihatkan pada saat asteroid 1950DA

berada dalam jarak sekitar 7, 79 106 (0,052 ), asteroid tersebut

teramati berotasi sekali dalam setiap 2,1 . Oleh karena itu

obyek tersebut digolongkan sebagai asteroid yang berotasi cepat.

Asteroid 1950DA memiliki ukuran sekitar 1,1 km dengan massa sekitar1,55 10 dengan kerapatan sekitar 2,2 / . Arah rotasi NEA

tidak diketahui, tetapi jika arahnya berlawanan dengan orbit, maka efek

Yarkovsky akan berkurang.

Dalam beberapa dekade terakhir asteroid berada paling dekat

dengan bumi pada tanggal 10 Agustus 1972. Sebuah bola api diamati,

dan difilmkan, menghampiri atmosfer bumi di atas Amerika Utara.

Asteroid ini diperkirakan berukuruan 3-6 m. Sejak saat itu, jarak

terdekat asteroid dengan bumi pada tanggal 18 Maret 2004.

Pengamatan dari Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR)

menunjukkan bahwa obyek sekitar 30 m melewati bumi pada jarak 42

700 km. Pada tahun 1908 terjadi tabrakan substansial terbaru dengan

bumi, di wilayah Tunguska Siberia, yang menyebabkan kerusakan di

daerah sekitar 80 km, untungnya daerah tersebut tidak berpenghuni.

Objek tersebut diperkirakan berukuran 50-75 m dan hancur di

atmosfer dalam sebuah ledakan besar. Rata-rata waktu antara tabrakan

tersebut diperkirakan sekitar 1000 tahun. Untuk mencapai bumi

sebuah asteroid terlihat jauh lebih besar, tergantung pada

komposisinya. Asteroid yang berukuran 200 m rata-rata terjadi pada 1-

100 000 tahun, tapi akan menyebabkan bencana iklim global yang


mengancam peradaban manusia.Tabrakan besar terjadi pada 65 Ma

lalu, ketika sebuah asteroid berukuran 10-14 km jatuh di Yucatan,

yang mengakibatkan kepunahan untuk banyak spesies, termasuk semua

dinosaurus.

NEA merupakan salah satu dari tiga kelompok yang terkenal,

masing-masing namanya diambil dari anggota kelompok utama. Amors

memiliki sumbu semimajor lebih besar dari 1 AU, namun jarak antara

perihelion 1,017 AU dan 1,3 AU.

Ë Apa arti penting dari 1,017 AU untuk orbit bumi?

Ini adalah jarak aphelion Bumi. Apolos memiliki perihelia

kurang dari 1,017 AU, jadi jika kecenderungan orbit mereka nol,

orbit dengan aphelion lebih besar dari jarak perihelion bumi

sebesar 0.983 maka akan memotong orbit bumi. Bahkan dengan

kecenderungan tidak sama dengan nol, persimpangan terjadi jika

simpul naik atau turun memotong orbit Bumi (Bagian 1.4.2).

Atens memiliki sumbu semimajor kurang dari 1 AU.

Persimpangan dengan orbit bumi dapat terjadi dengan

eksentrisitas tidak sama dengan nol.

Unsur-unsur orbital Neas yang bervariasi disebabkan oleh

pengaruh planet terestrial, karena sebagian besar dari mereka

cepat atau lambat akan bertabrakan dengan matahari, dan yang

lain akan bertabrakan dengan Bumi atau planet terestrial yang

lain. Diperkirakan bahwa rata-rata usia orbital hanya beberapa

juta tahun. Hal ini sangat singkat dibandingkan dengan 4600 Ma

usia Tata Surya, sehingga akan terbentuk kembali. Tidak

diragukan sabuk asteroid merupakan sumber utama asteroid.

2. Asteroid Trojan

Asteroid Trojan merupakan asteroid yang berbagi orbit

dengan Jupiter - mereka berada dalam 1:1 mmr dengan Jupiter.

Gambar 3.3 menunjukkan di mana asteroid Trojan

terkonsentrasi. Lebih dari 1000 asteroid Trojan diketahui, yang


paling besar adalah Hektor, berukuran 330 km dengan 150 km.

Kurang lebih 1000 asteroid kecil belum ditemukan. Massa

totalnya diperkirakan sebesar 1021 kg, sekitar 0,01% dari massa

bumi. Sekelompok asteroid Trojan berada pada dua titik

Lagrangian dari Jupiter dan Matahari. Gambar 3.3 menunjukkan

lima titik Langrangian yang diberi label L1-L5. Mereka dinamai

matematikawan Franco-Italia Joseph Louis Lagrange (1736-

1813), yang memprediksi keberadaan mereka. Titik-titik tersebut

berasal dari sistem antara dua objek pada orbit dengan

eksentrisitas rendah sekitar pusat mereka ditambah objek ketiga

dengan massa yang jauh lebih kecil. Kelima titik tersebut adalah

lokasi ketiga objek dapat ditemukan dan tetap dekat dengan posisi

relatif dua objek lainnya. Dengan demikian, konfigurasinya dapat

dianggap seperti benda padat yang berputar pada pusat massa.

Terlepas dari perbandingan massa antara dua objek utama, titik

L4 dan L5 terletak seperti yang ditunjukkan pada Gambar 3.3.

Sebaliknya, lokasi L1 dan L2 tidak tergantung pada perbandingan

massa, dan terletak lebih dekat ke objek yang lebih kecil. Untuk

titik yang lainnya, jika, seperti dalam kasus Matahari dan Jupiter,

massa salah satu dari dua objek jauh lebih besar daripada yang

lain, maka L3 terletak sangat dekat dengan orbit orbit objek yang

lebih kecil. Stabilitas posisi massa yang kecil ditempatkan di L1

L2, atau L3-nya lebih sedikit, tetapi pada L4 dan L5 itu jauh lebih

baik. Obyek di L4 dan L5 tidak perlu tetap persis pada titik, tetapi

dapat mengikuti orbit di sekitarnya. L4 dan L5 merupakan titik

dimana kelompok trojan berada.


Gambar 3.3 Lima titik Lagrangian ysng berhubungan dengan Jupiter

dan Matahari, dan asteroid Trojan.

Dalam kasus Matahari dan Jupiter, stabilitas L4 dan L5 terganggu

oleh keberadaan planet lain. Asal usul Trojan tidak diketahui. Setiap

planet memiliki titik Lagrangian terhadap Matahari. Pada tahun 2006,

empat Trojan Neptunus telah terdeteksi, tapi ada planet lain yang yang

belum dikonfirmasi trojannya. (Neas yang berbagi orbit dengan Bumi

berada sangat jauh dari L4 dan L5.)

3. Centaurus

Ini merupakan sekelompok objek kecil yang orbitnya terletak di

antara planet-planet raksasa. Yang pertama ditemukan adalah Hidalgo

pada tahun 1920, objek yang ukurannya kurang lebih 15 km, dengan

sudut inklinasi 42 5, dan sangat unik karena tersebar dari 2,01 hingga

9,68 AU dari Matahari.

Ë Berapa sumbu semimajor Hidalgo itu?

Sumbu semimajornya adalah (9 68 AU + 2 01 AU / 2) = 5,85

AU (Gambar 1.7). dia sangat unik, orbit yang sangat miring

menunjukkan bahwa terdapat sisa-sisa dari inti komet (Bagian

3.2.4). Objek kecil yang memiliki perihelia lebih besar daripada

sumbu semimajor Jupiter (5.2 AU) dan sumbu semimajornya lebih

kecil dari Neptunus (30,1 AU) disebut centaurus. Chiron

merupakan centaur yang ditemukan pada tahun 1977. Ukurannya

kurang lebih 180 km, dan rentangan dari 8.46 ke 18.82 AU dari










3. Centaurus
























3. Centaurus
















Matahari. Namun, Chiron memiliki aktivitas permukaan yang

lemah seperti komet, sehingga diklasifikasikan sebagai asteroid dan

komet. Pada tahun 1991 Pholus menjadi asteroid ketiga yang

ditemukan di luar Jupiter, berada pada orbit dari 9 AU hingga 32

Audan berukuran kurang lebih 180 km. Sudah banyak yang telah

ditambahkan ke dalam daftar, mulai dari yang ukuran kecil sampai

beberapa puluh kilometer. Pada jarak yang lebih jauh, objek kecil

ini sulit untuk ditemukan telah dan diperkirakan ada beberapa ribu

Centaurs yang ukurannya lebih besar dari 75 km. Beberapa

Centaurs diketahui memiliki aktivitas permukaan yang lemah.

Hasil perhitungan menunjukkan bahwa usia Centaurus

adalah sekitar 1-10 Ma (mungkin 100 Ma dalam beberapa kasus)

sebelum mereka mengalami perubahan orbital. Simulasi komputer

menunjukkan bahwa mereka bersumber dari sabuk E-K, dimana

mereka ditarik oleh pengaruhi gravitasi Neptunus. Pada kasus ini,

komposisinya terdiri atas es dan batu. Sekitar 1-10 Ma (mungkin

100 Ma) Centaur akan mengalami perubahan orbital yang besar,

sehingga melenceng dari Tata Surya atau terjadi pengurangan

perihelion ke titik di mana permukaannya menguap menjadi es dan

menjadi komet berperiode pendek.Ternyata, centaurus tidak bisa

dianggap sebagai asteroid ataupun komet. Mereka mungkin lebih

baik dianggap sebagai objek transisi antara sabuk E-K dan komet

yang berperiode pendek.

4.3. Ukuran Asteroid

Dengan beberapa pengecualian, asteroid yangterlalu kecil dan

terlalu jauh dari Bumi dapatdilihat sebagaisesuatu selain titik cahaya

di langit. Pengecualian tersebut meliputi beberapa asteroid yang sangat

besar, sekelompok Neas, dan beberapa telah dicitrakandalam jarak

dekat oleh pesawat ruang angkasa. Ukuran mereka dapat diketahui

dari observasi langsung. Tim astronom dari Perancis dan Italia


membangun suatu metode baru untuk mengetahui ukuran dan bentuk

asteroid yang sangat kecil dengan diameter 15 km di sabuk asteroid

yang jauhnya 100 juta km. Metode ini menggunakan kemampuan

very large telescope interferometer (VLTI) milik NASA. Pengukuran

dengan teknik interferometrik mengkombinasi cahaya dari dua

teleskop 8,2 meter VLTI atau lebih.Sebagai tambahan, banyak waktu

yang telah berlalu antara kita dan bintang, ukurannya kemudian

diperoleh dari ketepatan perhitungan pergerakan asteroid melewati

langit, dan lamanya waktu dimana cahaya bintang terhalangi. Untuk

sebagian besar asteroid, ukuran dapat diperoleh daripengamatan tidak

langsung. Dari data pengamatan, Bowell dan Lumme tahun 1979

membuat sebuah persamaan empiris untuk menghubungkan diameter

asteroid dengan albedo dan magnitudo mutlak asteroid.

Persamaan tersebut dapat dituliskan sebagai berikut:= 1,322 − 0,5 log −0,2Rentang untuk diameter asteroid berkisar antara ratusan hingga

ribuan kilometer.

Metode tidak langsung dipengaruhioleh pengukuran kerapatan

fluks radiasi matahari yang dipantulkan yang kita terima dari objek.

Kerapatan fluks F adalah istilah umum yang didefinisikan sebagai

kekuatan radiasi elektromagnetik pada luas permukaan penerima.

Permukaan penerima kita akan tegak lurus terhadap arah asteroid,

dan F mencakup rentang panjang gelombang spektrum matahari

secara keseluruhan. Kita dapat berasumsi bahwa asteroid berada

dalam oposisi, sehingga Matahari, Bumi, dan asteroid beradadalam

satu garis lurus. Dalam kasus ini asteroid yang terlihat dari Bumi dapat

disebut fase nol sudut, seperti pada Gambar 3.4 (a), dan kerapatan

fluks yang dipantulkandiberi simbol 0. Hal ini dapat ditunjukkan

pada persamaan di bawah ini:


0 =di mana k adalah kombinasi faktor yang diketahui yang melibatkan

Matahari dan jarak ke asteroid, A adalah luas proyeksi asteroid arah

kita (Gambar 3.4 (a)), dan p adalah suatu besaran yang disebut Albedo

geometris. Albedo geometris merupakan perbandingan antara 0/0, dimana 0 adalah kerapatan fluks yang kita terima dari

permukaan datar Lambertian tegak lurus terhadap arah Matahari dan

Bumi, dan dengan luas sama dengan luas proyeksi asteroid (Gambar 3.4

(b)). Permukaan Lambertian adalahdifusisempurna dan memantulkan

100% ketika terjadi insiden radiasi.

Apakah bentuk persamaan (3.1) masuk akal?

Persamaan tersebut masuk akal dimana jikanilai dan meningkat,

maka 0 juga meningkat. Jika nilai p diketahui, dan kita telah

mengukur 0, maka dapat dihitung dengan menggunakan

persamaan (3.1), dan jari-jari rata-rata dapat diperkirakan. Nilai

tergantung pada komposisi dan kekasaran permukaan. Permukaan

asteroid memiliki nilai p mulai dari sekitar 2% sampai sekitar


































Gambar 3.4 (a) sebuah asteroid dalam oposisi. (b) permukaan datar

Lambertian dengan daerah proyeksi asteroid yang sama.

Gambar 3.5 Jumlah asteroid dengan rata-rata jari-jari per km

interval radius.

Garis putus-putus menunjukkan ketidakpastian.40%, dan

sebagainya, kecuali kita dapat mengurangi kisaran ini, kemudian

ukuran tubuh dapat diperoleh dengan urutan besarnya.

Perbandingan 0 dengan kerapatan fluks dari radiasi

inframerah yang dipancarkan oleh asteroid berdasarkan suhunya

memberikan perkiraan nilai , sebagai studi tentang polarisasi dari

radiasi matahari yang dipantulkan. Rinciannya tidak akan menjadi

perhatian kita.

Teknik tidak langsung telah memberikan hampir semua ukuran

data pada Gambar 3.5. Data tersebuttidak dapat diperluas untuk

ukuran jauh di bawah radius 10 km karena pada ukuran yang lebih

kecil harus ada proporsi yang signifikan dari asteroid yang belum

ditemukan, proporsi meningkat dengan penurunan ukuran. Kita

telah mengetahui teoriselama pembentukan Tata Surya, terdapat

beberapa embrio diantara Mars dan Jupiter, ditambah

sejumlahobjek yang lebih kecil lainnya.Pertumbuhan embrio

tersebut dihalangi oleh pembentukan Jupiter, dimana pengaruh

gravitasi jupiter 'mengaduk 'orbit asteroid. Hal itu dapat

meningkatkan kecepatan tumbukan sehingga pertumbuhan





interval radius.








perhatian kita.
















interval radius.








perhatian kita.













embrionya terhenti dan akan terfragmentasi. Hasil dari fragmentasi

tersebut merupakan puing-puingyang berkumpul dan membentuk

suatu objek baru.

4.4. Bentuk Asteroid dan Ciri Permukaan

Gaya gravitasi pada sebuah asteroid mengakibatkan peningkatan

tekanan pada asteroid tersebut. Jika tekanan melebihi kekuatan dari

interior material padat asteroid, maka bahan penyusun asteroid akan

mencapai titik jenuh ketahanan bahan penyusun asteroid tersebut,

dan objek yang dihasilkan akan berbentuk bulat kasar, lalu akan

diratakan oleh rotasi pada tingkat tinggi. Untuk sebuah asteroid

yang terbuat dari silikat dan besi, jari-jari kritisnya sekitar 300 km.

Oleh karena itu, 'jari-jari' di bawah ukuran ini berarti jarak rata-rata

dari permukaan ke pusat asteroid - objek tidak selalu berbentuk

bulat.

Apakah ada asteroid tertentu yang bentuknya (sangat) bulat?

Dari Tabel 1.3 dapat dilihat bahwa hanya Ceres yang secara

signifikan jari-jarinya lebih besar dari jari-jari kritis. Oleh karena

itu, diyakini bentuknya mendekati bulat, dan ditemukan begitu.

Dalam beberapa kasus dua atau tiga dimensi penggambaran objek

cukup baik.Beberapa asteroid memiliki bentuk yang ditentukan

secara langsung, baik dari gambar atau dari cara menganalisis

cahaya yang diterima olehkita ketika cahaya dipantulan oleh

asteroid. Hubble Space Telescope (HST) menggambarkan Ceres,

bentuknya hampir bulat, dengan radius equator sebesar 487 km dan

radius kutub sebesar 455 km, perbedaannya hanya sekitar 30 km.

Secara signifikan bentuk bulat biasanya terdapat pada ukuran yang

lebih kecil. Permukaan Ceres merupakan campuran antara es air

dan berbagai mineral terhidrasi seperti karbonat dan lempung.

Planet katai ini tampaknya terdiferensiasi dengan inti yang berbatu

dan mantel yang ber-es. Mantel setebal 100 km ini (23%–28% massa


Ceres; 50% volume Ceres) mengandung 200 juta kilometer kubik

air, yang melebihi kandungan air tawar di Bumi, dan mungkin

mengandung samudra di bawah permukaannya. Dari Bumi,

magnitudo Ceres tampak bervariasi antara 6.7 hingga 9.3, sehingga

terlalu redup untuk dilihat dengan mata telanjang kecuali jika langit

sangat gelap. Luas permukaan Ceres diperkirakan sama dengan luas

India atau Argentina. Hanya beberapa fitur permukaan Ceres yang

berhasil dilacak secara pasti. Citra yang diabadikan oleh Teleskop

Angkasa Hubble pada tahun 1995 menunjukkan bintik gelap di

permukaan yang dijuluki "Piazzi" untuk menghormati penemu

Ceres. Fitur ini diduga sebagai sebuah kawah. Citra inframerah

dekat berikutnya dengan resolusi yang lebih tinggi menemukan

beberapa fitur terang dan gelap. Dua fitur gelap berbentuk bulat dan

diduga merupakan kawah; salah satunya memiliki wilayah tengah

yang terang, sementara yang lainnya merupakan fitur "Piazzi". Citra

Hubble yang lebih baru pada tahun 2003 dan 2004 menunjukkan

keberadaan 11 fitur permukaan, dan sifat fitur tersebut masih belum

pasti. Salah satu fitur tersebut mirip dengan fitur

"Piazzi".Pengamatan terakhir juga menemukan bahwa kutub utara

Ceres menunjuk ke arah asensio rekta 19 jam 24 menit (291°),

deklinasi +59°, di rasi bintangDraco. Artinya, kemiringan sumbu

Ceres sangat kecil, yaitu hanya sekitar 3°.Gambar 3.6 dan Plat 10

menunjukkan gambar asteroid yang bentuknya tidak-bulat.

Beberapa sabuk utama asteroid lainnya telah digambarkan, termasuk

Vesta, Gaspra, dan Ida.

Gambar Vesta pada Gambar 3.6 (a) diperoleh dari orbit Bumi

oleh HST (sebuah model yang berdasarkan pada gambar). Asteroid

kecil Gaspra (plat 10) digambarkan pada Oktober 1991 oleh

pesawat ruang angkasa Galileo selama perjalanan ke Jupiter, dan

pada Agustus 1993 pesawat ruang angkasa yang sama

menggambarkan asteroid yang lebih besar Ida (Gambar 3.6 (b)) dan


satelit kecil yang sebelumnya tidak diketahui, bernama Dactyl (di

luar tepi frame). Di luar sabuk utama, tetapi dalam sabuk asteroid,

Mathilde (Gambar 3.6 (c)) digambarkan pada tahun 1997 oleh

pesawat ruang angkasa NEAR. Toutatis adalah salah satu dari

beberapa Neas yang telah digambarkan oleh Radar berbasis Bumi.

Gambar Toutatis pada Gambar 3.6 (d) diperoleh pada bulan

Desember 1992 ketika pesawat tersebut melewati Bumi pada jarak

hanya 4 × 106 km. Eros, NEA lain, yang diorbiti oleh NEAR pada

tahun 2001, yang membuat pendaratan pada 12 Februari 2001.

Gambar 3.6 (e) adalah gambar Eros dari NEAR ketika berada di

orbit. Gambar 3.6 (f) adalah gambar Viking Orbiter Phobos, Deimos

secara luas serupa.

Gambar 3.6 Gambar permukaan asteroid. (A) Model berbasis

gambar dari Vesta, 256 km. (AURA / STScI, NASA, PRC97-27, P

Thomas dan B Zellner) (b) Ida, 53 km. (NASA / NSSDC P42964)

(c) Mathilde 59 km. (The Johns Hopkins University, Laboratorium

Fisika Terapan) (d) Toutatis, 4,6 km. (NASA / JPL P46256, SJ

Ostro dan S Hudson) (e) Eros, 33 km. (NASA / JPL-Caltech,

PIA03141) (f) Phobos, 26 km. (NASA / NSSDC 357A64).













secara luas serupa.




















secara luas serupa.









Banyak asteroid memiliki bentuk yang ditentukan secara tidak

langsung. Semua asteroid berotasi, hampir semua dengan periode

dalam kisaran 4-16 jam, dan ketika mereka berotasi, kepadatan

fluks Fe dan Fr 0 yang diamati bervariasi dengan waktu. Ada dua

kemungkinan faktor penyebab: ciri permukaan, dan perubahan di

daerah proyeksi yang dihasilkan dari bentuk tidak-bulat. Dari

variasi Fe dan Fr 0 dua faktor ini dapat dipisahkan. Hasilnya, seperti

yang diharapkan, bahwa biasanya bentuk bola adalah umum di

antara asteroid. Ketika pengambaran asteroid mungkin berulang,

periode rotasi dapat diperoleh secara langsung. Sebagai contoh, HST

telah menemukan bagian-bagian gelap di Ceres, dan pengamatan

berulang telah menghasilkan periode rotasi sekitar 9,1 jam.

Data rotasi juga menunjukkan berbagai kecenderungan aksial.

Ini dan rentangan periode rotasi, modelnya konsisten di mana objek

kecil sering bertumbukan. Bentuk yang tidak beraturan diperoleh

dari fragmentasi karena tumbukan, meskipun dalam beberapa kasus

pada dasarnya asteroid kecil memilki bentuk yang tidak teratur.

Permukaan asteroid (Gambar 3.6) juga menjadi contoh tumbukan,

dalam hal ini dengan objek yang lebih kecil. Bentuk tidak teratur

juga dapat timbul dari sublimasi komponen volatil. Sebaliknya, objek

kecil bisa menjadi lebih bulat melalui dampak erosi oleh debu.

Permukaan terkena dampak lapisan tipis debu, dan pengamatan

cahaya yang dipantulkan dan radiasi IR yang dipancarkan

menunjukkan bahwa debu tipis memang ciri umum.

4.5. Massa Asteroid, Massa Jenis, dan keseluruhan Komposisi

Beberapa asteroid memiliki massa diukur dengan presisi yang

tepat.


a. Asteroid Ceres

Orbital period: 1,680 days

Mass: 895.8E18 kg

Gravity: 0.27 m/s²

Discovered: January 1, 1801

Orbits: Sun

Ceres adalah sebuah planet kerdil yang terletak

di Sabuk Asteroid yang berdiameter sekitar 900 − 1000 . Massa

Ceres ditentukan berdasarkan analisis pengaruh planet tersebut

terhadap asteroid-asteroid yang lebih kecil. Beberapa peneliti

memperkirakan hasil yang sedikit berbeda.Rata-rata perkiraan nilai

yang paling tepat pada tahun 2008 adalah 9,4 × 1020 . Massa ini

merupakan sepertiga dari jumlah massa di sabuk asteroid (3,0 ±0,2 × 1021 ), yang merupakan 4%massa Bulan. Massa Ceres

mencapai bentuk bulat dalam keseimbangan hidrostatik. Berdasarkan

perhitungan yang tepat pada asteroid kecil, ceres memilki massa jenis

rata-rata sebesar2.100 . Komposisi permukaan Ceres mirip

dengan asteroid tipe C. Terdapat beberapa perbedaan.

Spektrainframerah Ceres menunjukkan keberadaan materi terhidrasi,

yang menunjukkan keberadaan air di lapisan dalam. Unsur lain yang

mungkin ada di permukaan adalah lempung yang kaya akan besi

(kronstedtit) dan mineral karbonat (dolomit dan siderit), yang

merupakan mineral yang umum ditemui dalam kondrit C. Spektra

karbonat dan lempung biasanya tidak tampak dalam spektra asteroid

tipe C lainnya Kadang-kadang Ceres diklasifikasikan sebagai asteroid

tipe G. Permukaan Ceres relatif hangat. Suhu maksimal dengan

Matahari di hadapan diperkirakan sebesar 235 K (sekitar −38 °C,−36 °F) pada tanggal 5 Mei 1991.


a. Asteroid Ceres


Mass: 895.8E18 kg

Gravity: 0.27 m/s²


Orbits: Sun






















a. Asteroid Ceres


Mass: 895.8E18 kg

Gravity: 0.27 m/s²


Orbits: Sun






















b. Asteroid Pallas


Mass: 210.8E18 kg

Discovered: March 28, 1802

Orbits: Sun

Asteroid group: Asteroid belt

Asteroid family: Pallas family

Pada tahun 1802, Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers seorang

astronom, fisikawan , dan dokter asal jerman menemukan dan

menamakan asteroid Pallas. Pallas merupakan asteroid besar yang

terletak di sabuk asteroid sistem tata surya dan merupakan asteroid ke-

2 yang ditemukan dan memiliki diameter 500 km. Massa jenis rata-

ratanya sebesar 2.710 .

c. Asteroid Vesta

Mass: 258.9E18 kg


Gravity: 0.22 m/s²

Orbits: Sun

Asteroid family: Vesta family


Vesta merupakan obyek terbesar kedua di sabuk asteroid yang

ditemukan oleh Olbers pada tahun 1807, dengan diameter sebesar 530

kilometer (sekitar 330 mil) dan diperkirakan memiliki massa 9% dari

massa seluruh sabuk asteroid. Vesta kehilangan sekitar 1% dari

massanya dalam sebuah tabrakan yang terjadi kurang dari satu miliar

tahun lalu. Vesta memiliki massa jenis rata-rata sebesar 3440 3.

d. Orbit Ida(Satelit Dactyl).


b. Asteroid Pallas


Mass: 210.8E18 kg


Orbits: Sun









c. Asteroid Vesta

Mass: 258.9E18 kg


Gravity: 0.22 m/s²

Orbits: Sun











b. Asteroid Pallas


Mass: 210.8E18 kg


Orbits: Sun









c. Asteroid Vesta

Mass: 258.9E18 kg


Gravity: 0.22 m/s²

Orbits: Sun











Orbit Ida (satelit Dactyl) kecil

memiliki massa jenis sebesar

2600 ± 500 3. Ditemukan pada

1995 oleh pesawat ruang angkasa

Galileo, dengan diameter sekitar 1

km, dari asteroid Ida yang berbentuk

seperti kentang.

Misi NEAR ke Eros pada tahun 2001 diperoleh massa jenis

sekitar2500 ± 800 3. Itokawa, NEA lain, telah diorbit oleh pesawat

ruang angkasa Jepang Hayabusa sejak September 2005, dan memiliki

massa jenis sekitar 2500 3. Massa jenistersebut memilkibahan berbatu

dengan proporsi tinggi, kecuali untuk Vesta, proporsi rendah dari besi

metalik jauh lebih padat. Sebaliknya, efek Mathilde berada pada garis

edarNEAR sesuai dengan massa jenis hanya sekitar1.300 ± 200 3.

Massa jenis rendah bisa disebabkan oleh zat yang terhidrasi, tetapi

analisis cahaya menunjukkan hal yang sebaliknya. Oleh karena itu,

massa jenis rendah mungkin menunjukkan porositas tinggi, seperti bisa

muncul dari gangguan dan (sebagian) berkumpul lagi seperti

tumpukan puing. Porositas tinggi membantu menjelaskan bagaimana

Mathilde bisa selamat dari tubrukan besar yang menghasilkan

permukaan kawah -porositastubrukan, sehingga mencegah gangguan.

Sylviayang memiliki dua satelit kecil jugabermassa jenis rendah.

Nilainya sekitar 1200 yang berarti bahwa Sylvia juga tumpukan

puing, satelitnya berupa fragmen dari tumbukan.

Bahan berbatu tampaknya mendominasi beberapa Neas dan

asteroid di sabuk asteroid yang massa jenisnya diukur dengan presisi

yang tepat. Dari sampel yang sedemikian kecil tentu kita tidak dapat

menyimpulkan bahwa semua asteroid berbatu, bahkan tidak Neas dan

anggota sabuk asteroid, jauh lebih sedikit Trojans dan centaurus.

Memang, komposisi permukaan asteroid sangat bervariasi, dan








seperti kentang.































seperti kentang.

























mendorong kita untuk menyimpulkan tentang bagian dalamnya, yang

akan dibahaspada bagian berikutnya.

4.6. Kelas Asteroid dan Komposisi Permukaan

Komposisi permukaan asteroid dapat dilihat dari kombinasi berbagai

jenis data. Ini termasuk perbandinganreflektansipada daerah yang

berbeda panjang gelombang, diperoleh dari pengukuran kerapatan

fluks. Jika daerah sangat sempit, banyak, dan berdekatan

pengukurannya disebut spektrometri, pengukuran lainnya disebut

fotometri. Data selanjutnyameliputi Albedo geometris, dan polarisasi

terinduksi dalam radiasi matahari yang dipantulkan

Langkah pertama untukmenentukan komposisi adalah dengan

menggunakan data observasi untuk membagi asteroid ke dalam kelas

yang berbeda. Hal ini membuat masalah lebih mudah dikelola - jika kita

dapat memperoleh (permukaan) komposisi salah satu anggota kelas,

maka ini mungkin mirip dengan anggota kelas lain. Berbagai skema

klasifikasi telah diusulkan. Satu yang dapatdijelaskan merupakan

rancanganseorang astronom Amerika David J Tholen pada tahun 1983,

dan digunakan secara luas. Hal ini didasarkan pada reflektansi daerah

sempit di delapan panjang gelombang dalam kisaran 0,3-1,1m,

ditambah Albedo geometris. Empat belas kelas diakui, dan Gambar 3.7

menunjukkan rata-rata reflektansi spektrum masing-masing kelas,

ditambah indikasi albedo (tinggi, sedang, atau rendah). Perhatikan

bahwa kelas E, M, dan P dibedakan hanya oleh Albedo. Beberapa kelas

diwakili oleh anggota yang sangat sedikit. Sebagai contoh, sampai saat

ini kelas V hanya diwakili oleh Vestadan bahkan sekarang hanya

beberapa yang ditambahkan, semua dari mereka sangat kecil, dan

dalam orbit yang menyarankan mereka adalah fragmen tumbukan dari

Vesta. Kelas R dan Q juga memiliki beberapa anggota.


Gambar 3.7 reflektansi spektra dan

albedo geometris dari 14 Tholen

kelas asteroid. Reflektansi

menunjukkan bentuk spektral pada

skala logaritmik, nilai-nilai tidak

mutlak, dan spektrum disajikan

secara vertikal dengan jumlah yang

banyak.

Sekitar 80% asteroid berada pada kelas S, dan sekitar 15% pada

kelas C. Anggota kelas C memiliki albedo geometris dalam kisaran 2-

7%, sehingga mereka sangat gelap. Ceres, asteroid terbesar adalah

anggota kelas C, dengan albedo sebesar 7,3%.

Dari Gambar 3.7, bagaimana Anda akan mencirikan warna asteroid

kelas S dan kelas C?

Pada panjang gelombang terlihat reflektansi asteroid kelas C tidak

berbeda jauh dengan panjang gelombang, sehingga warnanya agak

abu-abu. Reflektansi sedikit lebih besar pada panjang gelombang

memberi warna sedikit merah. Asteroid kelas S jelas berwarna merah,

dan memiliki albedo tinggi, sekitar 7-20%. Pada Gambar 3.6, Ida adalah

anggota kelas S (seperti Gaspra, pelat 10), sedangkan Mathilde adalah

anggota kelas C. Eros juga anggota kelas S, seperti sebagian besar Neas,

termasuk Itokawa. Komposisi permukaan Itokawa diperoleh dari

spektrometer IR pada Hayabusa. Komposis yang ditemukan

mengandung silikat olivin dan piroksen (Tabel 2.3), ditambah mungkin

beberapa plagioklas (silikat lain) dan besi.

Perbandingan reflektansi spektra dengan laboratorium spektra

terdapat pada variasi subtansinya dan albedo serta data observasi lainya

pada asteroid, termasuk reflektansi radar yang memungkinkan material

permukaan dapat diidentifikasi. Hasilnya adalah asteroid kelas M,

pasangan campuran besi dengan beberapa persen nikel, bercampur

dengan sedikit silikat. Kelas S, pasangan campuran besi yang serupa –









banyak.
































banyak.

























campuran nikel dengan proporsi silikat yang cuku besar. kelas C,

pasangan campuran tipe meteorit yang disebut carbonaceous

chondrite,tetapi terdiri dari campuran silikat dengan mineral hidrat ,

ditambah sedikit campuran besi-nikel, karbon, dan senyawa organik.

Senyawa organik merupakan senyawa karbon dan hidrogen, sering

juga dengan unsur lain. Karbon dan senyawa organik secara bersama

disebut bahan yang mengandung zat arang, dan sebagian besarnya

untuk albedo rendah kelas C. Kelas P dan D secara luas seperti kelas C,

tapi sesuai dengan materi yang lebih kaya bahan karbonnya. Kelas V

terdiri dari beberapa sub kelas tipe batu bintang yang disebut achonrite,

meteorit silikat.

Perhatikan bahwa mineral ini cocok unntuk permukaan asteroid, itu

bisa sangat berbeda dengan bagian dalamnya. Perhatikan juga bahwa,

komposisi permukaan asteroid cukup berbeda dari jenis meteroit yang

sesuai.

4.7. Kelas Asteroid di sabuk asteroid, dan diferensiasi asteroid

Gambar 3.8 menunjukkan distribusi dengan jarak heliosentris dari

lima kelas yang anggotanya paling banyak. Sebagian kecilnya

ditunjukan, sehingga jarak setiapfraksi semua asteroid (bukan hanya

mereka ditampilkan) jumlahnya satu. Beberapa ide dari angka yang

sebenarnya dapat diperoleh dengan membandingkan Gambar 3.8

dengan Gambar 3.1, meskipun harus dicatat bahwa Gambar 3.1

menunjukkan pengamatan asteroid, sedangkan pada Gambar 3.8 upaya

telah dilakukan untuk mengoreksi berbagai pengamatan yang

menyimpang: misalnya, proporsi yang lebih besar dari asteroid yang

albedonya tinggi harus ditemukan lebih dulu daripada asteroid yang

albedonya rendah.

Hal ini jelas bahwa distribusinya berbeda dari satu kelas ke kelas

lainnya. Jika interpretasi ahli mineralogi yang diuraikan di atas sudah

benar, maka kecenderungan paling luas adalah campuran silikat dan

besi-nikel yang mendominasi sabuk bagian dalam (kelas S), dan bahan-


bahan yang mengandung karbon dan mineral hidrat menjadi semakin

dominan dengan meningkatnya jarak heliosentris (kelas C, P, D).

Kecenderungan ini menjelaskan bahwa bahan-bahan sekarang

terbentuk di luar sabuk, di mana kondisi dingin memungkinkan

kondensasi dari zat yang lebih mudah menguap, seperti bahan yang

mengandung karbon dan mineral hidrat. Di sabuk bagian dalam lebih

panas sehingga tidak mungkin terjadi kondensasi, sehingga kita hanya

terdapat silikat dan campuran besi-nikel.

Gambar 3.8 Distribusi di sabuk asteroid dari lima kelas yang paling

padat penduduknya dari asteroid.

Perbedaan ini bisa saja ditingkatkan selama fase T Tauri dari proto-

Sun, ketika angin matahari akan memanaskan asteroid dengan induksi

magnet, yaitu dengan pemanasan dari arus induksi listrik dalam

asteroid dengan aksi medan magnet dalam angin. Pemanasan menurun

dengan jarak heliosentris, sehingga asteroid di dalam sabuk akan lebih

panas daripadaasteroid di sabuk luar. Penjelasan ini mensyaratkan

bahwa migrasi terbatas hanya dari kelas yang berbeda di sabuk

asteroid, dan perbedaan pada sabuk menjadi jelas oleh migrasi ke

sabuk planetesimal yang terbentuk di tempat lain di Tata Surya. Sebuah

penjelasan alternatif mengenai beberapa tempat yang lebih berat












































karena hilangnya bahan mudah menguap dari sabuk bagian dalam

sepanjang sejarah Sistem Surya, dalam hal ini migrasi menuju asteroid

kelas C dengan kemungkinan modifikasi berikutnya.

Asteroid kelas M, memiliki permukaan yang sebagian besar atau

seluruhnya terdiri atas besi-nikel, tidak ada cara yang masuk akal

untuk mendapatkan permukaan yang kaya zat besi dan bagian

dalamnya miskin zat besi. Tidak ada skema kondensasi yang masuk akal

dan akresi di nebula surya akan memberikan komposisi silikatbebas,

dan karena itu perlu dianggap bahwa suhu internal beberapa asteroid

naik ke titik di mana sebagian atau seluruh interiornya cair. Hal ini

memungkinkan terjadi proses yang disebut diferensiasi, dimana zat

padat menetap menuju pusat tubuh, dan zat kurang padat melayang ke

atas untuk membentuk mantel, ditindih secara bergantian oleh kerak

mineral berbeda. Cairan dihasilkan dari panas yang dilepaskan oleh

pertambahan dan tabrakanasteroid, ditambah panas dari peluruhan

isotop stabil berumur pendek, terutama isotop aluminium 26Al, hampir

semua membusuk dalam beberapa juta tahun. Interior asteroid

akanmendingin, dan menjadi padat setelah beberapa juta tahun.

Kenaikan suhu yang disebabkan oleh pemanasan isotop, sehingga

objek semakin besar. Hal ini karena massa isotop sebanding dengan

volume objek, sedangkan pengurangan panas dari objek sebanding

dengan luas permukaan, dan rasio volume luas permukaan lebih besar,

semakin besar tubuh. Kenaikan suhu dari akresi, semua hal lain

dianggap sama, juga lebih besar, semakin besar tubuh. Objek yang

terdiri dari campuran silikat dan campuran besi-nikel (yang demikian

tidak termasuk kelas C), diferensiasi akan terjadi pada ukuran lebih

besar dari 200 km, dan menghasilkan inti yang didominasi besi-nikel

serta dilapisi oleh mantel dan kerak yang sebagian besar terdiri dari

silikat. Ada juga akan menjadi perantara inti-mantel, yang terdiri dari

campuran besi-nikel dan silikat. Tabrakan dapat memecahkanobjek ini,

dan fragmen dari inti akan memberikan potongan paduan besi-nikel,


yaitu kelas M. Fragmen mantel dan perantara mantel bisa menjadi

sumber penting dari kelas S. Sifat permukaan Vesta sama dengan jenis

silikat yang akan membentuk kerak tubuh yang sepenuhnya berbeda.

Kelangkaan kelas M dan S di sabuk luar menunjukkan bahwa

diferensiasi itu jarang terjadi. Salah satu penjelasan adalah

pertambahan panasoleh induksi magnetik T Tauri terlalu lemah pada

jarak heliosentris lebih besar. Pembahasan lebih lanjut tentang

komposisi asteroid ada dalam Bagian 3.3.4, dalam kaitannya dengan

meteorit.

Di luar sabuk utama

Trojans dan centaurus tidak mudah ditempatkan ke dalam kelas-

kelas asteroid yang diuraikan di atas. Trojan gelap, dengan albedo pada

kisaran 0,03-0,13, mirip dengan satelit kecilluar dari Jupiter dan

planet-planet raksasa lainnya. Dari sebagian kecil Trojan yang telah

diklasifikasikan, sebagian besar telah ditempatkan di kelas D, dan

sisanya di C atau P.

Bahan apa yang mendominasi permukaan Trojan?

Permukaan Trojan kaya akan bahan karbon. Spektrum Trojan

mirip dengan inti komet berperiode pendek, dan beberapa

centaurus serta beberapa benda E-K.

Tidak ada bukti spektralyang membuktikan bahwa pada

permukaan setiap Trojan terdiri atases, walaupun secara

planetesimal pada jarak mereka dari Matahari akan menjadi

dingin-berbatu, jadi ini bisa menjadi komposisi internal yang khas.

Sebaliknya, ada bukti spektral tersebut untuk beberapa centaurus,

mungkin karena jarak rata-rata mereka yang lebih besar dari

Matahari dan akibatnya terjadi penambahan jumlah es di

permukaan mereka. Daerah lain Centaurs menyerupai Trojans,

dengan kisaran albedo yang sama. Permukaan gelap Trojans dan

centaurus menunjukkan bahwa semua permukaan kaya akan bahan

karbon. Seperti telah dicatat, Centaur Chiron menunjukkan bukti


kegiatan komet. Hal ini tidak dapat digerakkan oleh sublimasi air -

Chiron terlalu dingin - tapi bisa didorong oleh CO, CO2, atau NH3.

Selain itu, spektrum centaurus 'umumnya cocok dengan Ekos. Hal

ini sesuai dengan pandangan sebelumnya yang mencatat bahwa

populasi sementara centaurus antara belt E-K dan komet periode

pendek (kecuali bagi mereka centaurus yang terlempar dari tata

surya).


BAB VKOMET


5.1. KOMET

Sebelum dibahas lebih lanjut mengenai komet dan sumbernya,

ada lebih baiknya kita mengetahui terlebih dahulu tentang

beberapa benda kecil di tata surya. Berikut ini akan dibahas secara

singkat mengenai perbedaan dari

beberapa bagian kecil tersebut

diantaranya adalah asteroid,

komet, dan meteor.

1. Asteroid

Asteroid adalah kumpulan

planet kecil yang terdapat di

antara orbit Mars dan Yupiter.

Penemuan asteroid diawali

karena adanya kecurigaan para ahli

astronomi yang melihat bahwa antara Planet Mars dan Yupiter

dipisahkan oleh jarak yang sangat jauh. Sampai saat ini telah

teridentifikasi lebih kurang 5.000 asteroid pada daerah tersebut

dan diprediksikan seluruhnya terdapat lebih dari 50.000 asteroid.

Garis edar asteroid pada umumnya beredar di antara garis

edar Mars dan Yupiter. Akan tetapi, ada pula beberapa asteroid

yang menyimpang ke luar melintasi garis edar dari kedua planet

tersebut. Awal mula keberadaan asteroid yang berjumlah puluhan

ribu di antara orbit Mars dan Yupiter belum diketahui secara

pasti. Secara teoretis diyakini bahwa asteroid terbentuk karena

terjadi benturan diantara beberapa planet kecil sehingga

terpecah-belah menjadi asteroid dengan jumlah yang cukup

banyak.

2. Komet

Komet merupakan anggota tata surya yang terdiri atas

pecahan benda angkasa, es, dan gas yang membeku. Komet


5.1. KOMET







komet, dan meteor.

1. Asteroid


















banyak.

2. Komet




5.1. KOMET







komet, dan meteor.

1. Asteroid


















banyak.

2. Komet




mengorbit matahari dalam beberapa lintasan, antara lain

berbentuk elips, parabola maupun hiperbola. Strukturnya terdiri

atas kepala(inti), koma, awan hidrogen, dan ekor komet. Kepala

komet berdiameter lebih dari 65.000 km meliputi inti dan koma.

Komet berasal dari sabuk Kuiper dan Awan Oort. Saat komet

mendekati Matahari, sebagian dari inti es meleleh karena panas

sehingga meninggalkan jejak debu panjang yang kita lihat sebagai

ekor komet. Siklus orbit komet dapat berlangsung hingga jutaan

tahun.

3. Meteor

Meteor adalah benda angkasa berupa pecahan batuan

angkasa yang jatuh dan masuk ke dalam atmosfer bumi. Meteor

berasal dari pecahahan asteroid, materi ekor komet yang tercecer,

atau pecahan benda langit lain. Meteor umumnya mengandung

unsur logam seperti besi, bersama dengan mineral anorganik

seperti kuarsa.

Ketika meteor masuk ke dalam atmosfer bumi maka akan

terjadi gesekan dengan udara sehingga benda tersebut akan

menjadi panas dan terbakar. Meteor yang tidak habis terbakar di

atmosfer bumi dan sampai ke permukaan bumi disebut meteorit.

Tumbukan meteorit berukuran besar pada permukaan bumi

seringkali menimbulkan lubang besar di permukaan bumi yang

disebut kawah meteorit, contohnya

Kawah Meteorit Arizona di Amerika

Serikat yang lebarnya sekitar 1.265 m.

Meteor, di sisi lain, tidak memiliki

orbit mengelilingi matahari

sebagaimana komet.

Meteor yang masih berada di

luar angkasa disebut sebagai










tahun.

3. Meteor






seperti kuarsa.












sebagaimana komet.












tahun.

3. Meteor






seperti kuarsa.












sebagaimana komet.




meteoroid. Karena tidak memiliki orbit layaknya komet, meteor

tidak memiliki periode ‘kunjungan’ tetap ke bumi. Kedatangan

sebuah komet dapat diprediksi, tapi meteor bisa masuk atmosfer

bumi setiap saat, siang ataupun malam.

Banyak ahli meyakini bahwa salah satu penyebab utama

punahnya dinosaurus adalah akibat meteor besar yang

menumbuk bumi.

5.2. KOMET - KOMET DAN SUMBERNYA

Setelah memahami tentang bagian-bagian kecil di tata surya,

maka selanjutnya kita ada membahas secara rinci tentang salah

satu dari mereka yaitu tentang komet dan sumbernya, juga

mngenai asal usul, letak, orbit, dan hal-hal yang brekaitan dengan

komet.

Komet didefinisikan sebagai benda langit dengan atmosfer tipis

di beberapa titik dalam orbitnya, dimana kemungkinan unsur

penyusunnya berupat debu, gas ataupun keduanya. Atmosfer tipis

ini disebut koma. Pada saat mendekati matahari, koma akan

berkembang menjadi lebih renggang dan membentuk awan

hydrogen dan dua buah ekor komet. Salah satu ekor komet terdiri

dari debu dan lainnya terdiri dari gas yang sudah terionisasi.

Koma dapat menjadi sebesar Yupiter, awan hydrogen lebih besar

dari matahari, dan ekor komet sepanjang beberapa SA. Seperti

yang terlihat dari Bumi, sebuah komet dapat menjadi

pemandangan yang mengagumkan di langit untuk beberapa

bulan. Gambar 3.10 menunjukkan pertumbuhan dan penyusutan

ekor komet terhadap jarak heliosentris. Terlihat bahwa panas dari

matahari memacu aktivitas pergerakan komet pada orbitnya.

Sumber dari koma, awan, dan ekor komet adalah inti yang

padat,dan biasanya terdapat beberapa kilometer di sebelah luar

lintasan tata surya. Sebuah inti komet harus mengandung


sejumlah material es yang cukup untuk menghasilkan koma,

awan hydrogen, dan ekor komet. Hal ini menunjukkan bahwa

komet terbentuk jauh di luar tata surya, sehingga memungkinkan

untuk hadirnya padatan es.

Walaupun berada sekitar 10 SA dari Matahari, radiasi

matahari yang lemah sekalipun mampu menciptakan koma.

Koma ini juga dapat terbentuk pada jarak yang lebih dekat

dengan Matahari, jika ada kerak devolatilis yang menyelubungi

material es. Komet berasal dari Sabuk Edgeworth-Kuiper dan

Awan Oort . Yang terpenting di sini adalah bahwa komet

didefinisikan dari aktivitas pengamatan yang dilakukan oleh kita.

5.2.1. Orbit Komet

Seperti planet, komet juga bergerak mengelilingi Matahari.

Untuk sekali mengorbit Matahari, komet memerlukan waktu yang

sangat lama-bisa mencapai ribuan tahun.

Orbit komet dibagi menjadi 2 kategori utama, yaitu periode

panjang dan periode pendek. Dari namanya, telah ditunjukkan

secara jelas bahwa kategorisasi tergantung periode orbit. Tidak

ada pembagian secara fisik yang jelas.

Gambar 3.10. Pertumbuhan dan penyusutanekor terhadap jarak heliosentris













5.2.1. Orbit Komet





















5.2.1. Orbit Komet










1. Komet Periode Panjang

Memiliki periode orbit lebih dari 200 tahun. Dalam banyak

kasus, komet dengan periode jangka panjang ini memiliki nilai-

nilai yang membentang sampai sekitar 10 Ma dan di beberapa

kasus tidak dapat diukur.

Gunakan Hukum ketiga Kepler untuk menghitung sumbu

semimayor a dari orbit komet dengan periode orbit P=1 Ma.

Nyatakan jawaban Anda dalam satuan SA. Dari persamaan

(1.3) (Bagian 1.4.1)

=di mana k = 1 tahun SA-3/2. Jadi, dengan P = 1 Ma, maka a =

104 SA.

Komet dengan periode panjang dapat diamati hanya karena

mereka memiliki orbit yang sangat eksentrik yang membawa

mereka dalam beberapa SA dari Matahari. Sebagian kecil

komet dengan periode panjang berada pada orbit parabola atau

hiperbola. Ini disebabkan karena gangguan dari eksentrik orbit

elips komet yang sedang menuju Bumi. Gangguan ini dapat

disebabkan oleh semakin mendekatnya komet dengan planet,

atau pancaran gas yang keluar dari komet. Dengan demikian,

tidak ada bukti yang cukup kuat bahwa komet yang datang

dari ruang antar bintang (komet dengan periode

panjang)memiliki beberapa kasus khusus. Jika komet keluar

dari Tata Surya dengan orbit parabola atau hiperbola, dan jika

tidak terganggu menjadi elips,maka dipastikan bahwa komet

akan hilang.

Periode orbit paling lama untuk kategori komet periode

panjang hanya dapat diamati satu kali dalam sejarah. Sekitar

1000 komet periode panjang yang berbeda telah dicatat dan

sekitar 600 diantaranya memiliki orbit yang terkenal. Rata-


rata, sekitar setengah lusin komet periode panjang diamati per

tahun, dan sekitar satu komet per dekade yang dapat diamati

dengan mata telanjang. Salah satu contoh yang spektakuler

adalah munculnya komet Hale-Bopp pada tahun 1997. Orbit

komet Hale-Bopp dalam Tata Surya dapat dilihat pada Gambar

3.11(a). Dikatakan spektakuler karena kedekatannya dengan

Bumi. Hal lainnya adalah jarak perihelion. Jika jarak

perihelionnya kurang dari radius matahari atau tidak terlalu

besar dari radius matahari, maka ekor komet akan berkembang

menjadi sangat besar.

Inklinasi orbital dari komet periode panjang

didistribusikan secara acak selama rentang penuh, seperti garis

bujur dari node menaik dan perihelion (Telah dipelajari pada

materi Kelompok 2 tentang Unsur-unsur Orbital).

2. Komet Periode Singkat

Merupakan komet yang memiliki periode kurang

dari 200 tahun, dan karena itu komet kategori ini harus

memiliki sumbu semimayor kurang dari 34 SA-

sebanding dengan planet terluar, Neptunus. Namun,

tidak seperti planet, sebagian besar komet periode

singkat ini berada di orbit eksentrik, dengan e>0,9.

Beberapa ratus komet periode singkat ini dikenal. Dari

jumlah tersebut, kira-kira setengah lusin komet per

tahun yang menjadi lebih terang sehingga dapat dilihat

dengan teleskop sederhana.

Banyak komet periode singkat memiliki periode

kurang dari 20 tahun, dan sebagian besarnya memiliki

periode kurang dari 15 tahun. Komet-komet periode

singkat ini bergerak dalam orbit yang cukup eksentrik

dengan jarak perihelion sekitar 1 SA,sementara jarak

aphelion berkisar antara 4-7 SA, dan hampir semua


kasus menyatakan bahwa komet periode singkat ini memiliki

inklinasi kurang dari 350 (sekitar 110). Oleh karena itu, aphelion

komet-komet periode singkat terbentang secara luas di wilayah

Jupiter dan memiliki periode kurang dari 20 tahun, sehingga sering

disebut sebagai Komet Keluarga Jupiter. Meskipun demikian, semua

komet rentan terhadap perubahan orbit saat melalui interaksi

gravitasi dengan planet, khususnya yang dialami oleh Komet

Keluarga Jupiter. Hal ini karena orbit dari Komet Keluarga Jupiter

memiliki inklinasi yang rendah ketika melintasi daerah planet,

sehingga memberikan peluang yang relatif tinggi akan adanya

pertemuan yang dekat dengan planet. Pertemuan tersebut akan

menghasilkan perubahan yang drastis dari orbit, akibatnya apa saja

yang berada di dalam Tata Surya dapat mengalami ejeksi atau

tabrakan.

Hampir 200 Komet Keluarga Jupiter yang sudah diketahui,

namun karena keterbatasan penelitian menyebabkan sekitar beberapa

ribu dari populasi komet secara keseluruhan yang belum diketahui.

Selain itu, dengan masa hidup aktif sekitar beberapa ribu tahun dan

masa hidup dinamis yang lebih lama (sebelum ejeksi atau tabrakan)

diperkirakan sekitar 0,3 Ma akan ada banyak Komet Keluarga Jupiter

yang mati. Dengan asumsi seharusnya sebagian dari populasi Komet

Keluarga Jupiter semakin meningkat,sehingga dapat diperkirakan

Gambar 3.11

a) Orbit dari komet dengan periodepanjang : Hale-Boop di dalam TataSurya

b) Orbit dari komet dengan periodependek : IP/Halley


bahwa ada kemungkinan banyak Komet Keluarga Jupiter yang mati

ketika masih aktif. Di sisi lain, jika devolatilisasi mengarah pada

penghancuran inti, maka Komet Keluarga Jupiter yang mati akan

sangat sedikit.

Komet dengan periode singkat yang paling terkenal adalah

1P/Halley. Komet-komet yang memiliki periode orbit dalam kisaran

15-200 tahun masuk dalam anggota Komet keluarga Halley, dan

kecenderungan mereka untuk berada di orbit retrograde biasanya

lebih besar daripada Komet Keluarga Jupiter. Pada 15-20 tahun,

periode Komet Keluarga Halley tumpang tindih dengan Komet

Keluarga Jupiter. Perbedaan antara Komet Keluarga Halley dan Komet

Keluarga Jupiter dibuat atas dasar elemen orbit a, e, dan i yang

diambil bersama-sama. inilah yang disebut parameter Tisserand. Nilai

masing-masing elemen orbit ini berbeda-beda untuk Komet Keluarga

Halley maupun Komet Keluarga Jupiter.

Komet Halley memiliki periode orbit 76 tahun dan orbit

inklinasi sekitar 1620. Komet Halley telah diamati setiap 76 tahun,

dan sejauh ini telah dicatat bahwa komet Halley dapat dipercaya

selalu muncul sejak 240 SM. Komet Halley ditemukan oleh astronom

Inggris, Edmond Halley (1656-1742) , yang melihat bahwa elemen-

elemen orbit dari komet pada tahun 1531, 1607, dan 1682 yang

sangat mirip . Dia menyimpulkan bahwa ini adalah komet yang sama

setiap kali , dan ia memprediksikan komet ini akan muncul kembali

pada tahun 1758 . Komet Halley akhirnya muncul pada tahun 1758 ,

tapi sayangnya Halley telah meninggal 16 tahun sebelumnya . Komet

Halley terakhir berada di perihelion pada tanggal 9 Februari 1986,

dan pada bulan Maret 1986, menjadi komet pertama yang dicitrakan

pada jarak dekat dengan pesawat ruang angkasa . Gambar 3.11 ( b )

menunjukkan orbit komet Halley .

Jumlah Komet Keluarga Halley yang diketahui lebih kecil dari

jumlah Komet Keluarga Jupiter, karena Komet Keluarga Halley


umumnya memiliki inklinasi yang lebih tinggi dan periode orbit yang

lebih lama. Sehingga sangat mungkin bahwa proporsi populasi Komet

Keluarga Halley lebih kecil dari Komet Keluarga Jupiter yang telah

ditemukan. Jumlah populasi lengkap dari Komet Keluarga Jupiter bisa

dua kali lebih banyak dari Komet Keluarga Halley.

3. Koma, Awan Hidrogen, dan Ekor Komet

Koma tumbuh ketika komet biasanya berada pada jarak 10 SA

dari Matahari, dimana pada jarak ini inti komet mengalami

pemanasan akibat radiasi Matahari. Koma berukuran besar,

memiliki atmosfer yang renggang. Sebagian besar koma terdiri dari

gas yang berasal dari inti yang mudah menguap dan campuran debu.

Studi spektroskopik , dan pengukuran yang dilakukan oleh pesawat

ruang angkasa , telah menunjukkan bahwa debu di dalam koma

terdiri dari bahan batuan seperti silikat dan material karbon . Studi

tersebut juga menunjukkan bahwa selain di bagian terdalam dari

koma, lebih banyak gas berupa fragmen molekul , daripada molekul

utuh . Fragmentasi ini merupakan hasil efek pengganggu dari radiasi

matahari . Ini disebut fotodissosiasi , dan foton UV sangat efektif .

Fragmen , dan molekul utuh , juga dapat terionisasi dalam proses

yang disebut fotoionisasi , di mana foton UV matahari

menyemburkan elektron.














































Dari fragmen molekul , molekul induk dapat diidentifikasi .

Atom hidrogen (H) , hidroksil (OH) , dan oksigen (O) merupakan

atom yang sangat umum , dan sudah harus diturunkan dari molekul

air H2O . Fragmen molekul lain telah diturunkan dari karbon

dioksida CO2 dan karbon monoksida (CO). Di dalam koma, H2O, CO2

, dan CO juga telah terdeteksi sebagai molekul utuh. Dari jumlah

molekul relatif dan fragmen di dalam koma ini, maka dapat

disimpulkan bahwa konstituen yang dominan inti yang mudah

menguap adalah air , biasanya terhitung lebih dari 80 % dari massa

zat volatil . Volatil yang paling melimpah berikutnya adalah CO dan

CO2. Zat-zat ini akan ada di dalam inti sebagai padatan . Zat-zat ini

akan bersublimasi dari inti untuk membentuk gas , dan kemudian

mengalami fotodisosiasi dan fotoionisasi . Semakin stabil materi,

semakin besar jarak heliosentris di mana zat tersebut dapat

tersublimasi. Air akan menyublim ke arah dalam sekitar 5 SA , dan

menjadi pendorong utama dari aktivitas. Lebih lanjut CO2 akan

menyublim keluar. CO adalah pendorong yang baik pada jarak di

luar 5 SA , dan dengan demikian dapat memicu aktivitas pada Komet

Periode Panjang ketika mereka bergerak ke dalam , asalkan

perjalanan sebelum melalui bagian dalam Tata Surya belum melepas

semua CO.

Awan hidrogen berasal dari koma melalui fotodisosiasi fragmen

molekul OH . Meskipun awan ini sangat dapat melebihi ukuran

Matahari ,namun memiliki sedikit massa. Awan hydrogen

menyelebungi koma.

Pada saat komet bergerak mendekati matahari, tumbuhlah ekor

komet yang semakin bertambah panjang dengan semakin dekatnya

komet itu ke Matahari. Ekor komet dapat berukuran besar, hingga

luasnya sejauh beberapa SA dari koma. Ekor komet ini muncul

karena bahan-bahan yang ada di bagian dalam yang menyelubungi

inti (bagian koma) menguap akibat hembusan angin surya (partikel-


partikel yang dipancarkan oleh Matahari). Arah ekor komet selalu

menjauhi arah Matahari dan segaris dengan arah Matahari-komet.

Kerapatan komet sangat kecil, jauh lebih kecil dari pada kerapatan

partikel dalam ruang hampa terbaik yang bisa dibuat di dalam

laboratorium di Bumi.

Ada 2 macam ekor komet, yaitu :

ekor yang terbentang hampir sepanjang

garis matahari ke koma, dan ekor yang

melengkung menjauhi Matahari.

Spektrum radiasi yang diterima dari ekor

yang melengkung menunjukkan bahwa

spektrum matahari diubah secara

konsisten dengan hamburan dari partikel

debu berukuran micrometer ( ).

Oleh karena itu, ekor ini sering

disebut sebagai ekor debu dan ekor ini

dapat dilihat karena hamburan radiasi matahari. Ekor debu

menghasilkan spectrum yang sangat lemah, karena debu sangat halus

dengan ukuran partikel kurang dari 1 . Sedangkan radiasi yang

merambat lurus terdiri dari elektron dan atom-atom yang terionisasi.

Spektrum radiasi yang dipancarkan oleh ion ini akan menghasilkan

spektrum yang kuat. Ini disebut ekor ion. Umumnya, satu OH+

dihasilkan dari OH di dalam koma melalui fotoionisasi. Semua ion-

ion yang telah diidentifikasi di ekor ion bisa dihasilkan dari ionisasi

atom dan fragmen molekul di dalam koma.

Karena komposisi yang sangat berbeda dari dua ekor ini

menyebabkan keduanya terpisah di ruang angkasa. Ekor ion

menyapu dari koma akibat gaya yang diberikan pada ion koma oleh

medan magnet dalam angin surya. Ion menyapu ke arah angin

matahari , yaitu radial dengan Matahari. Kecepatan angin jauh lebih

tinggi daripada kecepatan orbit komet , sehingga dalam waktu yang


































































dibutuhkan sebuah ion untuk perjalanan dari koma ke tempat ekor

tidak lagi dibedakan komet bergerak tidak terlalu jauh . Akibatnya ,

ekor cukup lurus.

Ekor debu terdorong dari koma melalui penembakan oleh foton

yang merupakan radiasi elektromagnetik matahari. Debu didorong

menjauh dari Matahari , tetapi hanya mencapai kecepatan sebanding

dengan kecepatan orbit komet.

Lalu, mengapa ekor debu melengkung?

Ekor ini melengkung karena komet bergerak sekitar

orbitnya dalam waktu transit dari debu ke ujung ekor yang terlihat.

Semakin kecil partikel , semakin besar percepatan yang

disebabkan oleh tekanan radiasi . Hal ini karena massa rasio lebih

besar untuk partikel yang lebih kecil. Akibatnya , partikel dalam

koma jauh lebih besar beberapa puluh mikrometer daripada ukuran

yang dipertahankan. Pengaruh yang lebih besar dari tekanan radiasi

pada partikel yang lebih kecil menimbulkan pertanyaan mengapa

bukan ion yang merupakan kekuatan penting di bagian ekor. Hal ini

karena , ketika ukuran partikel kurang dari panjang gelombang

dominan dari foton , interaksi tersebut menjadi lemah. Untuk radiasi

matahari, panjang gelombang dominan adalah sekitar 0 5 , yang

sangat jauh lebih besar dari jari-jari ion.

Seringkali , lebih dari dua ekor yang terlihat . Ini

merupakan ekor tambahan yang biasanya terdiri dari ion atau ekor

debu dengan sedikit sifat yang berbeda , seperti ekor tipis atom

natrium netral terlihat mengalir jauh dari komet Hale - Bopp.

Berdasarkan bentuk dan panjang lintasannya, komet dapat

diklasifikasikan menjadi dua, yaitu sebagai berikut:

a. Komet Berekor Panjang, yaitu komet dengan garis lintasannya

sangat jauh melalui daerah-daerah yang sangat dingin di angkasa

sehingga berkesempatan menyerap gas-gas daerah yang

dilaluinya. Ketika mendekati matahari, komet tersebut melepaskan


gas sehingga membentuk koma dan ekor yang sangat panjang.

Contohnya, Komet Kohoutek yang melintas dekat matahari setiap

75.000 tahun sekali dan Komet Halley setiap 76 tahun sekali.

b. Komet Berekor Pendek, yaitu komet yang garis lintasannya sangat

pendek sehingga kurang memiliki kesempatan untuk menyerap

gas di daerah yang dilaluinya. Ketika mendekati matahari, komet

tersebut melepaskan gas yang sangat sedikit sehingga hanya

membentuk koma dan ekor yang sangat pendek bahkan hampir

tidak berekor. Contohnya Komet Encke yang melintas mendekati

matahari setiap 3,3 tahun sekali.

5.2.2. INTI KOMET

Gambaran komet dari planet dengan tidak menggunakan

teleskop, orang-orang beranggapan bahwa ukuran dari inti komet itu

kecil atau sebanding dengan asteroid. Namun pada kenyataannya

ukuran dari inti komet itu beberapa kilometer bahkan bisa mencapai

puluhan kilometer. Komposisi dari komet juga dilihat dari komposisi

koma yaitu terdiri dari es, terutama air , dicampur dengan es CO2,

dan CO, di tambah dengan

bebatuan dan bahan karbon. .

Sejumlah besar molekul

dan pecahan molekul

diidentifikasi berasal dari

koma dan ekor ion. Dari

pecahan molekul tersebut

disimpulkan bahwa adanya

zat es lain yang terdapat di inti dari beberapa komet selain yang telah

diketahui. Diperkirakan Methanol CH3OH, metanal HCHO dan N2

nitrogen yang paling banyak terdapat pada inti. Sementara bekas dari

beberapa komet menunjukan adanya butiran debu dingin yang

Gambar Komet Hale-Bopp












5.2.2. INTI KOMET










dan pecahan molekul





















5.2.2. INTI KOMET










dan pecahan molekul











membentuk inti dan akan menguap jika terkena panas di atas 100 K.

pada sisi lain LPC Hale-Bopp memeiliki rasio isotop C,N, dan S, yang

sama seperti komposisi tata surya secara umum, menunjukan bahwa

Hale-Bopp berasal dari nebula surya yaitu adanya butiran es.

Mengapa hal ini menunjukan bahwa Hale-Bopp berasal dari

Awan Oort?

Dari teori bahwa Tata Surya dikelilingi awan es berbatu

raksasa yang kental dengan jari-jari antara 50.000 SA-100.000

SA atau yang biasa disebut awan oort. Oleh karena itu komet yang

berasal daerah inipun akan mempunyai komposisi yang sama

atau serupa dengan daerah dimana komet itu berasal. Asal daerah

antar bintang tidak mungkin karena butiran debu dingin pada

hale-bopp yang terjadi karena penguapan dan kondensasi di

nebula surya. Asal sabuk E-K yang setidaknya sebagian penduduk

di kesampingkan oleh periode yang cukup panjang. Sabuk E-K

cukup dingin untuk neon yang berasal dari nebula surya, neon

merupakan komponen penting dari hale-bopp. Klimpahan neon

di hale-bopp ini menunjukan bahwa ia berasal dari daerah

raksasa tersebut. Hal lain yang menunjukan bahwa hale-bopp

berasal dari awan oort karena hale-bopp memiliki periode yang

yang lebih dari 200 tahun.


Gambar 3.12a) Inti nucleus 1P/Halley maret 1986.dengan ukuran 16 km, dan

matahari berada di sebalah kiri. (ESA 3416 etc. composite.Reproduced by permission of ESA)

b) Inti nukleus 15P/Borrelly September 2001. Dengan ukuran 8 km.(NASA/JPL PIA03500)

Misi Pesawat Ruang Angkasa ke Inti Komet

Dengan bertambahnya pngetauan manusia tentang benda-benda

angkasa khususnya komet, pada tahun 1986 ketika 5 pesawat ruang

angkasa terbang mendekati halley (ditemukan oleh seorang astronom

Inggris bernama Edmond Halley), Dua wahana hasil patungan Uni

Soviet dan Perancis, Vega 1 dan Vega 2, berhasil terbang di dekatnya

dan salah satunya berhasil memotret inti komet untuk pertama

kalinya. Wahana Antariksa Giotto dari Badan Antariksa Eropa, Jepang

juga mengirimkan 2 wahananya, Sakigake dan Suisei, yang juga

berhasil membawa banyak informasi tentang komet Halley.pada bulan

maret 1986 pesawat giotto hampir mendekati planet halley, jaraknya

berkisar 600 km dari inti halley dan memperoleh gambar 3.12. pada

saat itu halley berada sekitar 1SA dari matahari yang beberapa

minggu sebelumnya komet perihelion brada sekitar 0,53 SA dari

matahari. Jarak halley yan g sangat dekat ini membuat ekor komet


terlihat sangat baik dengan inti 16 km dan dengan ukuran 8x7 km.

komet ini berputar pada sumbu panjang dengan jangka waktu 170

jam, dan sumbu ini dengan periode 89 jam berputar pada poros yang

memiliki kemiringan 66 dari pengaruh sumbu panjang.

Massa dari inti Halley diperkirakan dari pengaruh orbit dan

kekuatan yang diberikan oleh pancaran gas yang meletus dari

permukaan komet yaitu 1.014kg m3, gaya yang diberikan 50% jadi

kepadatan intinya hanya 100-250 kg m3 jauh lebih kecil dari massa

air es yang ada di

permukaan bumi yaitu

920 kg m3. Oleh

karena itu dapat

diprediksi bahwa di

inti tidak begitu

banyak es kotor

berupa balok hanya

berupa pengumpulan rambut2 halus atau seperti biji-bijian kecil.

Pengaruh pancaran dari komet-komet menghasikan kepadatan yang

serupa atau sama,meskipun dengan kepastian yang sangat kecil.

Kerapuan inti komet dapat dilihat dari beberapa komet yang telah

rusak atau mati saat mendekati matahari, atau dalam kasus

Shoemaker–Levy 9 yang hancur saat mendkati Jupiter.

Pesawat ruang angkasa yang terbang mendekati planet halley

banyak memberikan informasi tentang komposisi inti komet, namun

informasi yang didapat tidak berbeda jauh dengan apa yangb telah

ditemukan sebelumnya, bahwa inti halley terdiri dari 80% air, 10%

CO, 3,5 % CO2 dengan jumlah molekul, adapun kemungkinan bahwa

air tersebut tersusun atas kombinasi unsure kimia dan batuan, bahan

karbon serta air hidras, bukti yang pasti tentang adanya metana CH4

itu tidak ditemukan. Selain itu ada kemungkinan bahwa porsi dari es

hadir dalam apa yang disebut dengan clathrates, dimana satu bahan

Gambar:Komet Halley










air es yang ada di


920 kg m3. Oleh

karena itu dapat

diprediksi bahwa di

inti tidak begitu

banyak es kotor

berupa balok hanya
















Gambar:Komet Halley










air es yang ada di


920 kg m3. Oleh

karena itu dapat

diprediksi bahwa di

inti tidak begitu

banyak es kotor

berupa balok hanya
















Gambar:Komet Halley


tertutup dengan bahan Kristal lainnya. Secara khusus misalnya jika

struktur Kristal agak terbuka maka air es mudah melampirkan zat es

lainnya seperti CO2.

Informasi dari pesawat ruang angkasa giotto menegaskan bahwa

inti komet bias sangat gelap. Halley memiliki geomet-a Albedo hanya

3-4 %, hasil dari bahan karbon yang mengembun di permukaan.

albedo yang rendah telah dibentuk untuk inti komet yang

lainnya.komet yang merupakan bahan es akan menguap jika berada

dekat dengan matahari dan akan terbentuk koma dan ekor.sisa dari

debu es habis dan akan membentuk perlindungan untuk butiran es

yang ada dibagian dalam. Kemudian lapisan pelindug ini rusak akibat

lubang angin yang membentuk koma dan ekor material. Lubang

angin cenderung terbentuk saat komet mendekati mataharidan akan

mati saat komet menjauh atau berpaling dari matahari. Untuk

1P/Halley fenomena ini terlihat pada Gambar 3.12 (a).

Lubang angin dapat terjadi jika komet berada sekitar beberapa

SA dari Matahari. Penguapan lambat di bawah kulit pelindung akan

membangun tekanan gas ke titik di mana pecah bulu halus, dan

membentuk lubang angin. Contoh yang menarik adalah

29P/Schwassmann-Wachmann 1, memiliki orbit yang hampir

melingkar antara Jupiter dan Saturnus (Tabel 1.4). Meskipun

merupakan komet yang besar (sekitar 40 km) saat akan

meninggalkan planet tersebut terjadi ledakan. Halley tiba-tiba cerah

di 1991, ketika berjarak 14 SA dari Matahari. Hal ini mungkin

karena suar surya besar yang menyebabkan gelombang kejut yang

pecah.Karena penerbangan ke 1P/Halley ini sehingga telah ada

beberapa misi untuk ke komet lagi.

Sejak penerbangan ke komet halley tersebut para ahli membuat

misi untuk menjelajahi tentang komet lagi dan pada tanggal 22

september 2001 NASA malakukan penerbangan pertama yang

melewati 15P/Borrelly, kemudian 1,36 AU dari Matahari dan 8 hari


setelah perihelion pada penerbangan tersebut memperoleh banyak

gambar, salah satu gambarnya yaitu pada gambar 3.12. dapat dilihat

bahwa objek tersebut sangat tidak teratur, dengan ukuran panjang 8

km. albedonya sangat rendah untuk satu inti komet, hanya 0,03 dan

bahkan dapat berkurang atau turun ke 0,007. Begitupun dengan

komet pada umumnya, ini diperkirakan karena adanya lapisan

kerbon yang kaya akan es.Sekitar 90% dari permukaannya tidak aktif,

meskipun pancarannya dapat terlihat dari bumi.

Stardust dari NASA telah menyelesaikan misi utamanya pada

bulan januari 2006, saat itu ia membawah sampel kecil dari partikel

komet JFC 81P/Wild 2 ke bumi. Dan dari sampel b erbentuk bola

tersebut didapat permukaan kasar, dengan albedo sekitar 3%,

mempunyai daya pancaran 4-5,mempunyai jarak lintas 5 km, juga

terdapat fitur melingkar yang diperkirakan sebagai kawah,

menunjukan bawah tidak mungkin samel ini berupa pecahan hasil

tabrakan.partikel debu mengandung bahan penyusun yang berasal

dari daerah dingin di luar tata surya, tetapi terdapat juga silikat

Olivin (sebagai batu mulia disebut juga peridot atau krisolit), adalah

mineral magnesium besi silikat dengan rumus (Mg,Fe)2SiO4. Banyak

ditemukan di bawah permukaan bumi namun lapuk dengan cepat di

permukaan bumi). Ini bias saja di dilemparkan keluar tata surya oleh

pancaran matahari muda atau mungkin butiran antar bintang murni

yang di tempah keluar oleh bintang-bintang lainnya. Analisis lebih

lanjut akan memberikan 1 jawaban dari 2 kemungkinan tersebut.

Mungkin misi yang paling dramatis sejauh ini adalah bahwa

NASA Deep Impact, yang, pada 4 Juli 2005, menembakkan 370 kg

peluru tembaga 10 2 km s-1 ke 9P/Tempel 1, 14 × 4 4 × 4 4 km

JFC,saat pesawat tersebut berada 1,51 AU dari perihelion pada

tanggal 5 Juli. Tujuannya adalah untuk mendapatkan susunan dalam

dari komet. ESA Rosetta pesawat ruang angkasa melakukan observasi

sebelum, selama, dan sesudah dampak. Kadar air dari debu yang


keluarkan diukur, dan ditemukan, mengejutkan, tidak ada unsure

pokok yang dominan.bahan non es yang mendominasi, mungkin ini

merupakan dampak dari tembakan tersebut, sehingga lebih banyak

komet yang hancur dan mencair dari pada berbentuk seperti bola –

bola salju kotor dan setelah beberapa hari komet yang hancur

tersebut mati. Hal ini dapat membuktikan bahwa meteoroid bukan

berasal dari komet yang hancur akibat ledakan.

Kulit luar pada inti dari JFC diperkirakan sudah lama terbentuk

sekitar 0,1 Ma. Untuk komet setiap waktu yang dibutuhkan

tergantung pada akumulasi waktu yang dihabiskan dekat dengan

Matahari untuk permukaan komet. Tetapi ada kemungkinan bahwa

beberapa komet pertama kali tiba dengan kulit luar yang telah

terbentuk. Terlalu lama terkena sinar kosmik dan foton UV kimia

mengubah dan devolatilises permukaan, untuk membentuk kulit luar

1 meter di urutan 100 Ma. Ini jauh lebih pendek dari pada rata-rata

bagian dalam sumber komet - awan Oort dan sabuk E-K (Bagian

3.2.5). Tapi itu adalah pertumbuhan selanjutnya dari kulit luar yang

melakukan kegiatan terakir, dan menyebabkan kematian komet.

5.2.3. Kematian Komet

Ketika pengemis mati tidak ada komet terlihat, tapi lapisan-

lapisan langit menyala - nyala saat kematian pangeran. William

Shakespeare (Julius Caesar)

Komet juga mati, karena hilangnya volatil yang bagian yang

mudah menguap yang akut dalam jarak beberapa AU dari Matahari.

Jika perihelion komet adalah pada 1 AU maka urutan 100 bagian

perihelion akan cukup untuk menguapkan semua es yg tersedia dari

inti khas, juga dapat meninggalkan kerak begitu tebal sehingga inti

tidak lagi memiliki kemampuan untuk mengembangkan koma dan

ekor. Dalam beberapa kasus hilangnya volaitl atau devolatilisasi ini

bisa sampai ke pusat, pada keadaan ini tindakan terakhir dari inti


adalah menjadi debu, mungkin mengeras. Contoh ini menunjukkan

bahwa setiap inti yang lebih kecil dari sekitar 1 km di dapat

kehilangan volatil yang tersisa dengan cepat lalu meledak. Dalam

kasus yang kurang ekstrim ada perubahan perlahan menjadi debu.

Seuatu kelajuan, peningkatan pancaran dalam perjalanan pada

kecepatan rotasi juga mengganggu inti kecil. Gangguan ini

menjelaskan adanya kekurangan dari inti kecil.

Komet akan terlihat pada pergolakan terakhir dari aktivitasnya

beberapa komet dengan waktu pendek (short-period comets/SPCs)

memiliki koma dan ekor yang sangat kecil. Sebagai contoh,

133P/Elst-Pizarro yang kelihatan sangat lemah, berekor tipis.

Infrared Astro-nomical Satellite (IRAS) yang mengumpulkan data

hampir sepanjang tahun 1983 menemukan banyak objek Tata Surya

yang diselubungi sedikit debu. Beberapa di antaranya termasuk

asteroid yang pernah mempunyai es, tapi dikelilingi oleh puing-

puing tumbukan halus, yang lainnya mungkin berasal dari

devolatilisasi komet.

Di tempat lain beberapa anggota dalam Tata Surya dari asteroid

kelas albedo ringan, seperti kelas C dan D, mungkin juga dari

devolatilisasi inti komet. Reflektansi spektrum dan albedo inti komet

mirip dengan kelas - kelas ini. Sebagai contoh, Hidalgo (Bagian 3.1.2)

adalah asteroid kelas D dengan perihelion 2,01 AU tetapi dengan

orbit eksentrik atau aneh sehingga ia memiliki aphelion sekitar 9,68

AU, luar biasa jauh untuk sebuah asteroid, sehingga merupakan

calon yang baik untuk menjadi sisa komet. Dalam sabuk asteroid ada

beberapa komet yang tampaknya hampir mati: 133P/Elst-Pizarro

yang orbitnya di sabuk utama asteroid, sama halnya dengan

2P/Encke yang agak lebih aktif, dengan jangka waktu 3,3 tahun.

Beberapa satelit kecil dari planet-planet raksasa, terutama di orbit

yang tidak biasa, mungkin juga sisa-sisa komet, ditangkap oleh planet

ini.


Dukungan untuk pandangan bahwa beberapa asteroid adalah

inti komet mati berasal dari parameter Tisserand (Bagian 3.2.1).

Nilainya berbeda dari nilai-nilai asteroid, kecuali untuk beberapa

asteroid dengan albedo sekitar 4%, nilai yang mirip dengan inti

komet. Sebuah inti komet yang terdevolatilisasi telah kehilangan tidak

hanya es, tetapi juga proporsi debu, mungkin bahkan semuanya. Tata

Surya bagian dalam diliputi oleh debu, sebagian besarnya adalah

komet. Rata-rata kepadatan media berdebu adalah sekitar 10-17 kg m-

3, tetapi lebih banyak di sepanjang orbit komet. Ini bahkan lebih besar

di sabuk asteroid di mana debu dari tabrakan asteroid memberikan

tambahan Kontribusi yang besar.

Penghentian paling dramatis dari kehidupan komet adalah

ketika bertabrakan dengan benda yang lain. Seperti halnya tabrakan

dengan Sun (Bagian 3.2.1), tabrakan dengan planet-planet juga

terjadi. Salah satu contohnya adalah terlihat pada Juli 1994 -

tabrakan dari D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9 dengan Jupiter, atau

lebih tepatnya pecahan-pecahan. Ada banyak tabrakan lain dengan

planet-planet, termasuk Bumi. Beberapa SPCs memiliki orbit yang

menyerupai Amor dan asteroid Apollo, dan diperkirakan bahwa itu

adalah inti komet yang telah mengalami devolatilisasi inti komet.

Salah satunya adalah dengan Bumi yang mengakibatkan ledakan

besar pada tahun 1908 di daerah sungai Tunguska pusat Siberia,

kemungkinan lainnya adalah sebuah asteroid kecil (Bagian 3.1.2).

Ada bukti arkeologi dari dampak sebelumnya, dan di masa akan

datang Bumi pastilah mengumpulkan komet lebih lanjut. Perhitungan

menunjukkan bahwa JFCs (Jupiter Family Comets) atau kelurga

komet-komet Jupiter yang mati bisa account hingga 50% dari

asteroid di sekitar bumi atau NEAs (Near Earth Asteroid).


5.2.4. Sumber Komet

Dapat disimpulkan bahwa komet berasal dari dua sumber yaitu

awan Oort dan sabuk E-K. Komet merupakan salah satu anggota dari

awan Oort dan EKOs. Pada bagian 1.2.3 dan 2.2.6 merupakan sedikit

penjelasan dari awan Oort dan sabuk E-K, yaitu awan Oort adalah

benda es berbatu dengan jari – jari antara 50.000 SA – 100.000 SA.

Awan ini tersusun dari materi berukuran kecil yang menjadi tempat

pembentukan dan kemunculan komet dan sabuk E-K sekarang

dianggap sumber SPCs (komet dengan periode pendek) yang orbitnya

terganggu oleh planet – planet raksasa dan memiliki distribusi datar.

Selain sebagai sumber komet, awan Oort dan sabuk E-K mempunyai

daya tarik tersendiri.

5.2.5. Awan Oort

a. Pengertian Awan

Oort

Awan ini

terletak sangat jauh

dari sabuk kuiper dan

gerakan awan ini

dapat dikatakan

sangat stabil, bahkan

hanya guncangan-

guncangan besar saja

yang bisa mempengaruhi gerakannya. Awan Oort sendiri sebenarnya

hasil dari hipotesis Jan Hendrik Oort dari Belanda pada tahun 1950.

Ia menyempurnakan teori dari seorang astronom Estonian bernama

Ernst Opik tahun 1932 yang mengatakan bahwa periode panjang

komet berasal dari tepi terluar daerah tata surya, karena kurang

dipercaya, maka teori tersebut agak susah dipahami, kemudian Jan

Gambar 3.13 :Bagian dalam awan oort dan sabuk E-K


menghidupkan ide itu untuk menyelesaikan kasus paradoks dari ‘Tata

Surya’.

b. Asal Usul Awan Oort

Awan Oort dikatakan berasal dari sisa-sisa matahari yang gagal

terbentuk setelah terjadinya Big Bang, sehingga bermunculan banyak

bintang - bintang yang terbentuk pada saat bersamaan. Sisa-sisa partikel

yang tidak ikut membentuk bintang, tersapu oleh angin dan terkumpul

menjadi satu, membentuk awan Oort. Di awan oort terdapat banyak

sekali komet, debu, materi gelap, gas-gas dalam jumlah besar dan

planet-planet yang belum dipetakan oleh manusia.

c. Kemungkinan Struktur Awan Oort

Awan Oort teridiri dari bermilyar – milyar objek es dan tentu saja

tak ketinggalan milyaran materi gelap membantu terbentuknya awan

ini. Mengapa dikatakan kemungkinan? Karena awan ini terlalu jauh

untuk diamati secara jelas dan mendalam, bahkan pernah dikatakan

bahwa di dalam Awan Oort terdapat sebuah bintang katai coklat dan

planet yang lebih besar dari Jupiter serta komet-komet raksasa.

Awan Oort dibagi menjadi 2 bagian yaitu :

1. Awan Oort dalam

Awan Oort dalam masih terpengaruh oleh gravitasi matahari

kita, meskipun pengaruhnya sangat lemah karena jaraknya yang

jauh , bentuk Awan Oort juga dipengaruhi oleh matahari dan

beberapa komet raksasa yang ada di tata surya. Awan Oort dalam

memiliki ratusan energi untuk menyusun dan mengembangkan

strukturnya, sehingga awan oort luar (yang relatif lemah) tidak

kehilangan bentuk dan strukturnya, salah satu caranya adalah

dengan membentuk komet-komet baru di daerah Awan Oort ini.


2. Awan Oort luar

Awan Oort luar memiliki struktur yang lemah, komet -

kometnya akan menipis apabila tidak dipasok dari Awan Oort

dalam, hal ini disebabkan oleh adanya gravitasi lain yang

menarik material - materialnya, massa total dari kedua struktur

Awan Oort memang belum diketahui, tetapi melihat Komet

Hale-Boop (yang termasuk bagian Awan Oort luar) tampaknya

massa Awan Oort luar kebanyakan disusun oleh es, Hidrogen,

Karbon, Air, Metana dan Etana serta batuan.

Telah diketahui bahwa anggota awan oort yang dianggap

planetesimal es-berbatu. Menurut model migrasi planet raksasa

(Bagian 2.2.5), yang merupakan wilayah atau tempat manakah yang

terdapat banyak anggota awan oort? Wilayah Uranus-Neptunus akan

menjadi tempat yang mana terdapat banyak planetesimal es-berbatu

yang terlempar dari awan ini. Meskipun banyak anggota awan oort

yang terlempar keluar namun tidak cukup keras untuk sampai

keruang antar bintang. Dengan kulit seperti kulit bola dengan

ukuran 1012 -1013 , yang berjarak sekitar 103-105 SA dari

matahari. Massa awan diperkirakan hanya 1.025 kg, hampir sama

dengan massa Bumi. Awan oort terlalu jauh untuk diamati secara

langsung, hal ini disimpulkan dari periode komet yang panjang.

Orbit komet dengan periode panjang memiliki aphelion yang jauh

melampaui planet-planet, dan menyebar ke segala arah dari

Matahari. Hal ini menyebabkan astronom Estonia Ernst Julius Opik

(1893-1985) menyarankan pada tahun 1932 bahwa ada awan besar

yang mengelilingi tata surya, tapi begitu jauh sehingga hanya

beberapa anggota dengan perihelia kurang dari beberapa AU

menjadi terlihat, melalui pertumbuhan koma dan ekor. Pada tahun

1950 ide ini dikembangkan oleh astronom Belanda Jan Oort

Hendrick (1900-1992). Awan Oort kadang-kadang dikenal sebagai

awan Opik-Oort.


Bagian luar awan Oort berada

pada fraksi yang signifikan dari jarak

antara bintang tetangga di lingkungan

surya. Saat ini bintang terdekat

(Proxima Centauri) adalah 27 × 105

SA. Bintang-bintang berada dalam

gerakan dengan saling berhadapan

satu sama lain , sehingga dari waktu

ke waktu bintang yang lewat akan

mengganggu awan. Akibatnya,

beberapa anggota ditarik keluar dari Tata Surya, sementara yang

lainnya dengan jarak perihelion yang semakin berkurang, sehingga

pada saat mendekati perihelion koma dan ekor dikembangkan dan

komet dengan periode panjang baru bisa diamati.

5.2.6. Sabuk E-K

Pada Bagian 2.2.6 dapat dilihat bahwa sabuk E-K dianggap

campuran es-planetesimal berbatu yang terdiri dari populasi yang

tersisa di wilayah planet raksasa yang kemudian disebar lebih jauh

oleh planet raksasa, dan populasi terbentuk langsung dari nebula

surya.

Sabuk kuiper (kuiper belt) adalah wilayah tata surya yang

berada dari sekitar orbit neptunus, sabuk ini terletak antara 30 AU –

50 AU dari matahari. Daerah ini mirip dengan sabuk asteroid. Objek-

objek di dalam sabuk kuiper ini disebut sebagai objek trans-

Neptunus.

Bagaimana model migrasi planet raksasa dapat menjelaskan

mengapa ruang sekitar 40 AU dari Matahari sebagian besar

tidak memilki objek sabuk kuiper?

Hal ini dijelaskan oleh 3:2 mmr dengan Neptunus selama

migrasi luarnya .
















5.2.6. Sabuk E-K





surya.





Neptunus.





migrasi luarnya .
















5.2.6. Sabuk E-K





surya.





Neptunus.





migrasi luarnya .


Terlepas dari bagaimana hal itu diletakkan , sabuk E - K

sekarang dianggap sebagai sumber komet dengan periode

pendek (SPCs). Dulu dianggap bahwa SPCs adalah komet dngan

periode panjang (LPCs) yang orbitnya terganggu oleh planet-

planet raksasa . Namun, simulasi rinci gagal untuk

menghasilkan fitur penting dari orbit SPCs - yaitu

kecenderungan orbital terutama kurang dari 35°. Sebaliknya,

hal itu mudah untuk menghasilkan fitur ini dari sebuah sumber

populasi yang sudah ada dalam kecenderungan orbit yang

rendah. karena SPCs memiliki daya tahan aktif beberapa ribu

tahun sebelum devolatilisasi, populasi aktif SPCs perlu

disediakan. Sebuah reservoir jutaan tubuh yang dibutuhkan

untuk memenuhi tingkat yang diperlukan dan pemasokan akan

terjadi dalam dua tahap . Pertama, sebuah orbit dimodifikasi

oleh gangguan gravitasi, sebagian oleh planet-planet luar, tetapi

terutama oleh sebagian besar anggota sabuk itu sendiri, di orde

103 km . Perubahan orbit juga dapat dihasilkan dari tabrakan

antara Ekos. Ini mengakibatkan fragmentasi. Kedua, jika orbit

baru adalah sedemikian rupa sehingga objek dapat mendekati

planet raksasa, hasil yang mungkin adalah bahwa orbit

selanjutnya dimodifikasi menjadi salah satu khas sebuah SPC .

Sabuk E-K memenuhi persyaratan untuk sumber

populasi dalam kecenderungan orbit yang cukup rendah.

Keberadaannya pertama kali diusulkan pada tahun 1943, jauh

sebelum Ekos mulai ditemukan. Idenya berasal dari Anglo -

Irish astronom Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972), dan

delapan tahun kemudian dari Belanda - Amerika astronom

Gerard Peter Kuiper (1905-1973) (yang mengapa kadang-

kadang disebut Sabuk Kuiper). EKO yang pertama ditemukan

pada tahun 1992 , dan memiliki nama 1992 QB1 (QB1

diidentifikasi ketika ditemukan pada tahun 1992). Letaknya


disekitar 200 km dan menempati orbit dengan sumbu semi

mayor 43.8 AU, eksentrisitas 0.088, dan inklinasinya sekitar

2,2°.

Lebih dari 1000 Ekos saat ini diketahui, dan jumlah

mereka terus meningkat . Menunggu penemuan berikutnya

karena survei masih dikembangkan. Semua bagian dalam

sabuk E-K dapat dideteksi saat turun ke urutan 10 km,

tergantung pada Albedo (daya pantul suatu benda yang

dinyatakan dengan perbandingan intensitas cahaya yang

datang dengan intensitas yang dapat dipantulkan). Untuk

albedo tetap, kecerahan menurun r-4, dimana r adalah jarak

dari Matahari ke EKO - ini adalah faktor r-2 untuk penurunan

radiasi matahari, dan faktor lain dari r-2 untuk (perkiraan)

jarak dari EKO dari teleskop kami . Oleh karena itu, r yang

meningkatkan populasi semakin meningkat dibawah sampel.

Perkiraan dari total populasi berbeda-beda. Salah satu

perkiraan adalah minimal 105 benda lebih besar dari 100 km

seberang luar sekitar 50 AU . Dengan demikian, mengingat

bahwa 50 AU bukanlah batas luar, total populasi akan melebihi

105. Mungkin oleh faktor besarnya ukuran tersebut, dan lebih

untuk ukuran yang lebih besar dari 1 km. Total massa bisa

mendekati massa Bumi , meskipun perkiraan lain sekitar

sepersepuluh dari ini , atau bahkan kurang .

Gambar 3.13 menunjukkan sabuk E-K yang mencampur

ke dalam awan Oort, ini adalah dugaan.

Populasi objek sabuk kuiper dibagi menjadi tiga sub-

populasi yaitu objek saibuk kuiper klasik, ojek sabuk kuiper

resonansi, dan objek sabuk kuiper kepingan tersebar.


Objek sabuk kuiper Klasik

Objek sabuk kuiper klasik adalah objek-objek yang orbitnya

terletak di seberang Neptunus dan tidak mendapat pengaruh dari

gravitasi neptunus. Objek sabuk kuiper klasik Ini didefinisikan

memiliki jarak periheliuon (jarak terdekat dengan matahari) q> 35

AU, perkiraan sumbu semi mayor dalam kisaran 40-50 AU, dan

eksentrisitas(suatu besaran yang menentukan entuk sebuah elips,

yang menunjukan perbandingan antar jarak fokus dengan sumbu

panjang elips itu ) e rendah, sekitar 0,1. Mereka juga memiliki

kecenderungan i yang rendah, meskipun ini mungkin efek seleksi

observasional, pencarian yang paling berkonsentrasi di dekat

ekliptika pesawat. Lebih dari 600 diketahui, terhitung selama hampir

dua-pertiga dari Ekos saat ini dikenal. Tampaknya ada tepi luar yang

tajam, yang mana mungkin telah diwarisi sejak mereka lahir, atau

karena jarak yang lebih jauh dipangkas dalam pertemuan terdekat

dengan bintang di awal Sejarah sistem Surya .

Objek sabuk kuiper Resonansi

Ini adalah objek sabuk kuiper yang telah ditemukan di MMRS

dengan Neptunus, terutama di resonansi 3:2, tetapi juga beberapa di

resonansi 4:3, 5:3, dan 2:1. Resonansi umumnya diproduksi lebih

besar nilai-nilai e dan i dari pada populasi klasik.

Apakah sumbu semimajor terdapat empat resonansi?

Dari persamaan (1.3), ares = aN (Pres/PN)2/3 dimana aN =

301 AU. Jadi, dengan Pres/PN = 133, 150 , 167 dan 2,00 untuk

resonansi 4:3, 3:2, 5:3, dan 2:1, kita mendapatkan masing-

masing 36.4 AU, 39.4 AU, 42.3 AU, dan 47.8AU. Kita harus

mengetahui 39.4 AU dekat dengan saat sumbu semi mayor

Pluto (itu bervariasi sedikit) dari 39.8AU. Ojek sabuk kuiper

dalam resonansi ini dengan demikian disebut Plutinos, dan

lebih dari 100 yang diketahui, meskipun diperkirakan bahwa


sekitar 1.500 lebih besar dari 100 km pada seluruh penemuan

yang ditunggu.

Ingat bahwa Plutinos diperkirakan telah mendorong

Neptunus bermigrasi ke arah luar. Beberapa Plutinos, dan

Pluto, memiliki jarak perihelion kurang dari 30 AU dan

menyeberangi orbit Neptunus. Seperti Pluto, posisi masing-

masing Plutino dalam orbitnya adalah seperti untuk

menghindari pertemuan yang dekat - konfigurasi dipelihara

oleh resonansi 3:2. Jika ini tidak begitu, Plutino tidak akan

berada di sana!

Kepingan objek sabuk kuiper yang Tersebar

Kepingan objek sabuk kuiper yang tersebar (SDO) yang

ditandai dengan eksentrisitas lebih besar dari pada objek

sabuk kuiper klasik, garis pemisah yang agak berubah-ubah ,

tapi 0,25 berada di tengah-tengah berbagai usulan . Nilai

sampai dengan 0,9 telah diamati, sesuai dengan aphelion

beberapa ratus AU. Ekstrem tersebut mungkin disebabkan

karena pertemuan bintang. SDOs yang juga memiliki berbagai

kecenderungan yang lebih besar dari obyek klasik, meluas di

atas 20. Sumbu semimajor mereka terutama lebih besar dari

35AU, meluas setidaknya 120 AU. Beberapa ratus SDOs

diketahui, meskipun pencarian kami sangat lengkap, sehingga

jumlah yang jauh lebih besar menunggu penemuan.

SDOs dengan perihelia kurang dari 35 AU bisa saja

memiliki objek sabuk kuiper klasik yang telah terganggu oleh

Neptunus. Semua itu dengan perihelia yang lebih besar bisa

meningkatkan primordial (kurun waktu yang berlangsung di

sekitar saat pembentukan tata surya, sekitar 4,6 miliar tahun

yang lalu) sebagai peningkatan jarak perihelion, yaitu mereka

bisa menjadi bebatuan es planetesimal yang tersebar oleh

planet raksasa di fase migrasi mereka, dengan migrasi ke luar


dari Uranus dan Neptunus membuat kontribusi yang terbesar.

Salah satu perkiraan teoritis adalah bahwa sekitar 30.000

planetesimal yang lebih besar dari 100 km tersebar keluar.

perkiraan ini, dan perkiraan lain, meramalkan penemuan

yang banyak.

Asal usul SDOs dan objek sabuk kuiper klasik

tampaknya tidak menjadi sangat berbeda . Keduanya bisa

mencampurkan populasi primordial dan populasi yang

tersebar . Hal ini tidak sepenuhnya dimengerti mengapa

karakteristik orbital mereka agak berbeda .

Sifat-sifat fisika objek sabuk kuiper

Albedo telah diperoleh dalam beberapa objek sabuk

kuiper. Di antara objek sabuk kuiper besar Pluto memiliki

geometris Albedo p yang bervariasi dari 0,5-0,7 seluruh

permukaannya, dan satelitnya Charon 0.38 . Varuna, sekitar

40 % dari radius Pluto, gelap, dengan p~0,07, tapi Eris (yang

gambar HST menunjukkan memiliki 20 % radius lebih besar

dari Pluto ) cerah, dengan p~0,9. albedo dari objek sabuk

kuiper lain sebagian besar terletak dalam jangkauan 0,04-

0,4. Sangat mungkin bahwa semakin tinggi albedo, objek yang

telah bertabrakan muncul kembali dengan bahan es segar.

Warna dari objek sabuk kuiper menunjukkan signifikan

keragaman, dari abu-abu netral melalui berbagai derajat

kemerahan, tidak berkorelasi dengan kecerahan atau orbit.

Beberapa menunjukkan fitur air - es, yang lain tidak. Suhu

permukaan 50 - 60K di bagian dalam sabuk E-K, tergantung

pada jarak dari matahari dan proporsi radiasi matahari

diserap (lihat persamaan 9.8). Suhu Internal objek sabuk

kuiper yang lebih besar bisa jauh lebih besar, karena Anda

akan melihat dalam Bagian 5.2.2.


Massa Eris akan segera ditentukan dari orbit satelitnya

Dysnomia, ditemukan pada tahun 2005 oleh teleskop Keck .

Kami kemudian akan dapat menghitung kepadatan dan

karenanya nya Komposisinya akan dibatasi .

Sebaik pemasokan SPCs, sebuah EKO juga dapat

dijelaskan seperti yang kita lihat, untuk satelit besar Neptunus

Triton, yang memiliki orbit yang khas (Bagian 2.3.1) dan

menyerupai Pluto. hal itu telah ditangkap dari sabuk, sebagai

beberapa satelit es - batu kecil.


BAB VIMETEORIT


6.1. METEORIT

Meteorit adalah contoh benda luar angkasa yang kita temukan di

Bumi, dan yang berasal dari sisa-sisa hancuran benda-benda lain di Tata

Surya, khususnya asteroid tetapi juga Mars dan Bulan.

Lebih dari 30000 meteor telah ditemukan. Meteor-meteor tersebut

sangat penting dalam membangun kronologi dari peristiwa-peristiwa di

Tata Surya, sifat dari peristiwa-peristiwa yang terjadi di tata surya, dan

komposisi Matahari ditambah keluarga-nya, sebagaimana yang anda lihat.

6.1.1. Meteor, Meteorit, Dan Micrometeorites

Anda mungkin telah melihat ' bintang jatuh ', seberkas cahaya terang

yang melintas di langit beberapa detik atau lebih sebelum menghilang .

Anda bahkan mungkin cukup beruntung untuk melihat contoh

spektakuler terang , yang disebut disebut bola api, atau bolide jika

meledak. Fenomena ini disebabkan oleh meteor, yakni benda kecil yang

telah memasuki atmosfer bumi dengan kecepatan tinggi, terutama di

kisaran 10-70 km/s. Kadang-kadang ledakan yang dihasilkan dengan

kecepatan supersonik dapat didengar manusia. Meteor mengionisasi saat

melewati atmosfir, dan permukaan meteor menjadi sangat panas. berkas

cahaya adalah cahaya dari ionisasi tersebut. Dalam atmosfir tersebut,

tubuh induk dari meteor biasanya berkurang dari beberapa milimeter

ukuran dari keseluruhannya.

Disebut Apa Badan-Badan Tersebut?

Badan semacam ini disebut micrometeoroid, atau debu jika lebih kecil

dari sekitar 0,01 mm (Bagian 6.1).

Kebanyakan meteor menguap sepenuhnya pada ketinggian di atas 60

km dari permukaan bumi. Meteor Yang ukurannya lebih lebar dan lebih

besar dari beberapa persepuluh meter ukuran seluruhnya, biasanya

mencapai tanah, dan kadang terpecah bela di atmosfer. Seperti yang Anda


lihat, sebuah fragmen, atau seluruh objek dari sepasang fragmen yang

datang, disebut meteorit. Meteorit yang terlihat jatuh dengan mengejutkan

, disebut meteorit kelompok “falls”, dan tidak ada keraguan bahwa

jatuhnya dari langit. Untuk beberapa meteorit kelompok “falls” ada

pengamatan yang cukup akurat melalui atmosfer untuk orbit yang telah

diperoleh. Orbit ini mirip dengan Neas , menunjukkan asal usul di sabuk

asteroid.

Hanya sekitar 1 dalam 20 dari meteorit yang telah ditemukan terlihat

jatuh. Sisanya telah ditemukan pada permukaan bumi beberapa waktu

kemudian. Tentu, ini disebut meteorit kelompok “finds”. Anda mungkin

bertanya-tanya mengapa batu di tanah harus dianggap telah jatuh dari

langit. Salah satu indikatornya adalah kerak fusi pada permukaannya

(pelat 25 ( a)). Ini adalah bukti perjalanan dengan kecepatan tinggi

melalui atmosfer. Beberapa meteorit terbakar dalam proses yang disebut

ablasi, dan kerak fusi dengan tebal beberapa milimeter atau lebih dimana

lapisan bahannya dimodifikasi oleh panas di permukaan atas sehingga

materi di bawah hampir murni. Namun, meskipun ini menunjukkan

bahwa meteorit telah tiba di suatu lokasi dengan cepat melalui atmosfer,

tidak menetapkan bahwa meteorit berasal dari ruang antar planet. Hal ini

dapat dipelajari dari studi rinci struktur dan komposisi, topik untuk Bagian

6.1.2.

Gurun dan lapisan es Antartika adalah tempat yang sangat baik untuk

menemukan meteorit , karena benda berbatu kecil di permukaan gurun

akan terlihat menonjol. Juga, di Antartika, arus es berkonsentrasi dari

meteorit ke gletser, dimana pada sublimasi berikutnya es memperlihatkan

bahwa meteorit telah lama terkubur.

Sebuah meteorit terfragmentasikan biasanya adalah dari urutan 10

sentimeter dari keseluruhannya, dan memiliki massa beberapa kilogram.


Badan induk yang lebih besar cenderung terfragmen, kecuali yang

sebagian besar komposisinya adalah besi ( Bagian 3.3.2). Sebagai contoh,

fragmen yang diketahui dari meteorit Murchison terlihat jatuh di dekat

kota Murchison di Australia pada tahun 1969 bermassa sekitar 500 kg.

Sebuah meteorit yang sangat besar diamati jatuh dekat kota Allende di

Meksiko, juga pada tahun 1969. Fragmen sebesar lebih dari 2000 kg telah

ditemukan . Baru-baru ini, pada tahun 2003, meteorit Park Forest diamati

memecah di atas wilayah dekat Chicago, USA.

Banyak fragmen, dengan masing-masing beberapa kilogram, telah

ditemukan. Diperkirakan bahwa tubuh induk memiliki massa 10 000-25

000 kg. Ini adalah meteorit kedelapan yang memiliki orbit yang

ditentukan dengan akurat. lebih besar dari meteorit, yang ditemukan

sebelumnya. Sebuah meteorit dari massa Murchison, atau lebih besar, akan

tiba di permukaan bumi kira-kira sekali sebulan, tetapi sebagian besar

meteorit di lautan, atau di daerah terpencil di mana mereka pergi belum

ditemukan .

Meteorit kecil lebih sering lagi ditemukan. ukurannya benar-benar

kecil, beberapa milimeter atau kurang dari ukuran seluruhnya, yang

ditempatkan dalam kategori terpisah yang disebut micrometeorit. Salah

satu jenisnya yang ditemukan dalam tumpukan sedimen di laut, di mana

sifat mereka diakui melalui bentuk bulat mereka. Mereka kembali padat

setelah meleleh di atmosfer, atau kembali padat setelah menetes dari

tubuh yang lebih besar. Pada ukuran di bawah sekitar 0,01 mm, jenis yang

paling umum ditemukan adalah jumlah partikel kecil yang sangat halus,

juga ditemukan dalam sedimen, tetapi juga dikumpulkan oleh pesawat

yang terbang tinggi. dimana telah melalui atmosfer bumi tanpa meleleh

karena mereka melambat sebelum mereka mencapai suhu leleh. Dalam

banyak kasus yang ditemukan fragmen-fargmen dari jumlah partikel-


partikel halus tersebut. Partikel debu ini mengapung dengan perlahan ke

Bumi, dan pada umumnya bahwa, jika Anda menghabiskan beberapa jam

keluar rumah, bahkan target kecil dimana Anda cenderung untuk

mengumpulkan hanya satu tetapi Sayang! Anda tidak mengenali materi

luar angkasa ini di antara semua debu asal darat yang Anda kumpulkan.

Secara keseluruhan, materi luar angkasa saat memasuki atmosfer bumi

dengan kecepatan sekitar 108 kg per tahun, terutama dalam bentuk meteor

benar-benar menguap.

Apa Ini Sebagai Sebagian Kecil Dari Massa Bumi ?

Ini hanya lebih dari 1 bagian dalam 1017 dari massa bumi. Lebih

banyak bukti bahwa meteorit dari semua kelas yang berasal dari non-

terrestrial berasal dari rasio isotop dengan unsur-unsur tertentu, seperti

oksigen. Rasio isotop yang sangat berbeda dari yang ditemukan di kerak

bumi, lautan, atmosfer, dan es Antartika. Dalam kebanyakan kasus rasio

non-terestrial konsisten dengan nilai-nilai Tata Surya umum. Namun,

dalam banyak meteorit ada butir refraktori kecil dengan rasio yang sangat

berbeda, menunjukkan bahwa butiran-butiran ini telah ada sebelum

lahirnya tata surya. Kisaran rasio isotop menunjukkan beberapa sumber,

termasuk kondensasi angin dari bintang-bintang raksasa merah dan dari

bahan yang dikeluarkan saat ledakan supernova. Unsur yang menonjol

dalam butiran-butiran ini adalah berlian berukuran beberapa nanometer,

tapi silikon karbida (SiC), grafit, dan korundum Al2O3 juga ditemukan.

Meteor yang pernah jatuh di bumi

Meteor atau sisa meteor jatuh dimungkinkan tersisa sangat banyak

dan tidak bercampur dengan batuan bumi. Bentuknya merupakan

potongan logam padat atau lebih berbatu. Beberapa mungkin memiliki

sidik tertentu seperti konstruk depresi, eksterior atau halus pada

permukaannya.


Berikut beberapa meteor yang pernah jatuh di bumi.

1. BOSUMTWI, GHANA

keterangan :

Terjadi 1,3 Juta tahun yang lalu

Ukuran tidak diketahui

Kekuatan saat menabrak permukaan tidak diketahui

Menghasilkan kawah dengan diameter 10,6km

dengan kedalaman 45m, saat ini kawah tersebut

menjadi sebuah danau.


2. DEEP BAY, CANADA

keterangan: Terjadi pada 100 juta tahun yang lalu Ukuran tidak diketahui Kekuatan saat menabrak permukaan tidak diketahui Menghasilkan kawah dengan diameter 13km dengan

kedalaman 220m, saat ini kawah tersebut menjadisebuah danau.

3. MISTASTIN LAKE, CANADA

keterangan:

Kapan Terjadi tidak diketahui Ukuran tidak diketahui Kekuatan saat menabrak permukaan tidak

diketahui Menghasilkan lubang mengaga dengan

diameter 24 km


4. KARA-KUL, TAJIKISTAN

keterangan: Terjadi pada 5 juta tahun yang lalu Ukuran tidak diketahui Kekuatan saat menabrak permukaan tidak diketahui Menghasilkan kawan selebar 25km

6.1.2. Struktur Dan Komposisi Meteorit

Meteorit di bagi menjadi 3 kelas utama yaitu :

1. Iron Meteorites (Meteorit Besi)

2. Stony Meteorites (Meteorit Batuan)

3. Stony-Iron Meteorites (Meteorit Batuan-Besi)

Pada gambar 3.1 menunjukan pengklasifikasian dalam relatif number

meteor yang mereka temukan ( penemu). Penemuan tesebut berdasarkan

observasi yang sangat mendukung. Besi sepert pada namanya, terdiri dari

seluruhnya dari zat besi,dan menyerupai kurang lebih seperti gumpalan

berkarat logam. Batu seperti namanya terlihat dangkal seperti halnya

batuan lainnya. Besi yang terlihat jauh lebih kuat dari batu, berdasakan


hasil penemuan lebih banyak pecahan meteorit besi di temukan dari pada

meteorit batu. Selanjutnya batu lebih cepat hancur terkikis dari pada besi.

1. IRON METEORITES (METEORIT BESI)

Meteorit besi, dinamakan demikian karena komposisi bahan

penyusunnya didominasi oleh besi. Ada juga campuran massa beberapa

% logam nikel , dan material penyusun lainnya yang sangat kecil

jumlahnya. Secara alami terjadi tersestrial besi yang hampir selalu

dikombinasikan dengan senyawa non-logam, dicurigai berasal dari luar

angkasa untuk besi yang juga, terutama sekali variasi geologi lingkungan

yang ditemukan pada besi. Kecurigaan ini memperkuat dengan

menggunting sebuah besi, disemir permukaan yang segar, kemudian

disketsa dengan asam dingin

Pola yang timbul akan seperti pada gambar 25(b). Pola yang didapat

ini disebut dengan pola Widmanstaten, sesuai nama sang penemu Alois

von Widmanstaten (1754-1849) seorang direktur perusahaan pekerjaan

porselin di Viena. Pola ini berbatasan dengan kristal- kristal yang sedikit

berbeda dalam kandungan nikel. Ukuran kristal yang besar bersal dari

pendiginan yang sangat lamban, 0.5-500 K/Ma, ini menandakan bahwa

pembekuan terjadi di bagian dalam sebuah asteroid pada lintasan sekitar


puluhan kilometer. Pendinginan yang terjadi pada bagian besi metalik

yang tipis di kulit bumi dan terjadi secara ekstrim/luar biasa.

2. STONY METEORITES (METEORIT BATUAN)


Sebagian besar meterit batuan merupakan jenis silikat, meskipun

besi berjumlah sedikit dan nikel biasanya ditambah zat lain.

Apa yang kamu tahu tentang unsur pokok utama dari batu – batu

besi?

Meteorit jenis batuan-besi ini mengandung batuan dan besi

dalam proporsi perbandingan yang hampir sama.

3. STONY-IRON METEORITES (METEORIT BATUAN-BESI)

(Meteorit batuan-besi adalah campuran dari jumlah yang kurang

lebih sama dari paduan besi-nikel dan silikat, dengan jumlah kecil dari

bahan lain (pelat 25 (c)). Mereka diduga berasal dari transisi zona di

asteroid yang membentuk inti besi dan mantel silikat, dan kemudian

terganggu oleh tabrakan.

Batu terdiri dari sekitar 95% dari semua jatuh Gambar 3.14) dan

mungkin dari semua meteorit. Meteorit Batuan memiliki dua tipe yaitu

chondrites dan achondrites.

Achondrites

Achondrites didefinisikan meteorit yang tidak mengandung chondrules

dan secara tampak tidak terlihat adanya logam atau sulfida logam.

Penampakannya juga mirip dengan batuan di permukaan bulan dan

planet kebumian. Umur batuannya sekitar 4,5 miliar tahun, batuan yang


lebih muda umurnya diperkirakan berasal dari materi yang dilontarkan

dari permukaan Mars.

Chondrites

disebut chondrites karna Sebagian besar batu meteorit ini memiliki

chondrules (pelat 25 (d)). Sebuah chondrule adalah kandungan bola-bola

silikat kecil yang terdapat pada meteorit batuan. Meteorit tipe ini

mengandung senyawa carbon, air, dan materi volatil lainnya dan memiliki

warna yang agak gelap. mereka diperkirakan telah dibentuk oleh flash

leleh rumpun silikat berdebu, peningkatkan suhu hingga lebih besar dari

sekitar 1500 K, diikuti dengan pendinginan cepat dari tetesan cairan.

Flash mencair bisa saja disebabkan oleh gelombang kejut menyebar

dari gelombang kepadatan spiral yang hadir selama pembentukan Tata

Surya (Bagian 2.1.2 dan 2.2.5), atau oleh muatan listrik dalam lembar

debu di nebula surya. Namun, beberapa chondrules mengundurkan ini

kemungkinan mekanisme (Bagian 3.3.3). Oleh karena itu, dampak antara

planetesimal atau embrio telah membangkitkan. Sebaliknya silikat luar

chondrules dibentuk oleh kondensasi gas nebula langsung ke fase padat.

Chondrules tidak ditemukan di batu darat.

Ordinary Chondrites (OCs) adalah jenis yang paling melimpah dari

chondrite ( Gambar 3.14 ) . dalam matriks di mana chondrules menempel

ada terdapat silikat , mencakup patah/retak chondrules , mineral yang

terbentuk kurang dari 1000 K , dan 5-15 % oleh paduan massa besi -

nikel. paduan lanjut membedakan kontrasepsi oral dari batuan terestrial.

carbonaceous chondrites ( CCS ) dibedakan oleh beberapa persen massa

dari bahan karbon , dan sampai sekitar 20 % air terikat dalam mineral

terhidrasi . Di antara bahan karbon banyak senyawa relevansi biologis ,

seperti asam amino , yang merupakan blok bangunan protein . ada bukti

bahwa sebagian dari banyak biomolekul ini mendahului pembentukan


matahari. Ini dari rasio isotop hidrogen 2H/1H , di mana 1H adalah isotop

umum dan 2H , deuterium D , jauh lebih langka.

Kehadiran komponen volatil menunjukkan bahwa CCS telah

mengalami sedikit pemanasan sejak terbentuk . Selain itu, tidak

sepenuhnya dipadatkan , menunjukkan bahwa mereka tidak pernah

dikompresi . Ini adalah dua indikator CCs yang belum pernah di interior

lebih dari seratus kilometer atau lebih di seluruh . Karena itu mereka

primitif , bahwa mereka telah sedikit berubah sejak pembentukan.

Yang paling primitif dari semua adalah C1 chondrites. Matriks sangat

kaya air dan lainnya mudah menguap . C1s terdiri dari sedikit lain, tapi

matriks - mereka hampir bebas dari chondrules , jadi mungkin

mendahului pembentukan chondrule . Bukti lebih lanjut bahwa C1s

adalah badan-badan primitif berasal dari jumlah relatif dari unsur-unsur

kimia di dalamnya . Terlepas dari penipisan hidrogen , helium , dan

elemen lain yang akan telah terkonsentrasi dalam fase gas dari nebula ,

kelimpahan di C1s mirip dengan yang diamati di bagian dari Matahari.

Hal ini menunjukkan bahwa meteorit ini tidak dibedakan dari tubuh,

karena pada fragmentasi ini akan menyebabkan perbandinggan non -

solar di setiap fragmen. Terutama sekali memelihara Meteorit primitif

adalah meteorit Tagish Danau yang terlihat jatuh di Kanada di danau beku

pada Januari 2000 ,dalam potongan-potongan sebesar 56 000 kg. dalam

potongan-potongan sebesar 56 000 kg. Ini Jenis C1 dan primitif subclass

CM lain. Orbitnya menunjukkan bahwa itu berasal dari sabuk asteroid

luar.

CCS lain juga memberikan komposisi yang cocok yang dekat dengan

Matahari, namun tidak sedekat C1s. Oleh karena itu, C1s tampaknya

memiliki sampel yang diubah dari bahan yang kental dari nebula surya

ketika tata surya terbentuk. Karena C1s tersedia untuk penelitian di

laboratorium, telah mereka gunakan untuk memperbaiki hubungan dari


semua elemen dalam Tata Surya, kecuali orang-orang yang sangat

fluktuatif atau berada dalam senyawa yang sangat volatile. Serta senyawa

volatil, CCS juga mengandung inklusi putih yang tidak teratur, biasanya

10 mm seberang, yang kaya non-volatile kalsium dan aluminium mineral

seperti korundum _Al2O3_dan perovskit _CaTiO3_. Tidak mengherankan

ini disebut kalsium - alumunium inklusi, CAIs, yang diperkirakan telah

terkondensasi dari nebula surya . Mereka jarang dalam kontrasepsi oral.

Radiometrik kencan (Bagian 3.3.3) menunjukkan bahwa chondrules

umumnya dipadatkan beberapa juta tahun setelah CAIs, sehingga

mencairnya CAIs mungkin menjadi sumber lebih lanjut dari chondrules.

Beberapa bukti pencairan CAIs.

Dating Meteorites

Terdapat berbagai peristiwa dalam kehidupan meteorit yang can be

dated tetapi kita harus berkonsentrasi pada dua hal yang paling penting:

pertama, the time that has lapsed since a meteorite, atau komponen di

dalamnya, yang secara kimiawi menjadi terpisah dari lingkungannya,

selalu hampir mengalami pembekuan, dan yang kedua, waktu dimana

meteorit mengarahkan menuju angkasa daripada dilindungi beberapa

overlying material.

Radiometric Dating

Radiometric dating adalah teknik yang penuh kekuatan yang dapat

diterapkan secara luas, yang dapat dilihat di bab-bab selanjutnya. Kita

mengenalkannya disini dalam konteks mengenai meteorit.

Bayangkan bahwa, pada isolasi bahan kimia, komponen dalam meteorit

yang termasuk mengandung butir-butir mineral, sebagai contoh, elemen

bahan kimia dari rubidium. Bagian terkecil dari aton rubidium menjadi

isotop tidak stabil 87Rb dimana radioaktif tersebut mengalami kerusakan

menjadi bagian yang tidak stabil dari isotop strontium .

87Rb


Dimana e adalah elektron yang dipancarkan dari inti 87Rb jadi

dikonversikan menuju inti nukleus 87Sr. Nomor nukleus 87Rb dikalikan

dengan kuadrat waktu kehilangan diperoleh

....................

Nilai 0 pada N0 t = 0 dan adalah waktu paruh dari 87Rb waktu dimana

N(87Rb) yang surut menjadi 1/e (=36,8%) yang bernilai t = 0. Asumsikan

bahwa pada awalnya tidak ada 87Sr di dalam komponen, tetapi dibangun

menjadi pengurangan 87Rb, dan tidak ada isotop lainnya yang lepas, tidak

ada pula yang ditambahkan, mineral apapun di dalam komponen.

Kuantitas relatif dari 87Sr dan 87Rb dari setiap perubahan dengan waktu

dalam bentuk mirror seperti pada Figure 3.15(a). Jika pada suatu saat kita

mengukur rasio N(87Sr)//N(87Rb), hal ini akan menunjukkan bahwa

berapa lama komponen tersebut terisolasi, yang menunjukkan waktu

hidup dari 87Rb. Waktu hidup telah diketahui, dan biasanya digambarkan

sebagai waktu paruh t1/2 – waktu dimana sebagian atom untuk membusuk.

Kita memiliki t1/2 = 0,693 . Untuk 87Rb, t1/2 = 48800 Ma, dengan

ketelitian per bagian.

Apa yang akan dihasilkan dari N(87Sr)//N(87Rb) setelah 48800 Ma,

dan setelah berlangsung dua kali?

Setelah 48800 Ma, akan menjadi sama dengan nomor dua isotop,

sehingga rasionya akan menjadi 1,0. Setelah waktu paruh lanjutan, 87Rb

akan terbagi dua kembali dan N(87Sr) lalu akan meningkat dari setengah,

sehingga rasio menjadi 1,5/0,5. Metode umum dari dating ini disebut

radiometrik dating. Jadi, dari pengukuran rasio isotop, dan mengetahui

waktu paruh dari isotop yang tidak stabil, kita dapat menghitung waktu

yang terlewati sejak isotop diisolasi.


Dalam praktek, banyak hal yang lebih kompleks karena strontium

kemungkinan besar siap untuk menjadi bagian yang dipisahkan. Empat

bagian isotop stabil, termasuk 87Sr, akan ada disana. Isotop akan dibangun

menjadi 87Sr yang rusak, sejumlah isotop stabil, termasuk 86Sr, adalah

konstan. Figure 3.15(b) menunjukkan bahwa terdapat banyak kelimpahan

rasio yang dapat diukur pada saat sekarang, sebagai contoh, dua kesatuan

mineral A dan B di dalam komponen yang berbeda inisial sumbangan dari

rubidium dan strontium. Nilai 0 pada N0 t = 0 – waktu dimana komponen

diisolasi. (N0 (86Sr tidak berubah). Garis arah menunjukkan penambahan

dalam radiogenik 87Sr relatif menuju 86Sr sebagai kekurangan 87Sr. Waktu

berlalu sejak isolasi adalah t. Hal penting yang diutamakan adalah is that

the slope of each dashed straight line shown is (et/ -1). Jadi, saat

mengetahui kita mendapatkan t dari lekukan. Karena setiap garis pada

Figure 3.15(b) adalah untuk memberikan nilai untuk t, yang disebut

isokron. Pertanyaan 3.12 memberikan kesempatan untuk membuktikan

lekukan isokron adalah (et/ -1).

Banyak radioaktif isotop yang digunakan untuk date meteorit. 87Rb-87Sr digunakan disini untuk ilustrasi karena kekurangan dari poin isotop

stabil poin terakhir adalah hal penting yang sederhana (equation (3.2)). Di

dalam perbedaan, kekurangan dari 238U untuk 206Pb isotop stabil poin

terakhir melibatkan banyak tingkatan, seperti 235U ke 207Pb. Paruh hidup












































dari kekurangan ini adalah 4470 Ma dan 704 Ma berturut-turut, dan

diketahui untuk ketelitian yang tinggi dibandingkan dengan paruh hidup87Rb-87Sr.

Umur paling tua dari radiometrik memperoleh beberapa bagian

dalam sistem tata surya adalah untuk CAI dan chondrules dalam meteorit,

4570 Ma. Umur ini telah ditetapkan dari 238U-206Pb dan kekurangan

lainnya. Hal ini digunakan untuk menjadi umur sistem tata surya.

Chondrules mendekati 2 Ma lebih muda dibandingkan dengan CAI. Untuk

menentukan perbedaan umur yang kecil diantara dua umur yang besar

digunakan paruh hidup isotop. Sebagai contoh, kekurangan 26Al untuk26Mg dengan paruh hidup hanya 0,73 Ma, lebiih cepat dibandingkan

dengan kekurangan dari 238U. Jadi, dengan membandingkan kepastian dan

bagian isotop magnesium dari CAI dan chondrules kita mendapatkan

perbedaan umur dengan ketelitian yang masuk akal. Penjelasan tersebut

tidak perlu diperhatikan. Dicatatkan bahwa kehadiran dari paruh hidup

isotop, disimpulkan dari produk yang dihasilkan, diindikasikan bahwa CAI

terpisah diantara beberapa juta tahun dari paruh hidup isotop yang

ditimbulkan dalam bintang-bintang. Selanjutnya, CAI dan chondrules

tidak dapat diselamatkan dalam isolasi untuk beberapa juta tahun lagi, and

juga formasi dari induk meteorit harus fairly rapid. Hal ini konsisten

dengan skala waktu dari formasi planetesimal di Chapter 2. Some

separation ages are younger, tetapi yang paling sedikit adalah 1600 Ma.

Umur paling muda ini adalah hasil dari beberapa pelelehan atau

vaporisasi dari pemasangan ulang jam radiometrik.

Asal - Usul Meteorit

Meteorit dalam perjalanan sejarah tata Surya memiliki peran

penting, karena ia merupakan alat utama dalam memahami sejarah Tata

Surya. Komposisi meteor merekam proses geologi di masa lalu yang terjadi


saat mereka masih bersatu dengan induknya (tubuh utamanya). Maksut

induk atau tubuh utama disini adalah ada sbeuah asteroid yang kemudian

ketika terjadi tabrakan melontarkan sejumlah materi keluar dan materi

yang terlontar inilah yang kita kenal sebagai meteorit. Masalahnya,

astronom seringkali gagal untuk menemukan induk si meteorit yang

umum ditemukan di Bumi sehingga tak bisa diketahui spesimen asal si

meteorit pada sabuk asteroid. Chondrites umum merepresentasikan 75%

dari seluruh meteorit yang berhasil ditemukan.

Untuk menemukan asal sumber meteorit, astronom harus

membandingkan spektrum spesimen meteorit dengan asteroid yang

diamati. Ini sulit, karena setelah terlontar keluar, proses yang berlangsung

di dalam meteorit dan di dalam asteroid yang jadi induknya sudah

berbeda. Umumnya, permukaan sering mengalami perubahan akibat

proses “cuaca angkasa”, yang berasal dari pergerakan mikrometeorit dan

angin matahari. Kedua komponen ini secara progresif merubah spektrum

permukaan asteroid, sehingga spektrumnya jadi berbeda dari meteorit

yang yang terkait dengannya.

Sama halnya seperti induk orbit Tagish Lake (Bagian 6.1.2),

petunjuk tentang asl usul meteorit didapat dari beberapa induk meteorit

terkenal, yang menyerupai orbit Neas ( Bagian 6.1.1 ).

Hal Apa Yang Menunjukkan Bahwa Wilayah Tersebut Adalah Sumber

Meteorit ?

Kita dapat mengetahui bahwa wilayah tersebut merupakan

sumber meteorit berdasarkan inti asli pada sabuk asteroid. usia paparan

sinar kosmik yang pendek pada bebatuan mendukung kesimpulan ini,

usianya konsisten dengan tingginya tingkat tumbukan yang terjadi dalam

sabuk asteroid, yang secara terus menerus membebaskan bahan yang tak

terkena cahaya, dan dalam waktu yang relatif singkat banyak meteoroid


yang dihasilkan akan bertabrakan dengan Bumi. Banyak meteorit yang

menunjukkan bukti terjadinya gangguan tumbukan, terutama mineral

yang telah terbuang, dan dalam struktur yang menunjukkan fragmen2

yang patah yang telah disemen/menyatu bersama-sama. Kadang-kadang

fragmen2 ini terlihat berasal dari benda yang berbeda, atau subjek dalam

proses yang berbeda. Untuk mendapatkan Meteoroid dari sebuah orbit

dengan sabuk asteroid yang berdekatan dengan orbit Bumi, biasanya orbit

tersebut memerlukan bantuan dari jupiter, atau kadang-kadang Mars,

ketika meteorit tersebut menemukan sebuah mmr. hal seperti ini terus

terjadi karena migrasi orbital yang disebabkan oleh efek Yarkovsky

(Bagian 3.1). Dari sekitar 30.000 meteorit yang dikenal, hampir

semuanya terlihat seperti fragmen asteroid.

Bukti lain yang menunjukkan bahwa meteorit berasal dari

asteroid adalah dengan membandingkan membandingkan spektra

reflektansi dari berbagai kelas asteroid dan kelas meteorit. Seperti

disebutkan dalam Bagian 3.1.6, ada hubungan yang jelas telihat antara

CC dan kelas asteroid C yang melimpah. CCS merupakan fragmen dari

tumbukan asteroid yang tidak pernah cukup panas untuk menghilangkan

bahan karbon dan mineral yang terhidrasi, dan sangat jauh berbeda

dengan dingin. Induk asteroid juga kemungkinan merupakan fragmen

dari benda yang tidak panas/dingin. Di sabuk luar kita melihat asteroid

kelas C dalam sebuah susunan, menunjukkan bahwa pada susunan ini

asteroid besar menghindari perbedaan, mungkin karena pemanas induksi

magnetik yang lemah (Bagian 3.1.6), dan rendahnya porsi dari bahan batu

dan besi, yang akan memberikan lebih sedikit pemanasan accretional dan

radioaktif. Dari posisinya pada sabuk luar kemungkinan untuk transfer

ke dekat orbit bumi menjadi sangat rendah, yang menjelaskan mengapa

kelas C asteroid yang umum/banyak, tetapi meteorit yang sesuai, CC,

jarang terjadi/ada.


Ada juga korespondensi yang jelas antara besi dan asteroid

kelas M yang langkah. seperti yang ditunjukkan dalam Bagian 3.1.6, awal

dari sejarah tata Surya pada Sistem asteroid yang lebih besar (sekitar

beberapa ratus kilometer, atau lebih besar) bisa menjadi cukup jelas untuk

membedakan sepenuhnya atau sebagian. Gambar 3.16 menunjukkan hasil

dari struktur berlapis dalam sebagian kasus yang berbeda. Pola

Widmanstatten pada besi merupakan indikasi dari pendinginan lambat

yang terjadi pada inti besi dari sebuah asteroid besar. Fragmentasi asteroid

dapat mengekspos inti, yang kemudian bisa dipecah-pecah dengan

sendirinya. Inti, atau fragmen nya, adalah asteroid kelas M, dan fragmen

yang lebih kecil adalah induk dari meteorit besi. Sebuah komplikasi adalah

bahwa silikat yang kaya magnesium yang disebut enstatite bisa bercampur

dengan besi-nikel dengan sendirinya. Oleh karena itu, beberapa asteroid

kelas M mungkin merupakan campuran besi-nikel dengan jenis silikat ini.

Penanggalan radiometrik dari besi besi menunjukkan bahwa asteroid

induk terbentuk, pada awal sejarah tata surya, hanya 5-10 Ma setelah

CAIs.

Stony - besi menunjukkan beberapa korespondensi dengan

asteroid kelas S.

Kemungkinan Mengenai Asal Sebuah Asteroid ?

Asteroid bisa berasal dari permukaan antara inti besi dan

mantel silikat (sebagian) dari asteroid yang berbeda, di mana silikat dan

besi dicampur. Hanya ada beberapa asteroid yang cocok dengan

achondrites. subkelompok achondrite terbesar terdiri howardites, eucrites,

dan diogenites, disebut subkelompok HED. subkelompok Ini terdiri dari

silikat seperti feldspar dan piroksen (Tabel 2.3 dan 6.1). Dalam sebuah

asteroid silikat ini akan diproduksi oleh mencairnya silikat induk,

terutama olivin dan piroksen (Tabel 6.1).


Diikuti oleh diferensiasi, dengan silikat baru muncul ke

puncak, yang merupakan basal (feldspar + piroksen), dan besi metalik

yang tenggelam untuk membentuk inti. Hal ini memerlukan sebuah

asteroid lebih dari beberapa ratus kilometer, kondisi yang diperlukan (tapi

tidak cukup) untuk diferensiasi yang (hampir) lengkap, sehingga silikat

achondrite berada di permukaan dan besi metalik dalam inti. HEDS

menunjukkan pertandingan spektral yang baik dengan asteroid kelas V

yang langkah, yang meliputi Vesta, dengan radius rata-rata 256 km, dan

beberapa asteroid kecil, mungkin fragmen tabrakan. Gambar HST Vesta

menunjukkan kawah besar (Gambar 3.6 (a)) yang bisa menghasilkan

sejumlah besar HEDS, pendapat ini didukung oleh beberapa orbit HED

yang dikenal sebagai mirip dengan Vesta. Kepadatan tertinggi Vesta

(Bagian 3.1.5) konsisten dengan inti besi yang cukup. Penanggalan

radiometrik dari HEDS menunjukkan pembentukan inti dalam 4 Ma

pembentukan CAI. Beberapa achondrites yang bukan HEDS bisa berasal

dari diferensiasi interior asteroid sebagian (Gambar 3.16) yang mengalami

gangguan tabrakan.

Basal meteorit langka (NWA011) mungkin berasal dari

asteroid Magnya yang tampaknya memiliki permukaan basal, dalam hal

ini Magnya adalah wilayah diferensiasi.


(Gambar 3.1.6 sebuah asteroid diferensiasi sebagian,yang

menunjukkan wilayah asal dari berbagai jenis meteorit)

Chondrites biasa merupakan Kelas yang paling umum dari meteorit

chondrite, OC (Gambar 3.14), di mana silikat yang sebagian besar terdiri

dari piroksen dan olivin, dan (termasuk zat yang mudah menguap) dengan

komposisi unsur yang mirip dengan Matahari. Hal ini menunjukkan

bahwa bahan-bahan ini berasal dari non-diferensiasi bahan asteroidal.

Terlepas dari susunannya, pada tahun 1993 ditemukan sebuah asteroid

yang menghasilkan spektral yang baik. Ini adalah Boznemcova, dan

jaraknya hanya 7 km. kandidat Asteroid lainnya adalah kelas Q, meskipun

kelas ini sedikit jumlahnya.

Calon kadidat utama yang menjanjikan adalah kelas S asteroid

Hebe, dengan sumbu semimajor 2,43 AU yang terletak di sabuk utama.

radius rata-rata sekitar 90 km, dan pada tahun 1996 spektrum

permukaannya dicocokkan dengan dari subclass- jenis H yang berjumlah


































sekitar 40 %. Selain itu, orbit Hebe berjarak 03:01 resonansi dengan

Jupiter (Gambar 3.1), sehingga chip permukaannya akan mudah

menemukan jalan ke Bumi. Beberapa OCs lainnya bisa berasal dari zona

terluar dari sebuah asteroid diferensiai sebagian (Gambar 3.16). asteroid

kelas S lainnya bersumber pada OCs juga. Kelas S memiliki jumlah sekitar

80 % dari sabuk utama bagian dalam (Gambar 3.8), dimana ada akses

langsung untuk Bumi.

Asteroid ini memiliki spektrum yang dalam beberapa kasus yang

cocok untuk OCs, tetapi dalam banyak kasus hanya terlihat fitur spektral

dari piroksen dan olivin. Namun, telah terbukti bahwa ruang pelapukan

oleh radiasi UV matahari, pemboman micrometeorite, dan sinar kosmik,

bahan OC yang lebih gelap dan merah, dan bahwa permukaan murni dari

sebuah asteroid kelas S harus benar-benar cocok dengan interior OC. Misi

NEAR terhadap asteroid kelas S Eros telah menunjukkan bahwa asteroid ini

memiliki komposisi yang sama seperti OCs.

Meteorit Mars Dan Bulan

Pada pertengahan tahun 2006, terdapat 34 meteor yang ditemukan

oleh para ahli dimana rasio isotop oksigen yang seluruh kelompoknya

non-terestial, dan cukup mirip untuk menyatakan asal usul secara umum.

Masing-masing isinya seperti mineral yang berasal dari letusan gunung

berapi dengan usia pembekuan berkisar 165-1360 Ma.

(Kecuali, ALH84001, yang memiliki usia pembekuan 4500

Ma). Disaat sebuah tubuh induk extraterrestrial yang dapat

menghasilkan lelehan batu pada permukaannya melalui proses

vulkanis Tahun 1380 Ma yang sudah lalu. Ia juga telah menjadi relatif

dekat, dan pada bagian atmosfir yang paling tipis menyebabkan

meteorit yang sangat besar bertabrakan sehingga permukaan material

meteorite terlempar ke ruang antar planet. Di antara para planet


terdekat lainya, terkini hanya Venus dan Mars yang mempunyai proses

vulkanis yang begitu kompratitif .

Venus Telah Tersingkir,. Mengapa?

Venus memiliki atmosfer sangat tebal, sehingga menghambat

batuannya terlepas keluar. Juga, tabrakan dalam Venus yang begitu

hebat dapat membuat tiap batuannya menjadi komplit, atau menjadi

sebuah penanda tabrakan yang hebat, dan hal ini tidak terlihat.

Sehingga Mars dianggap menjadi satu-satunya yang dapat

digunakan. karna Mars merupakan tubuh induk yangsangat kuat yang

ditunjukkan oleh gas yang terperangkap dalam salah satu meteorit,

EETA 79001 - pada pertengahan tahun 1980 ini telah

ditunjukkan mempunyai komposisi serupa dengan atmosfer mars, dan

tidak seperti asal usul yang masuk akal. Baru-baru ini, pengembangan

penjelajahan Mars, peluang ditemukannya batu dengan komposisi

mineral sangat mirip dengan EETA 79001. Meteorit lain dalam

kelompok ini telah telah menunjukan karakteristik seperti pada Mars.

Meteorit Mars yang memberikan kita informasi penting tentang Mars,

dapat kita lihat didalam bab selanjutnya.

Apa Jenis Tabrakan Di Mars Yang Diperlukan Untuk Memberikan

Bukti Adanya Meteorit Martian?

Model komputer menunjukkan tabrakan yang akan menghasilkan

kawah sekitar 3 km yang akan mengeluarkan jutaan bit kerak Martian

ke dalam ruang cukup besar untuk membentuk meteoroid- meteoroid

berukuran lebih dari pada debu, dan dengan dampak peleburan dapat

diabaikan. Setelah ledakan berat, yang berakhir kira-kira 3900 Ma lalu,

sebuah kawah Martian sekitar 3 km akan tercipta pada interval rata

0,2-Ma, yang membawa kepada perkiraan dari beberapa pendaratan


meteorit per tahun di Bumi, tentu cukup untuk dijadikan sebagai

sampel kecil yang telah ditemukan. Tetapi sekurang-kurangnya

setengah kerak Martian yang telah dibentuk sekitar 4000 Ma lalu, jadi

mengapa sebagian usia meteorite jauh lebih muda?. Satu penjelasan

kerak Martian yang lebih tua, yang telah terkena pengeboman meteorit,

telah mengembang menjadi sebuah lapisan tebal dari reruntuhan yang

terlepas dan debu (regolith) yang terlindungi. Selain itu, atau sebagai

alternatif, yang meluas dari kehadiran sedimen di daerah yang lebih

tua dapat menjadi sebuah pelindung.

Hampir 100 meteorit dari bulan juga telah ditemukan, yang

sebagian besar asal usul keseluruhannya hanyalah imajinasi belaka

karena kesamaan komposisi dengan contoh permukaan Lunar yang

telah kembali ke bumi oleh ekspedisi Lunar. Selanjutnya Bahan

material dari bulan sebagian besar banyak ditemukan di bumi. Ini

adalah benda kaca bulat, biasanya 10 mm ukurannya, dengan

menganggap vulkanis atau asal ledakan yang melebur.

Bulan memiliki jarak yang sangat dekat dengan bumi daripada

Mars. Oleh karena itu dapat menimbulkan teka-teki mengapa meteorit

bulan tidak jauh lebih dari salah satu model mars yang

memprediksikan rasio sekitar 100:1.

Sumber-Sumber Micrometeorites

Kebanyakan micrometeorites berasal dari pecahan/ bongkahan

dalam ruang yang ukurannya kurang dari beberapa milimeter. Sebagian

besar bagian tubuh micrometerorites ini benar-benar menguap di

atmosfer Bumi seperti halnya untuk sebagian besar meteor . Oleh

karena itu, jika kita dapat menemukan sumber/ asal-usul dari meteor

kita juga akan menemukan sumber/asal-usul (s) dari micrometeorites.


Jika Anda keluar di malam yang gelap, saat itu hampir setiap hari

dalam setahun Anda akan melihat rata-rata sekitar 10 meteor per jam.

Pada atau sekitar beberapa tanggal tertentu, sama setiap tahunnya,

terjadi peningktan tiap jamnya. Angka ini ditingkatkan disebut hujan

meteor. Hanya berapa banyak yang lebih besar mengalami peningkatan

per jamnya yang menjadi hujan dengan variasi berbeda dari tahun ke

tahun, tetapi yang luar biasanya, dapat mengalami peningkatan dalam

beberapa tahun lebih dari 105 meteor per jam yang dapat diamati ini

yang disebut dengan badai meteor.

Pengamatan menunjukkan bahwa hujan meteor hampir sama di

berbagi orbit pada umumnya, dan bagi banyak hujan orbit ini adalah

sama dengan orbit komet yang kita kenal. Dalam kasus lain orbit

menunjukkan sumber asteroidal. Ada 19 hujan meteor utama. Tabel 3.1

menunjukan daftar enam hujan meteor yang terkuat, dengan tanggal

dan komet atau asteroid yang terkait.


































Gambar 3.17 menunjukkan bagaimana komet menimbulkan hujan

meteor (kasus sumber asteroidal adalah sama). Partikel Rocky hilang oleh

komet dan awalnya tidak didapatkan lagi. Mereka diperkirakan mampu

merubah ukurannya dari partikel debu submicrometre, sampai beberapa

milimeter, dan kadang-kadang jauh lebih besar. Dengan setiap bagian dari

perihelion komet puing-puing menumpuk, dan berbagai gangguan secara

bertahap menyebar sepanjang dan setiap sisi orbit. Puing-puing bergerak

di sekitar orbit, dan ketika bumi berada pada atau dekat orbit komet pada

saat yang sama dengan puing-puing dapat menghasikan hujan. Variasi

dari tahun ke tahun adalah hasil dari suatu distribusi seragam dari puing-

puing sepanjang orbitnya. Asal hujan komet ini lebih banyak didukung

oleh perkiraan kepadatan partikel, yang diperoleh dari tingkat di mana

atmosfer bumi memperlambat mereka. Nilai dalam kisaran 10-1000 kg m-

3 diperoleh, menunjukkan ukuran kecil partikel debu yang dapat

menghasilkan komet.

Micrometeorites juga kehilangan jumlah/ukuran tubuh,

menunjukkan bahwa mereka adalah puing-puing komet yang telah

bertahan masuk atmosfer. Kemungkinan ini sangat didukung oleh

komposisi micrometeorites, yang sesuai dengan pengamatan terpencil

komet dan dengan pengukuran in situ dibuat oleh Giotto di debu hilang
















menghasilkan komet.





















menghasilkan komet.







oleh komet Halley. Komposisi mikrometeroit adalah sesuatu yang hampir

sama seperti CCs, meskipun cukup berbeda untuk menunjukkan sumber

selain kelas C asteroid. Oleh karena itu tampaknya bahwa sebagian besar

meteor, dan karenanya sebagian micrometeorites, berasal dari komponen

berbatu komet.

Dari meteor yang tidak termasuk hujan meteor, yang paling

dianggap puing-puing komet tidak lagi terkonsentrasi di sepanjang orbit

induk komet. Beberapa meteor memiliki kecepatan masukan yang begitu

tinggi (> 72 ms-1) bahwa mereka mungkin berasal dari luar tata surya.

Penafsiran ini didukung oleh fluks yang lebih besar dari kecepatan meteor

ketika bumi berada pada titik dalam orbitnya, ketika itu juga adalah

perjalanan dalam arah yang sama melalui Galaxy sebagai suatu tata surya

secara keseluruhan, atau perjalanan menuju bintang raksasa di dekatnya.


BAB VIIINTERIOR PLANET


INTERIOR PLANET DAN SATELIT: PEMODELAN UNTUK TIAP-TIAP

PLANET

PengantarModel yang diuraikan disini adalah interior tiap planet yang masihdipercaya oleh para ilmuan sampai dengan hari ini. Perkembangan dariinterior (keaadaan dalam) planet-planet tersebut sejak masa lampausampai hari ini serta sampai pada masa yang akan datang sebagian besardibahas pada bab-bab berikutnya sebab hal tersebut berkaitan dengankeadaan permukaan dan atmosfer.Pada bab sebelumnya dipaparkan tentang model interior planetyang memiliki fitur dasar, komposisi yang spesifik, temperatur, tekanan,dan kepadatan pada seluruh jari-jari pusatnya. Dengan adanya spesifikasidasar ini ,hal-hal lain akan berkaitan yaitu gerakan internal, medanmagnet dan sebagainya. Pemodelan tersebut dicapai melalui penerapanprinsip-prinsip fisika agar dapat ditentukan dan diamati sifat fisik daritiap planet, dan pemodelan tersebut divariasikan sampai kepada tingkatyang dapat diterima melalui kesepakatan-kesepakatan pengamatan yngdiperoleh. Hal tersebut sering kali terjadi, bahwa berbagai model dapatdibuat agar sesuai dengan rentangan data hasil pengamatan. Rentangdata teersebut tidak akan sesuai (akan melebar) jika data yang diperolehtidak pasti. Atau jika salah satu data tidak diperoleh. Seperti untuk datayang berkaitan dengan gempa. Oleh karena itu pemodelan ini tidakdikhususkan, meskipun fitur pemodelan tersebut tidak diragukan.Dalam mempertimbangkan bagian-bagian dari masing-masingplanet, bukan menjadi hal yang mudah , hal tersebut akan menjadi tugas


yang sangat panjang untuk mengaitkan secara keseluruhan berbagai fiturdari sebuah pemodelan yang didapat dari data pengamatan dan dataeksperimen yang mampu mendukung hal itu. Oleh karena itu, kita hanyaakan menyoroti sebagian kecil contoh dimana data tersebut cukup kuatuntuk menyugesti fitur model yang ada.7.1. Planet-Planet TerestrialGambar 5.1 menunjukan model interior keadaan dalam dariplanet-planet terrestrial dan yang menjadi sorotan utamanya ada padabagian masing-masing. Komposisi. Secara umum diluar dari kerak bumiterdapat mantel yang menutupi/menyelubungi pusat inti bumi.Perhatikan pada gambar lapisan-lapisan pada gambar 5.1, sangatpenting untuk mengetahui tentang bagian-bagian /lapisan-lapisantersebut melalui penampang volume bola yang ditampilkan sehinggamudah mendapatkan perbedaan (wrong impression) denganmembandingkan antara volume-volume lapisan yang berbeda tersebut.Sebagai contoh, dari tampilan luar mungkin tampak inti bumi ( intibagian dalam dan inti bagian luar) adalah lebih dari setengah bagiandari total volume bumi. Tetapi perbandingan yang sebenarnya adalah1/6 Sebuah gambaran yang lebih baik diperoleh dari perpotongan-perpotongan lancip (cutaway) yeng terlihat pada gambar 5.2.Dari keseluruhan planet teresterial, gambar tersebut memberikandata yang cukup untuk mengindikasikan (menunjukan) tentangpeningkatan kepadatan terhadap kedalamannya. Hal tersebutmengandung makna yang cukup untuk material pada bagianpermukaan, serta dapat ditemukan atau dilihat tingkatan tekanan padakedalamannya. Data tentang gaya gravitasi, yang diuraikan pada bagian


4.1 menjadi penting, dalam memberikan data atau profil tentangkepadatan planet. Sesuai dengan data hasil observasi, bagian-bagianplanet menunjukan hal yang berbeda dengan zat padat yang terkandungdidalamnya. Disana, silikat mendominasi lapisan luar, atau bagian yangkaya zat besi seperti besi suflida (FeS) mendominasi inti atau pusat.Oleh karena itu kita memiliki material batuan secara keseluruhan dilapisan luar.Perhatikan gambar!

A S T R O F I S I K A 189A S T R O F I S I K A 189A S T R O F I S I K A 189


Terlepas dari unsur kimia yang ada, lebih dari 90% massa darimasing-masing planet teresterial terdiri dari oksigen, besi, silikon,magnesium, dan sulfur,walaupun proporsi dalam kelompok planet-planet tersebutbervariasi. Ada diantara 15 unsur kimia yang paling berlimpah ditatasurya secara keseluruhan (tabel 1.5) Elemen-elemen berlimpah ditatasurya lainnya yang ada tapi tidak banyak, khususnya hydrogen, helium,carbon, nitrogen, dan neon. Hal ini di karenakan elemen-elemen murnitersebut atau senyawa-senyawa biasa meliputi material es, memilikikerapatan yang sangat rendah bahkan pada tekanan yang tinggi sesuaidata kepadatan planet. Hal tersebut menyebabkan kelangkaan senyawatersebut diplanet teresterial.






Tabel 5.1 berikut menunjukan suhu, kepadatan (kerapatan)dan tekanan pada tiap kedalaman dibumi dan tabel 5.2 menunjukannilai bagian pusat dari semua planet terestrial dan bulan,. Catatantentang itu memberikan nilai-nilai gambaran, dan dengan nilai-nilaigambaran yang telah disepakati dan disetujui tersebut, memberikanmasukan bahwa adanya keadaan yang saling berhubungan dari ketigakuantitas pada table 5.2.Dan pada prinsipnya, jika kita mengetahui dua kuantitas yangada, maka kita dapat memperoleh dan memperhitungkan kuantitasyang ketiga. Namun persamaanya tidak dapat di ketahui dengan baik,disisi lain hal ini diakibatkan karena sebagian besar planet terrestrialterdiri dari campuran mineral dengan suatu proporsi yang tidak pasti,Sedangkan disisi lainhal tersebut diakibatkan oleh kondisi ekstrimpada bagian yang sangat dalam yang melampaui jangkauanpengamat(peneliti). Dengan menggunakan bantuan pendekatan yangadil(tepat), dapat membantu kita untuk memperkirakan interiorplanet terrestrial dengan mengabaikan pengaruh suhu padakepadatan .Pada kasus bumi, pengaruh kepadatan dan tekanan terhadapkedalaman relatif diketahui dengan pasti dari data pergerakan bumi(seismik) dan data lainnya. Keadaan suhu terhadap kedalaman,datanya jauh lebih buruk dan terbatas.Anda dapat melihat pada table 5.2 bahwa tekanan di sentrallebih besar, lebih besar dan padat pada bagian planet sesuai dengan


persamaan (4.12) (bagian 4.4.3) dalam table 5.1 tekanan dan suhumeningkat sesuai kedalaman.Mungkinkah ini sebaliknya?Dalam bagian 4.4.3 memperlihatkan bahwa tekanan harusnyameningkat bersama kedalaman dan pada bagian 4.5.4memperlihatkan adanya pertentangan, dengan waktu yang cukup,suhu akan menurun ketika beraada diluar pusat.Untuk temperature dan tekanan tertentu, suatu daerah yangberbentuk cair, tergantung pada zat-zat yang tergantung didalamnya.Pada tekanan tertentu titik leleh pada silikat mantel sedikit lebihrendah dari titik leleh besi murni (table 2.3). Namun, disisi lain jikaada sebagian kecil campuran zat lain dalam besi, maka akanmembalikan keadaan. Dan juga pada beberapa bagian dari planetpada gambar 5.1 hubungan antara mantel-inti juga ditunjukandengan keadaan padat-cair.Hanya pada tingkat yang sangat detail yang mampumemperlihatan selisih dari berbagai segi dari gambar 5.1 dan datapada table 5.1 dan 5.2.


a. BumiData pengamatan yang berkaitan dengan Bumi sangat banyak,hingga akhirnya dibatasi dengan ketat. Dengan banyaknya datagravitasi dan medan magnetic, sehingga kita bisa mengenalkomposisi permukaan Bumi, seperti rincian tingginya aktivitasgeologi. Bumi merupakan satu-satunya planet yang memiliki dataseismic sangat banyak dibandingkan benda lainnya yang tidakA S T R O F I S I K A 193

a. BumiData pengamatan yang berkaitan dengan Bumi sangat banyak,hingga akhirnya dibatasi dengan ketat. Dengan banyaknya datagravitasi dan medan magnetic, sehingga kita bisa mengenalkomposisi permukaan Bumi, seperti rincian tingginya aktivitasgeologi. Bumi merupakan satu-satunya planet yang memiliki dataseismic sangat banyak dibandingkan benda lainnya yang tidakA S T R O F I S I K A 193

a. BumiData pengamatan yang berkaitan dengan Bumi sangat banyak,hingga akhirnya dibatasi dengan ketat. Dengan banyaknya datagravitasi dan medan magnetic, sehingga kita bisa mengenalkomposisi permukaan Bumi, seperti rincian tingginya aktivitasgeologi. Bumi merupakan satu-satunya planet yang memiliki dataseismic sangat banyak dibandingkan benda lainnya yang tidak


memiliki data seismic sama sekali – Bulan. Gambar 5.3 menunjukkankecepatan gelombang P dan S terhadap kedalaman Bumi. Apakah batas-batas dalam model Bumi pada Gambar 5.1 sesuaidengan Gambar 5.3?Dalam gambar 5.1, Bumi dibagi menjadi kerak, mantel, inti luar,dan inti dalam sesuai dengan data seismic. Ada banyak bukti yangmenunjukkan adanya perubahan dalam komposisi Bumi. Hilangnyadata seismic gelombang S menunjukkan pada inti luar mengandungcairan (Bagian 4.3.1). kemunculannya pada bagian terdalammenunjukkan bagian inti yang padat.Di inti banyak mengandung besi, akibat kepadatan dalam intiyang ditunjukkan oleh data seismic dan gravitasi. Diantara logam lainnya, Mengapa besi sangat mendominasi?Besi sangat mendominasi karena kelimpahannya relatif tinggi diTata Surya. Meskipun besi sangat mendominasi pada bagian inti,namun masih terdapat 4% nikel dalam inti (mirip dengan meteoritbesi), meskipun komposisi inti dalam tetap. Sehingga inti luar harus10% lebih rendah dari inti dalam dan titik leleh pun harus lebihrendah. Berbagai unsur pokok lainnya selain nikel, terdapatbeberapa persen sulfide besi (FeS) atau bahkan besi hidrida (FeHx).Hidrida juga mengandung hidrogen yang setara dengan ±100 kaliyang ditemukan di lautan Bumi. Bagian inti padat karenakomposisinya sedikit berbeda dan tekanannya yang lebih tinggi(Gambar 4.11).Bagian luar inti yang cair membuat kuat medan magnet Bumitetap, yang dalam teori dynamo gerakan konvektif membutuhkan


cairan elektrolit/listrik (Bagian 4.2). kristalisasi besi dari inti luar keinti dalam dianggap sebagai sumber energi utama yang dibutuhkandi dasar inti luar untuk mempertahankan konveksi. Kristalisasi inimelepaskan kalor dan energi yang berbeda (Bagian 4.5). Hal ini jugamelepaskan unsur yang lebih ringan ke atas sehingga dapatmenaikkan konveksi. Diperkirakan inti padat belum mulai terbentuksampai tahun 1000 M yang lalu. Hal ini disebabkan kerugian darienergi awal dari inti telah mengurangi suhu dari inti ke titik di manaperubahan inti dimulai. Saat ini, jari-jari inti diperkirakanbertambah ±10 mm per abad (≈0.1 km per Ma). Pada jaman dulu,konveksi pada inti cair dapat dibantu dengan hilangnya panas keluar, dan ini masih membuat kontribusi konveksi signifikan tanpamemperhatikan kristalisasi.


Figure 5.3 kecepatan gelombang P dan S terhadap dengankedalaman BumiDalam mantel terdiri atas silikat, dan dari sampel mantel inidiketahui bahwa hampir seluruh dari mantel terdiri dari batu yangdisebut peridotite. Sebagian besar campurannya terdiri dari berbagaisilikat – sekitar 60% olivine (( , ) ), 36% pyroxene(( , , ) , dimana jarang terdapat logam Na, Al, atau Ti), dan4% lainnya silikat. Dari kedalaman sekitar 400 km sampai 1050 kmterdapat zona transisi yang kecepatan seismiknya bertahap (Gambar5.3) yang dapat dijelaskan dengan adanya perubahan yang bertahapdari mineral peridotit menjadi lebih tinggi kepadatan strukturkristalnya sehinggamenjadi lebih stabil pada tekanan tinggi. Efekperubahan tersebut sangat jelas pada kedalaman sekitar 410 km dan670 km. Perubahan ini terus turun ke inti, meskipun demikiankomposisi kimianya tetap sama. Perubahan kecepatan yang tajamterdapat pada kedalaman rata-rata sekitar 30 km yang menandai batasantara kerak benua dan mantel; kerak samudera sangat tipis yaitusekitar 5-10 km. ini adalah perubahan kimia, meskipun kerak, sepertimantel, didominasi oleh silikat.Data seismic menunjukkan berbagai struktur dalam mantel. Yangmenarik pada lapisan D” yang terdapat di titik terendah sekitar 400 km.Data tetap dengan silikat yang didominasi oleh ( , ) , dalamberbagai bentuk, termasuk mineral perovskit. Lapisan dalamdiindikasikan, dapat diperoleh dari lembaran litosfer Bumi (lihat dibawa) yang dibawah turun oleh konveksi mantel.


Mantel diperkirakan mengandung hidrogen yang setidaknyamenambah massa dalam lautan Bumi.Komposisi keseluruhan model Bumi banyak terdapat unsur-unsuryang belum stabil dari Tata Surya, seperti yang terlihat dalamchondrites biasa.Besi tidak dapat mewakili bagian kerak karenasebagian besar telah terkonsentrasi dalam inti. Komposisi kerak mudahdidapat, hal ini akan dibahas dalam Bagian 8. 1. 1.Tidak jauh dari bagian kerak – mantel, data seismic dalam Gambar5.3 menunjukkan lapisan dengan pergerakan yang relatif rendah, tetapitidak semua dari mantel atas, dan diperkirakan sampai pada kedalaman50-200 km. Hal ini menunjukkan bahwa di kedalaman ini bahanutamanya adalah plastic. Plastisitas ini konsisten dengan isostasy padasebagian besar kerak. Struktur termal yang memiliki konveksi sangatpadat ada di mantel. Konveksi yang dangkal di sekitar lapisan dengankecepatan yang rendah dan konveksi dengan skala yang lebih besarmungkin terjadi sampai ke inti. Seperti yang ditunjukan oleh lapisan D.Kedua jenis sel lapisan skematis diperlihatkan pada gambar 5.4. Daerahyang banyak mengandung plastic dari mantel merupakan astenofer(daribahasa Yunani “asteenes” yang berarti batu). Rata-rata ketebalannyasekitar 95 km, Dengan variasi local yang cukup besar. Perhatikan bahwapada batas litosfer – astenosfer ada perubahan dalam sifat dinamis danbukan dalam perubahan komposisi. Dalam litosfer perpindahan panassecara konduksi sedangkan pada astenosfer perpindahan panas terjadisecara konveksi. Konveksi pada bagian dalam permukaan bumi terjadimelalui gerakan litosfer yang merupakan lempengan tektonik. Litosferbumi dibagi menjadi beberapa pelat yang bergerak bersama satu sama


lain. Pada batas lempeng litosfer ada beberapa lempeng yang terjunmasuk ke batas lempeng litosfer lain yang sedang mengalir sehinggaterbentuk lempeng litosfer yang baru. Piring tektonik pada bagiangambar 8.1.2.yang penting adalah terlepas dari apakah konveksisehingga mencapai inti,piring litosfer pada kedalaman besar sebagaibagian dari gambar 5.4 merupakan konveksi dalam astenosfer Bumilitosfer yang padat.

Gambar 5.4 konveksi dalam astenosfer Bumi dan lapisan litosfer








b. VenusDalam ukuran kepadatan, venus hampir kembar dengan bumi .ketika suatu harga dibuat di venus untuk tekanan internal yang lebihrendah (karena kepadatan rata-rata yang lebih kecil dari jari-jari)sehingga kepadatan rata-rata terkompresi dan medekati, kepadatantersebuterupakan dasar yang lebih baik untuk membandingkankomposisi. Venus juga merupakan tetangga planet kita, sehinggatersedia banyak konstruksi bahan dari jenis yang sama dengan bumi.Berikut beberapa data yang sangat kuat untuk menynjukkan bahwainterior venus tidak jauh berbeda dengan interior bumi. Dan haltersebut tercermin dari pemodelan pada gambar 5.1. dukungan untukA S T R O F I S I K A 199

b. VenusDalam ukuran kepadatan, venus hampir kembar dengan bumi .ketika suatu harga dibuat di venus untuk tekanan internal yang lebihrendah (karena kepadatan rata-rata yang lebih kecil dari jari-jari)sehingga kepadatan rata-rata terkompresi dan medekati, kepadatantersebuterupakan dasar yang lebih baik untuk membandingkankomposisi. Venus juga merupakan tetangga planet kita, sehinggatersedia banyak konstruksi bahan dari jenis yang sama dengan bumi.Berikut beberapa data yang sangat kuat untuk menynjukkan bahwainterior venus tidak jauh berbeda dengan interior bumi. Dan haltersebut tercermin dari pemodelan pada gambar 5.1. dukungan untukA S T R O F I S I K A 199

b. VenusDalam ukuran kepadatan, venus hampir kembar dengan bumi .ketika suatu harga dibuat di venus untuk tekanan internal yang lebihrendah (karena kepadatan rata-rata yang lebih kecil dari jari-jari)sehingga kepadatan rata-rata terkompresi dan medekati, kepadatantersebuterupakan dasar yang lebih baik untuk membandingkankomposisi. Venus juga merupakan tetangga planet kita, sehinggatersedia banyak konstruksi bahan dari jenis yang sama dengan bumi.Berikut beberapa data yang sangat kuat untuk menynjukkan bahwainterior venus tidak jauh berbeda dengan interior bumi. Dan haltersebut tercermin dari pemodelan pada gambar 5.1. dukungan untuk


kesimpulan ini berasal dari tujuh pesawat luar angkasa soviet yangmendarat dipermukaan venus pada tahun 1970-an dan 1980-an. Enamjenis silikat ditemukan yang mellambangkan cekungan samudera bumidan yang ketujuh ditemukan dari jenis yang melambangkan bagian atasbumi. Dukungan lebih lanjut bias diharapkan dari data lapanganseismic, gravitasi, dan magnetic. Sayangnya, kita tidak memiliki dataseismic untuk venus. Dan hal ini sangat dekat untuk bola yang memilikidistribusi masa yang simetris dimana kendalanya ada pada datagravitasi yang sangat lemah untuk kepadatan terhadap kedalaman(table 4.2) simetri bola sebagian besar merupakan hasil dari rotasivenus yang paling lambat dari semua planet, yakni dengan perioderotasi 243 hari.Apakah hal itu relevan?Terdapat sedikit rotasi yang merata, yang menyebabkan adanyasimetri bola pada planet ini. Bukti interior panas tampak ditemukandari permukaan venus.Meskipun saat ini belum tampak adanya aktivitas geologi walaupunyang sangat sederhana, beberapa ratus juta tahun yang lalu, padapermukaan tampak bukti interior plastic, (bagian 8.2) tidak ada buktidari adanya lempeng tektonik dan sebagainya, sehingga litosfer sebagaitutup stagnan pada konveksi mantel.Dalam hal ini panas radiogenic diproduksi ditempat yang samaseperti di bumi, yang menghilang perlahan-lahan dan suhu internalyang meningkat. Efek dramatis pada permukaan diuraikan pada bagian8.2. interior venus lebih panas perkembangannya tidak bersesuaian darilempeng tektonik. Sehingga masih adanya kemungkinan bahwa inti


padat belum berkembang. Selain itu, mantel panas dapat mendorongkonveksi cairan besi pada inti.Medan magnet di planet venus sangat lemah dan hanya terdapatmomen dipole magnetid dengan batas atas yang sangat kecil (table 4.2) .dan hal itu bahwa tidak terdapat inti besi atau inti besi yang ada dalamkeadaan padat. Tidak adanya inti besi cair akan sangat mengejutkankarena venus memiliki ukuran luas dan massa yang sama dengan bumi.Seperti halnya cairan penghantar listrik, apa persyaratan lain untukmenghasilkan medan magnet internalnya?Arus konveksi dan rotasi yang cukup cepat dianggap perlu untukplanet (bagian 4.2). kita telah mengetahui bahwa konveksi pada inti itutidak ada. Selain itu venus berputar perlahan-lahan. Sedangkan di bumitidak adanya inti yang padat mungkin berarti bahwa tidak adanyakristalisasi dari besi ke sebuah inti yang diperkirakan mendorong alirankonveksi dalam inti luar bumi. Perhatikan juga bahwa kepadatan intidalam bumi berarti konduksi cairan di bumi bagian dalamnya lebihdari bagian permukaannya. Dan ternyata lebih mudah untukmemperoleh besar momen dipole magnetic pada bagian permukaan.Dengan demikian terlepas dari dipole bidang yang sngat emah kitadapat mempertahankan inti besi cair pada venus.Secara keseluruhan, segala sesuatu yang kita ketahui tentanginterior venus, nampaknya terlalu sulit dan diluar alas an kemampuan,keraguan tentang itu tidak hanya mengenai interior panas, tetapi jugainti besi yang cair dan mantel silikat yang memiliki kesamaan ukurandan komposisi dengan bumi. Pada tingkat yang lebih rinci pemodelanada pada ketidakpastian yang jauh.


c. MerkuriusData observasi pada planet merkurius sulit didapat. Kita dapatmengetahui massa dan jari-jari, serta kepadatan rata-ratanya dapatdihitung, dan itu berada di antara Venus dan Bumi. Namun, planetMerkurius memiliki jari-jari yang paling kecil, sehingga tekanan yangada dalam planet jauh lebih sedikit. Saat terkompresi, nilai kepadatanrata-rata dari Merkurius tidak lebih dari 5430 / , sedangkankepadatan rata-rata dari Venus dan Bumi tidak kurang sampai4000 − 4500 / ketika terkompresi. Oleh karena itu, kepadatanrata-rata Merkurius saat terkompresi sebenarnya lebih besar dari Bumi,dan merupakan yang tertinggi dari semua planet. Hanya ada satusubstansi yang cukup padat dan paling mendominasi – besi. Modelpembentukan Merkurius mengindikasi temeperatur yang cukup tinggiuntuk melengkapi perbedaan, dalam hal ini inti besi dan mantel silikat,dan sebagian besar volume inti planet.Merkurius terdiri dari besi, seperti pada Gambar 5. 1. Awalnya,Merkurius mungkin memiliki rasio silikat – besi lebih mirip Venus danBumi, namun yang membuat perbedaan adalah dampak dariberkurangnya mantel silikat.Permukaan belum bisa menjadi sampel, namun data IRspektroskopi dari teleskop berbasis Bumi menunjukkan adanyakomposisi silikat, dalam bagian feldspars tertentu termasuk kalsium,dan mungkin piroksen (Tabel 4.3, 6.1).Data gravitasi atau seismic dapat mengkonfirmasi keberadaan intibesi. Sayangnya, untuk Venus, kita tidak memiliki data seismic, dan data


gravitasi yang bisa membantu, untuk alasan yang sama seperti Venus –periode rotasi sidereal Merkurius adalah 58,6 hari, dan rotasi yanglambat menyebabkan perataan yang cukup besar. Oleh Karena itu,planet ini hampir menyerupai bola yang simetris, sehingga kita dapatmempelajari tentang peningkatan kepadatan dengan kedalaman planet.Kita tahu bahwa tekanan dalam inti rendah (Tabel 5.2), hal ini dapatmenunjukkan bahwa inti besi tidak memperoleh banyak oksigen (dalambentuk besi oksida). Sulfur, unsur lain yang dapat memperbanyakjumlah senyawa dalam inti besi (misalnya FeS), dapat hilang dari planetMerkurius, karena suhu tinggi akibat jaraknya yang dekat denganMatahari. Sehingga inti bisa menjadi besi murni dan menjadi lebihpadat. Dalam hal ini untuk memenuhi massa mantel yang kurang padat,jika itu kurang zat besi (dalam bentuk FeO). Permukaan Merkurius(Bagian 7.2) menunjukkan tidak adanya aktivitas geologi dari dalamplanet dari awal sejarah Sistem Tata Surya – hal itu mencakup kawahyang telah terakumulasi selama miliaran tahun, dengan sedikit tandapenghapusan. Kurangnya aktivitas ini menandakan bahwa litosferplanet ini sangat tebal, dan ini sangat konsisten dengan tigginya tingkatpendinginan dari planet Merkurius yang memiliki ukuran kecil. Namun,jika ketebalan litosfer mulai berkurang hal ini pun akan berdampakpada berkurangnya tingkat pendinginan, yang dapat menimbulkanpertanyaan – setidaknya beberapa dari inti besi yang masih cair? Dalamhal ini momen dipol non magnetic dari Merkurius dapat diabaikan.Faktanya, dalam kasus ini (Tabel 4.2), menunjukkan bahwasetidaknya beberapa dari inti besi telah mencair. Model thermalmenunjukkan sebagian dari inti besi mendingin dengan perlahan-lahan


akibat konduksi yang terjadi melalui mantel litosfer, yang ditambahdengan banyaknya isotope radioaktif sederhana yang memiliki umuryang panjang, bagian terluar dari inti mungkin masih cair, asalkan padainti berisi sebagian kecil unsur yang lebih ringan, seperti sulfur, untukmengurangi suhu pembekuan – waktu pembekuan inti diperkirakansekitar 500 Ma untuk inti besi – nikel murni. Pada inti bagian dalam,yang memiliki tekanan yang besar dan dengan komposisi yang sedikitberbeda, diperkirakan akan memadat, seperti di Bumi. Meskipundengan penutup yang cair, rotasi dari Merkurius yang lambat akanberpengaruh pada besarnya medan magnet yang dihasilkan. Momendipol yang kecil akan menyebabkan planet berotasi dengan lambatsecara konsisten. Hal ini menyebabkan berkurangnya kepercayaanbahwa bidang yang diamati merupakan permukaan yang kaya akanbatuan besi pada awal sejarah Merkurius, karena mungkin ada suatumedan yang kuat dalam inti besi yang tidak dipadatkan. Karenamemiliki waktu rotasi yang singkat maka Merkurius pun akan berputarlebih cepat – namun rotasi itu telah diperlambat oleh interaksi pasangsurut dengan matahari.Keberadaan inti yang cair pada awal sejarah Merkurius dinyatakanoleh topografi permukaan, yang menunjukkan kontraksi awal, yangmenghasilkan pemadatan pada beberapa bagian pada inti, tapi tidaksemuanya.d. MarsMars adalah planet yang lebih besar dari merkurius namun kurangpadat dengan berat jenisnya 3700-3800 kg.m-3 yang berarti memiliki


berat yang lebih kecil dari berat bumi (4000-4500kg.m-3). Berdasarkanpenelitian dan data yang ada menyatakan bahwa permukaan marstersusun atas besi yang menyelimuti permukaan. Kekurang padatannyamengidentifikasikan penyusun permukaannya, dimana bumimengandung besi lebih banyak dibandingkan mars.Data gempa diplanet mars sangat terbatas, Viking 2 Landermencoba mendeteksi bagaimana gempa di mars pada tahun 1976-1980.Tidak ada aktivitas gempa yang terdeteksi, ,meskipun dengan anginyang lebih kencang daripada yang diharapkan menyelimuti mars tapigempa yang terkuat terjadi padastandar teresterial.Untuk membuktikan inti intrinsikaldari planet mars dapat digunakan rumus / , dapat pula dilihat pada tabel 4,2. (padalampiran)Berapa nilai / untuk bidang yang homogen?Untuk bidang yang homogen nilainya 0,4 (bagian 4.1.3). Besar nilaimars 0,365 cukup kecil untuk disederhanakan menjadi lebih kecil,kandungan pada inti besi. Nilai / dapat di cari dengan perioderotasi T, nilai koefisien grafitasi J2, dan periode rotasi mengelilingi inti(0,1711).Inti mars diperkirakan merupakan campuran antara besi danmaterial tebal sepeti FeS dan mungkin magnetit Fe304, kemungkinaninti diberikan tekanan yang sangat kecil yang kemudian menghasilkankomponen yang signifikan. Campuran komponen ini dipengaruhi modelpanas mars yang kurang kompleks dan berbeda bila dibandingkandengan bumi. Kekurangkompleksan ini juga sesuai dengan kandunganbesi di permukaan dan model yang mengindikasikan kandungan FeO


yang lebih tinggi di kulit mars daripada halnya di bumi. Isotop dimeteorit martianmenunjukan bahwa pembentukan formasi intiberlangsung puluhan tahun.Fakta menunjukan bahwa unsur paling sedikit didapati di marsadalah air, disebabkan ketinggianmartian dari matahari (berdasaranpenelitian Mars Global Subveyor).Rata-rata ketinggian amplitudonyahanya beberapa milimeter di permukaan,planet mars. Selanjutnya, yangmendukung adanya kandungan cairan terbentuk dari model suhu mars.Hal ini mengindikasikan bahwa sebelumnya telah terbentuk litosfertebaldi sejarah planet mars, yang mana konsisten dengan data grafitasipada sebuah skala daerah dengan bentuk permukaan. Litosfer sudahterbentuk seperti suatugenangan cairan yang tertutup. Dengangenangan tertutup ini, inti bisa jadi cukup hangat dan terbentukmenjadi kandungan cairan (sebagian), seperti sulfur pada struktur FeS.hal ini memungkinkan padatnya pusat inti terdiri atas nikel murni,mungkin setengah dari radius seluruh inti.Hanya sedikit diatas batas adanya moment dipol magnetik (tabel4.2), dan ini lebih kecil dari 0.003% momen dipol magnetik dari bumi.Menyebabkan mars berotasi cepat, jika memang bagian inti mars adalahcairan, ini menandakantidak ada konveksi. Suatu kemungkinan bahwatidak ada unsur padat yang menyusun inti.Sebagaimana seluruh inti merupakan cairan, jika terjadi penurunantitik didih oleh unsur lain. Jika total sulfur di inti kurang lebih 15%,seluruh inti telah menjadi cairan saat ini. Walaupun kini inti cairannyadapat menghasilkn medan listrik diwaktu lampau. Petunjuk dapatterlihat pada pendektesian kemagnetan remanen yang menurun pada


batuan krustal (dilakukan oleh Mars Global Surveyor), di area kunoplanet mars menandakan mars pernah memiliki medan magnetsekitar4150 Ma yang telah mati/hilang. Hilangnya medan magnet kandungansulfur yang rendah dan menyebabkan perkembangan cepat dalaminti,kemudian diikuti dengan perkembangan yang lamban, terjadibersamaan dengan konveksi cairan dengan lemah. Daya tarik(kemagnitan) remanen kurang sesuai atau tidak sejalan denganpendapat topografi yang menyatakan bahwa sebuah lapisan medanmagnet sangat tersembunyi, mungkin mencakup kandungan mineralbesi.

Gambar 5.1 menunjukan inti besi dengan radius antara 1300-1800 kmyang mana sesuai dengan susunan lapisan yang dinyatakan olehmeteorit Martian dan dengan nilai dari / (tabel 4.2). Perbedaanterperinci susunan inti berperan untuk ukuran jari-jari (radius).A S T R O F I S I K A 207


Gambar 5.1 menunjukan inti besi dengan radius antara 1300-1800 kmyang mana sesuai dengan susunan lapisan yang dinyatakan olehmeteorit Martian dan dengan nilai dari / (tabel 4.2). Perbedaanterperinci susunan inti berperan untuk ukuran jari-jari (radius).A S T R O F I S I K A 207


Gambar 5.1 menunjukan inti besi dengan radius antara 1300-1800 kmyang mana sesuai dengan susunan lapisan yang dinyatakan olehmeteorit Martian dan dengan nilai dari / (tabel 4.2). Perbedaanterperinci susunan inti berperan untuk ukuran jari-jari (radius).


Model lapisan mars lebih tebal (beberapa %) dari lapisan bumi.Proporsi FeO yang lebih besar sisanya di lapisan martian juga dapatmenandakan lapisan kulit mars juga tersusun atas besi, Fe2O3 (ferricoxide), yang memberi warna merh pada permukaan mars. Jika FeSmerupakan bagian penting inti waktu lapisan akan selalu menipis/berkurang dalam sulfur.Ada beberapa bukti mengenai menipisnya lapisan meteorit martian.Penipisan ini merupakan contoh dari lapisan kulit yang dapatmenyimpulkan tentang susunan lapisan, karena lapisan kulit berasaldari lapisan.Model pertama yakni kulit teratas didominasi oleh olivine,yang didasari oleh campuran padatan. Jika inti cukup kecil, dapatmenyebabkantekanan tinggi pada dasar lapisan yang menghasilkansebuah kulit tipis berupa mineral perovskit padat, seperti pada daerahlapisan bumi.


BAB VIIISATELIT PLANET, PLUTO

DAN EKOs


8.1. SATELIT PLANET, PLUTO, dan EKOs

Susunan satelit planet terbesar, pluto dan EKOs terbagi menjadi dua

kelompok besar. Bulan, Io, Europa adalah daratan yang sebagian besar

komposisinya terdiri dari bebatuan. Ganymede, calisto, titan, triton,

Pluto dan EKOs besar (termasuk EKOs kecil) memiliki komposisi yang

berbeda dari pluto dimana sebagian besar susunan dari setiap satelit

terdiri dari es, sehingga diklasifikasikan menjadi susunan batu- es.

Nama Satelit Planet, Pluto Komposisi

1. Bulan Bebatuan,Silikat,Besi

2. Titan 52 % Silikiat, Air dengan 15 %

kandungan NH3 dan sisanya

NH4,NH3,CH.

3. Triton N2, CO, CH4 dan CO2

4. Pluto Bebatuan, N2

5. Io Besi, bebatuan

6. Europa Bebatuan, air garam, es, dan besi

7. Ganymede Bebatuan dan es

8. Callisto Es, es bebatuan

8.2. Bulan

Setelah bumi, bulan adalah salah satu satelit yang telah banyak

dipelajari strukturnya.Hal ini disebabkan karena jaraknya yang begitu

dekat dengan bumi. Bulan telah dikunjungi olehberbagai jenis pesawat

luar angkasa, dan merupakan satu satunya satelit yang pernah

dijelajahi oleh manusia, sejak misi apolo 11,12, 14 – 17 , antara tahun

1969 dan 1972.

Ukuran bulan sangatlah kecil dengan kisaran kepadatan rata rata

sekitar 3340 kgm-3walaupun demikian ukuran ini sangatlah kecil jika

dibandingkan dengan kisaran kepadatan rata rata bumi dan juga mars,


hal ini mengindikasikan bahwa besi sangatlah langkah di bulan. Nilai

dari C M telah diperoleh dari kombinasi J dan reaksi bulan (sesuai

tetapan sinar laser) terhadap pasang surut gelombang yang

disesbabkan oleh matahari dan bumi. Nilai 0,394 (table 4.2) memang

kecil tetapi sangatlah kecil jika dibandingkan dengan persamaan

lingkaran. Karena ukurang yang sangat kecil, mengindikasikan bahwa

bulan tidaklah terdiri dari satu lingkaran yang sama, melainkan bulan

memiliki sebuah inti kecil yang tebal. Jika inti bulan mengandung besi

murni maka jaraknya ke inti sekitar 300–400 km, tetapi jika inti bulan

terdiri dari susunanan besi-percampuran, seperti FeS, maka karena

bentuk ini kurang padat dari besi, jarak inti mungkin sedikit lebar.

Gambar 5.5 menunjukan sebuah model susunan dalam bulan dimana

inti berjarak 470 km, yang diasumsukan mengandung besi –

percampuran dalam skala besar. Inti yang mengandung kandungan

besi murni akan berjarak sekitar 530 km2.


Fakta lain yang menunjukan bahwa inti bulan mengandung

besi adalah pengaruh bulan terhadap gaya magnetic bumi, yang

menunjukan adanya konduktor listrik dalam skala yang besar. Hal ini

juga akan menyebabkan berkurangnya elemen dalam mare basalts

(sejenis batu hitam yang dihasilkan dari gunung vulkanik) yang

berperan dalam pembentukan inti. Penanggalan radio metric terhadap

mineral bulan menunjukan perbedaan antara 25 – 30 Ma setelah

tumbukan kuat yang membentuk bulan.

Indikasi secara menyeluruh dari suhu bagian dalam

diperoleh dari pengukuran listrik yang dihasilkan di bulan melalui

medan magnetic. Untuk menghasilkan angin solar dan medan

magnetic tergantung dari temeperatur bagian dalam tertinggi dan

lebar terluas. Suhu akan semakin menungkat jika semakin kedalam,

mendekati 1000 K pada kedalamam 300 km dan 2000 K pada

kedalaman 1000 km.

Data lebih lanjut tentang suhu bagian dalam diperoleh dari

angka angak love yang diambil dari 100 mm, pada permukaan bulan.

Ukuran ini diukur dari garis lingkar laser terhadap pemantul balik kiri

oleh pesawat apolo.Hal ini memberikan hasil yang cepat serta


membutuhkan ketelitian.Sebagian cairan dalam telah diketahui salah

satunya yaitu tetap dan dihasilkan oleh lotosfer bulan yang tebal.

Kita juga memiliki data seismic (yang berkaitan dengan

gempa bumi).Pada apolo 11, 12, 14, 16, beberapa seismometer disetel

diukur dengan sukses. Gempa yang terjadi di bulan tidaklah seaktif

gempa yang terjadi bumi, tetapi ‘moonquakes’(istilah gempa di bulan

yang disebabkan pasang surut di bumi), telah menghasilkan data

seperti yang terdapat pada gambar 5.6 kedua profil ini telah

ditunjukan sebelumnya pada gambar 4.6 dimana telah dicatat bahwa

angaka angka tersebut merupakan rata rata dari angka setiap profil.

Hal ini telah menyangkal adanya keistimewaan pada setiap individu

dari profil tersebut.Perlu diingat, khususnya ada ketidaktentuan yang

sangat besar, sebuah hasil dari jarangnya gempa pada bulan dan

sedikitnya angka seismometer, yang semuanya hanya terdapat pada

satu sisi bulan.

Pertambahan kecepatan yang cukup tinggi pada gelombang P

dan S pada daerah yang dangkal adalah tetap dan sebuah retakan besar


pada lapisan permukaan yang kemudian keretakannya menjadi

semakin berkurang karena tekenan meningkat, dan pada kedalaman

20 km, tidak terdapat retakan sama sekali. Gambar 7.4 menunjukan

bahwa ada peningkatan kecil yang cukup menyolok pada kecepatan

sekitar 40 km (pada sisi yang berdekatan ), dipercaya bahwa hal ini

disebabkan perubahan komposisi atau susunan, dari kepadatan silikat

rendah pada permukaan ke kapadatan silikat tinggi termasuk pyroxene

dan olivine yang dimonan apa mantel bumi. Contoh dari kepadatan

silikat tinggi juga ditemukan pada permukaan bulan, yang diperoleh

dari tumbukan besar yang kemudian menciptakan sebuah lubang yang

besar.Hal ini juga yang menyebabkan pada bagian inti terdapat

perbedaan dengan bagian kulit dan mantel bumi.Pada mentel di

kedalaman sekitar 500 km, kemungkinan terjadi peningkatan

kecepatan gelombang yang dangat tiba tiba yang menandakan adanya

perubahan komposisi yaitu sebuah perubahan pada susunan Kristal

dalan material mantel.

Kecepatan gelombang tidak akan terjadi atau terlihat pada

jarak lebih dari 1000 km. sangat sedikit data yang menunjukan adanya


gelombang pada kedalaman ini. Hal ini dapat disebabkan karena

pembelokkan gelombang pada bagian terendah dari permukaan.Hal ini

juga dapat disebabkan karena tidak ada gempa di bulan yang dekat

pada bagian utama sisi terluar untuk menghalau gelombang melintasi

bagian inti.Kemungkinan lain adalah karena pelaifan yang kuat dalam

sebuah plastic sehingga dapat menghantarakan panas. Hal ini mungkin

terjadi jika ada bagian yang meleleh dengan jarak sekitar 700 km dari

inti. Dengan demikian perubahan dari padat ke cair bias terjadi di

mantel seperti terlihat pada gambar 5. 5 dan tidak berubahsama sekali

seperti halnya bumi, pada batas antara inti dan mantel. Model thermal

pada bulan, berkaitan pada pengukuran kapasitas dari isotop radioaktif

yang tetap atau sesuai dengan daerah titik didih.Model ini juga

menunjukan bahwa litosfer menjadi lebih tebal 60 – 100 km dengan

ratusan juta tahun formasi bulan. Kesimpulan ini juga didukung

dengan permukaan kawah-kawah raksasa kuno, karena litosfer yangf

begitu tipis tidak bias menutupi permukaan lubang tersebut.

Gambar Bulan

Masa dari kutub magnetic bulan sangatlah kecil untuk di

ukur. Jadi kita hanya bias memilikibatas atas yaitu 10 bagian dari


bumi. Lebih jelasnya jika sebagian inti yang kaya besi adalah cairan,

atau tidak berubah sama sekali hingga sakarang, atau rotasi bulan

sangat lamban – periode rotasi bulan adalah 27,3 hari. Meskipun

demikian, medan magnet lemah telah terdeteksidi permukaan

bebatuan. Pada beberapa kasus terlihat bahwa medan magnet

merupakan efek tubrukan. Tapi pada beberapa kasus lainnya terjadi

medan magnet sekitar 3500 samapai 400 Ma. Dengan kata lain

terdapat satu medan sumber pada bagian dalam bulan yang

mengindikasikan bahwa ada masa dimana terdapat zat cair dalam

jumlah yang besar pada inti kaya besi. Rotasi bulan selalu berputar

cepat tapi mulai melambat diakibatkan interaksi pasang surut dengan

bumi.Meskipun demikian hal ini lebih disebabkan karena masa dari

kutub magnetic bulan selalu lebih kecil dari bumi.Ada banyak bukti

penelitian menunjukan bahwa sebagian besar wilayah bulan memiliki

kesamaan dengan mentel bumi.Hal ini sesuai dengan teori asli bulan

pada bagian 2.2. 4. Menjelaskan bahwa ada sebuah embrio dengan

ukuran 10 - 15%dari masa bumi yang bertubrukan dengan bumi dan

mengeuarkan material yang kemudian membentuk bulan, dalam

waktu yang cepat terbentuklah bulan. Pada teori ini bagian inti yang

kaya besi pada bumi yang dikeluarkan sangatlah sedikit. Sehingga

sebagian besar wilayah bulan terbentuk dari bagian mantel bumi dan

embrio tersebut. Embrio ini memiliki komposisi yang hampir sama

dengan bumi, dibentuk pada tempat yang sama pada system tata surya

dan dibentuk juga dengan perbandingan isotop oksigen 18 O /16 O

dan 17 O/ 16 O, yang sama antara bulan dan bumi. Keduanya juga

memiliki isotop krom yang sama.

Oleh karena itu teori ini menjelaskan sebagian besar

kesamaan antara komposisi keseluruhan pada bulan dan mentel bumi,

dan hubungan antara menipisnya besi di bulan dan elemen-elemen


sidropil. Teori ini juga menjelaskan penelitian pada bulan tentang

menipisnya penguapan dan zat-zat penyebabnya, kecocokan atau

persamaan antara zat-zat yang keras (bahan-bahan yang disemprotkan

keluar oleh tubrukan embrio yang akan sangat panas untuk

penguapan material material lainnya). Bagian lain dari bulan adalah

kerak atau kulit bulan (bagian 7.1.6) yang juga menjelaskan tentang

asal usul kerak bulan (langkah terakhir pembentukan bulan) dimana

terjadi ledakan besar sehingga meleburkan bagian permukaan dan

mengakibatkan kapadatan semakin menipis sampai kepermukaan.

Akhirnya dari 50 kecendrungan orbit bulan pada tata surya,

dapat disimpulkan bahwa kecendrungannya sekitar 100 terhadap

daerah equator bumi. Hal ini terlihat dari asal usul ledakan yang tetap

atau konsisten dari semua fakta ini teori tubrukan embriolah yang

paling terkenal dari satelit kita.

8.2.1. Asal-usul Bulan

Tiga pendapat berbeda telah lama dibahaskan mengenai asal-

usul Bulan.

Teori pertama adalah pembentukan Bulan melalui

pemecahan.Saat Bumi berputar mengelilingi Matahari,karena

pergerakannya sangat cepat maka ada bagian-bagian tertentu Bumi

yang terlepas dan terkumpul membentuk Bulan.

Namun,analisis batuan Bulan menunjukkan bahwa komposisi

kimianya didapati berbeda dari komposisi kimia batuan Bumi, terutama

kandungan Bulan sebagiannya adalah besi. Oleh yang demikian, Bulan

tidak mungkin terbentuk dari bahan yang diambil dari Bumi dan dia

juga tidak mungkin terbentuk di kawasan persekitaran Bumi.

Teori kedua mengatakan bahwa pembentukan Bumi dan

Bulan secara serentak dari jenis debu-debu yang sama.


Teori yang ketiga mengatakan bahwa Bulan telah terbentuk di

suatu kawasan lain di dalam Sistem Suria yang pada suatu ketika dulu

telah terperangkap dalam tarikan gravitasi Bumi.Namun teori ini juga

susah unutk dijelaskan karena bila kita bayangkan

betapasusahnyauntuk Bumi menarik satu objek sedemikian besar dan

membawanya kedalam satu orbit yang stabil.

Dan juga dengan melihat kandungan Bumi dan Bulan yang

hampir sama,menjadi semakin sulit di analisis bahwa dua benda yang

sama di bentuk secara berlainan.

Pada tahun 1975 muncul teori keempat yang jauh lebih

rumit untuk menerangkan asal-usul Bulan.Menurut mereka, awal

dalam sejarah pembentukan Bulan berasal dari tabrakan antara Bumi

dan satu objek lain sebesar Mars.Tabrakan ini menghasilkan sebagian

bahan-bahan terpisah lalu berkumpul membentuk Bulan.

Teori terakhir ini dapat menerangkan persamaan dan juga

perbedaan antara Bumi dan Bulan. Semasa tabrakan tersebut,

kebanyakan unsur-unsur besi telah berkumpul membentuk teras

Bumi.Bahan-bahan yang terpisah dari lapisan mantel pun kurang

kandungan besi menerangkan kenapa Bulan mempunyaikandungan

besi yang rendah.

Jarak rata-rata Bumi-Bulan adalah 384.403 km, sekitar 30

kali diameter Bumi. Diameter Bulan adalah 3.474 km, sedikit lebih

kecil dari seperempat diameter Bumi.Ini berarti volume Bulan hanya

sekitar 2 persen volume Bumi dan tarikan gravitasi di permukaannya

sekitar 17 persen daripada tarikan gravitasi Bumi. Bulan beredar

mengelilingi Bumi sekali setiap 27,3 hari (periode orbit).Dengan

demikian terjadi variasi periodik dalam sistem Bumi-Bulan-Matahari.


Variasi periodic dalam sistem Bumi-Bulan-

Mataharimenimbulkan adanya fase-fase Bulan yang berulang

setiap 29,5 hari (perode sinodik).

8.2.2. Permukaan Bulan

Dari Bumi, kita bisa melihat Bulan dengan cukup jelas tanpa

menggunakan alat bantu optik seperti teleskop dan binokular.

Tampaklah bahwa Bulan memiliki permukaan yang kecerahannya

tidak seragam, ada bagian yang terang dan ada yang gelap.Dan secara

sekilas, Bulan tampak memiliki permukaan yang datar/halus.Begitulah

anggapan masyarakat di jaman dahulu.

Pandangan tersebut baru berubah ketika Galileo

menggunakan teleskopnya untuk mengamati Bulan 400 tahun yang

lalu.Galileo mendapati bahwa permukaan Bulan tidaklah rata, tetapi

berbukit-bukit dan memiliki banyak kawah(Di bulan tidak

terdapat udara ataupun air. Banyak kawah yang terlihat di permukaan


bulan disebabkan oleh hantaman komet atauasteroid.Ketiadaan udara

dan air di bulan menyebabkan tidak adanya pengikisan yang

menyebabkan banyak kawah di bulan yang berusia jutaan

tahun dan masih utuh).Dan karakteristik permukaan Bulan itu juga

berhubungan dengan kecerahannya.

Daerah yang tampak terang memiliki permukaan yang

berbukit-bukit dan penuh kawah, sedangkan daerah yang tampak

lebih gelap adalah permukaan yang memiliki sedikit kawah. Mereka

pun kemudian memberikan nama dataran tinggi untuk bagian yang

terang dan penuh dengan kawah, serta “mare” (berarti laut dalam

bahasa Latin) untuk bagian yang gelap dan sedikit kawah. Penamaan

lautan ini, sebenarnya adalah sebuah salah kaprah karena di Bulan

tidak ada laut, dilakukan karena dataran gelap tersebut tampak seperti

lautan.

Perbedaan kecerahan di permukaan Bulan itu ternyata

disebabkan oleh perbedaan material batuan yang terkandung di kedua

kawasan itu.Batuan yang berada di bagian dataran tinggi adalah

anorthosit yang mengandung banyak kalsium dan aluminum

silikat.Sedangkan batuan yang menyusun mare adalah basalt, suatu

lava beku yang banyak mengandung besi, magnesium, dan titanium

silikat.

Pengetahuan ini sudah dikonfirmasi dengan contoh batuan

yang diambil dari Bulan, yang berjumlah tidak kurang dari 382 kg.

Dari usia batuan di daerah dataran tingginya, tumbukan-

tumbukan benda asing yang menghasilkan kawah di permukaan Bulan

diperkirakan terjadi tidak lama setelah Bulan terbentuk, yaitu pada

sekitar 4,5 miliar tahun yang lalu.


Berbeda dengan Bumi, Bulan tidaklah memiliki atmosfer.Ada

dua alasan yang menyebabkannya.Alasan yang pertama adalah karena

bagian dalam Bulan terlalu dingin untuk hadirnya aktivitas vulkanik.

Di Bumi, aktivitas vulkanik termasuk salah satu penghasil gas dan

pembentuk atmosfer di masa awal pembentukannya. Sementara alasan

kedua memegang peranan yang lebih penting lagi, yaitu karena massa

Bulan terlalu kecil sehingga gaya gravitasi yang dihasilkan tidak cukup

untuk menahan gas-gas yang terbentuk. Kecepatan lepas di Bulan

hanyalah 2,4 km/detik, bandingkan dengan kecepatan lepas di Bumi

yang sebesar 11,2 km/detik. Dengan kecepatan lepas sekecil itu, gas

yang ada di Bulan dapat bergerak lepas dari pengaruh gravitasi Bulan,

sehingga tidak ada udara di permukaannya.

Ketiadaan atmosfer di Bulan menyebabkan banyaknya kawah

di permukaannya.Benda-benda yang mengarah ke Bulan, yang

berukuran besar ataupun kecil, dapat langsung menumbuk

permukaannya tanpa ada penghambat. Berbeda dengan Bumi karena

atmosfernya menyebabkan benda-benda asing yang mengarah ke Bumi

akan mengalami gesekan hingga berpijar, terkikis, dan berkurang

ukurannya. Peristiwa berpijarnya benda asing yang masuk ke atmosfer

Bumi ini kita lihat sebagai meteor. Akibatnya, benda-benda yang kecil

akan habis terbakar dan hanya benda-benda yang cukup besar saja

yang akan menumbuk permukaan sehingga kawah yang ditemukan di

permukaan Bumi tidaklah sebanyak di Bulan.

Di antara kawah terbesar

adalahClavvius dengan diameter 230 kilometer dan sedalam 3,6

kilometer.Ketidakadaan udara juga menyebabkan tidak ada bunyi

dapat terdengar di Bulan.


8.2.3. Fase Bulan

Sebagai satelit Bumi, Bulan bergerak mengelilingi Bumi dengan

periode 27,3 hari (periode revolusi). Uniknya, periode revolusi Bulan

itu sama dengan periode rotasinya (berputar pada porosnya), sehingga

wajah Bulan yang terlihat dari Bumi akan selalu tetap dan kita tidak

akan pernah dapat melihat wajah Bulan yang membelakangi Bumi.

Lintasan orbit Bulan tidaklah berhimpit dengan orbit revolusi Bumi

(ekliptika), melainkan menyilang sebesar 5,2 derajat, sehingga kita

dapat melihat fase Bulan purnama atau gerhana Bulan secara

bergantian. Karena apabila lintasan orbitnya berhimpit dengan

ekliptika, kita tidak akan pernah dapat mengamati Bulan purnama

melainkan hanya gerhana Bulan setiap bulannya.

Dalam perjalanannya mengelilingi Bumi, posisi Bulan berubah-ubah

relatif terhadap Matahari dan Bumi sehingga bagian terang di Bulan

yang terlihat dari Bumi berbeda-beda dari waktu ke waktu secara

periodik. Perubahan ini disebut dengan perubahan fase, yang

membutuhkan waktu yang sedikit lebih lama dari periode rotasinya,

yaitu 29,5 hari (disebut dengan periode sinodis). Dan dalam rentang

waktu tersebut, Bulan juga akan terbit pada waktu yang berbeda setiap

harinya.

Apabila Bulan berada di antara Matahari dan Bumi, bagian Bulan

yang terkena cahaya Matahari tidak dapat dilihat dari Bumi sehingga

Bulan tidak akan dapat diamati juga. Saat ini, Bulan yang berada pada

fase mati (atau disebut juga Bulan baru) akan terbit bersamaan dengan

Matahari. Setelah fase ini bagian terang di Bulan yang terlihat dari

Bumi bertambah sehingga Bulan tampak berbentuk sabit (fase sabit

awal) dan waktu terbitnya menjadi semakin siang. Kemudian di hari-

hari berikutnya, bentuk sabitnya akan semakin membesar hingga

akhirnya setengah bagian Bulan yang menghadap Bumi menjadi


terang, yang berarti Bulan berada pada fase setengah awal atau kuartir

awal. Jarak sudut antara Bulan dan Matahari saat ini adalah 90 derajat

dan Bulan yang berumur sekitar 7 hari ini akan terbit 6 jam setelah

Matahari.

Dari fase setengah awal, bagian yang terang di wajah Bulan akan

terus bertambah hingga tampak benjol dan akhirnya mencapai bulat

penuh (fase purnama) pada umur antara 14 – 15 hari. Pada fase

purnama ini, Bulan akan terbit bersamaan dengan terbenamnya

Matahari. Setelah itu, wajah Bulan yang terang akan berkurang hingga

setengah (fase setengah akhir, terbit 18 jam setelah Matahari

tenggelam) pada umur 21 hari, kemudian berbentuk sabit (fase sabit

akhir, terbit 3 jam sebelum Matahari terbit) dan akhirnya kembali

menjadi fase Bulan baru/mati.

Karena dapat diamati dengan jelas, penduduk Bumi pun

memanfaatkan fase Bulan sebagai penanda waktu/sistem kalender. Ada

banyak sistem kalender yang didasarkan pada Bulan, dua diantaranya

adalah sistem kalender Islam dan Jawa.Jumlah hari dalam satu bulan di

kedua sistem itu ditentukan dari periode sinodis Bulan.Dalam kedua

sistem kalender tersebut terdapat 12 bulan dalam setahun yang

masing-masing bulannya terdiri dari 29 atau 30 hari. Di kalender

Jawa, bulan pertama memiliki 30 hari dan bulan berikutnya memiliki

29 hari, begitu seterusnya secara bergantian hingga bulan ke-12.

Sedangkan di kalender Islam yang banyak digunakan saat ini, jumlah

hari dalam sebulan ditentukan dari perhitungan usia Bulan sehingga

bisa saja terdapat dua bulan yang berurutan memiliki jumlah hari yang

sama.


Gambar fase-fase bulan

8.2.4. Ciri fisik

Bulan adalah satelit kelima terbesar di Tata Surya kita setelah

Ganymede, Titan, Callisto, dan Io.Diameternya adalah sebesar 3.476

km, sepertiga dari diameter Bumi. Sedangkan massanya adalah sebesar

7,35 x 1022 kg. Dengan ukuran dan massa sebesar itu, gaya tarik

gravitasi di Bulan lebih kecil daripada di Bumi, yaitu hanya sebesar

16,5% dari gravitasi di Bumi (1,62 m/s2 berbanding 9,8 m/s2).

Jarak rata-rata Bulan dari Bumi adalah sejauh 384.403 km.

Pada jarak ini, Bulan akan tampak seukuran dengan Matahari yang

jaraknya 400 kali lebih jauh dan ukurannya 400 kali lebih besar

daripada Bulan. Karena ukuran Bulan dan Matahari di langit setara

inilah penduduk Bumi dapat mengalami gerhana Matahari, yaitu ketika

terhalangnya cahaya Matahari yang seharusnya sampai ke permukaan

Bumi karena Bulan berada di antara Bumi dan Matahari.

Bulan memiliki interior yang cukup unik.Bagian kerak Bulan

diketahui lebih tebal di permukaan yang membelakangi Bumi

dibandingkan dengan permukaan yang menghadap Bumi.Hal ini

menjelaskan mengapa di permukaan Bulan yang menghadap Bumi

terdapat banyak mare, yaitu karena tipisnya bagian kerak sehingga


tumbukan benda yang cukup besar dapat menghancurkan kerak dan

membuat material cair mengalir keluar ke permukaan.Keunikan

lainnya adalah posisi bagian inti Bulan yang tidak berada tepat di

tengah, melainkan sedikit bergeser ke arah Bumi. Penyebabnya

diperkirakan karena saat pembentukannya dahulu, gaya tarik Bumi

sedemikian kuatnya sehingga dapat menggeser bagian inti Bulan

tersebut. Dan akibat pergeseran ini, bagian interior Bulan di bawah

permukaan yang menghadap Bumi mendingin lebih lama daripada

bagian interior yang membelakangi Bumi.Sehingga terjadilah

perbedaan ketebalan kerak di kedua bagian permukaan tersebut.

Kerapatan Bulan yang hanya sebesar 3,3 g/cm^3

menunjukkan sedikitnya kandungan besi dalam interior Bulan. Bagian

inti Bulan yang berupa material padat dan berukuran kecil, serta

lambatnya rotasi Bulan membuat astronom berkesimpulan bahwa

bagian inti Bulan tidak dapat membangkitkan medan magnet sehingga

tidak ada gunanya kita membawa kompas ke sana. Hal ini sudah

dikonfirmasi oleh para astronot yang mendarat di Bulan.Namun

penelitian juga menunjukkan adanya jejak magnetisme pada batuan

Bulan. Artinya, dahulu Bulan pernah memiliki medan magnet, yaitu

ketika bagian intinya masih berupa material lelehan.

Bulan kini diperkirakan berusia lebih dari 4,5 miliar tahun.

Asal-usulnya belum diketahui secara pasti, namun setidaknya ada

empat teori yang mencoba menjelaskan asal-usul Bulan.Pertama, Bulan

terbentuk bersamaan dengan Bumi.Kedua, Bulan terbentuk ketika Bumi

berputar begitu cepat sehingga sebagian materialnya terlontar dan

memadat menjadi Bulan. Ketiga, Bulan adalah benda angkasa yang

ditangkap oleh gaya gravitasi Bumi.

Ketiga teori ini sudah ada sejak sebelum contoh batuan Bulan

diambil oleh astronot Apollo. Masing-masing teori tersebut akan


menghasilkan tiga variasi komposisi material Bulan yang berbeda-

beda. Untuk membuktikan teori mana yang cocok, dibutuhkan contoh

batuan Bulan agar dapat diteliti komposisinya.

Komposisi (%)

Senyawa Formula Dataran rendah Dataran tinggi

Silica SiO2 45.4% 45.5%

Alumina Al2O3 14.9% 24.0%

Lime CaO 11.8% 15.9%

Iron (II) oxida FeO 14.1% 5.9%

Magnesia MgO 9.2% 7.5%

Titanium Dioxide TiO2 3.9% 0.6%

Sodium oxide Na2O 0.6% 0.6%

Total 99.9% 100.0%

Menurut teori pertama, komposisi material penyusun Bulan

akan sama dengan Bumi karena keduanya terbentuk dari material yang

sama. Sedangkan menurut teori kedua, akan ada kemiripan dalam

komposisi batuan keduanya namun tidak akan sama secara

keseluruhan karena material pembentuk Bulan berasal dari sebagian

material Bumi, yaitu hanya dari bagian kerak Bumi saja. Dan menurut

teori ketiga, material Bumi dan Bulan akan sama sekali berbeda.

Setelah contoh batuan Bulan diambil dan diteliti, ternyata ketiga teori

tersebut tidak dapat menjelaskan hasil penelitian yang diperoleh

karena ada material yang komposisinya sama dan ada juga material

yang komposisinya berbeda dengan yang ada di Bumi.

Dari hasil penelitian tersebut muncullah teori keempat yang

menyebutkan bahwa Bulan terbentuk setelah terjadi suatu tumbukan

hebat antara benda angkasa sebesar Mars dengan Bumi muda.Akibat

dari tumbukan tersebut, sebagian material Bumi dan benda asing itu


terlontar dan sembari mengelilingi Bumi, material campuran tersebut

kemudian memadat.Dan kini campuran antara material penyusun

Bumi dan benda asing itu kita lihat sebagai Bulan. Teori ini juga dapat

menjelaskan penyebab kemiringan sumbu rotasi Bumi sebesar 23,5

derajat. Dengan begitu, teori ini pun menjadi teori yang diterima oleh

banyak pihak hingga saat ini.

8.2.5. Misi Ke Bulan

Kendaran luar angkasa pertama yang berhasil melakukan

pendaratan adalah Luna 9, dan yang

berhasil mengorbit Bulan adalah Luna 10, keduanya dilakukan

pada tahun 1966.

Program Apollo, program misi luar angkasa milik Amerika Serikat,

adalah satu-satunya misi berawak yang sampai saat ini telah

berhasil melakukan 6 kali pendaratan berawak

antara 1969 dan 1972.


Cina meluncurkan misi penjelajah Bulan pertamanya (2013)

Misi yang diberi nama Chang'e-3 ini diluncurkan dari Xichang pada

Minggu (01/12) pukul 01:30 waktu setempat.Roket ini berisi modul

pendaratan dan robot beroda enam yang disebut Yutu atau Kelinci

Giok.Misi ini direncanakan akan mendarat di Bulan pada bulan Desember.

Sukses misi pertama, pesawat China ke bulan lagi 2017.

Setelah sukses mendaratkan pesawat luar angkasa nirawak ke

permukaan bulan untuk pertama kalinya pada Sabtu, pekan lalu, China

sudah siap melakukannya lagi tahun 2017 mendatang.


Untuk misi tahun 2017 mendatang, pesawat luar angkasa nirawak akan

mengumpulkan dan membawa sampel objek bulan yang diteliti.

8.2.6. Komposisi Bulan

Bulan adalah satelit yang berbatu-batu dari batu, dan tersusun dari

material yang mirip dengan bumi.Bulan mempunyai lapisan batuan

luar, atau mantel dan inti yang mungkin sebagian besar terbuat dari

besi. tidak seperti mantel cair dari bumi, bagian dalam dari bulan

dingin dan padat. Hanya sedikit atau tidak ada aktivitas vulkanis di

bulan. Akan tetapi ketika bulan mendingin, pada tahap awal hidupnya,

banjir dan aliran lava mengalir di seluruh permukaan bulan. Bulan

juga mempunyai rangkaian gunung, banyak diantaranya merupakan

sisa dari dampak kawah dan gunung berapi yang aktif ketika bulan

masih panas. Ada beberapa lembah luas yang disebut rill, yang

panjangnya dapat mencapai ratusan mil dan terlihat seperti dasar

sungai.


8.3. WILAYAH BEBATUAN – ES: TITAN, TRITON, PLUTO DAN EKOs.

Pluto dan beberapa satelit besar lain berada digaris luar

system tata surya, jadi kita harus mempertimbangkan bahwa sebagian

besar komponennya adalah es. Meskipun hal ini didapat dari kepadatan

rata rata, dan nilai keseluruhan tetapi Io dan europa memiliki indikasi

yang cukup rendah bahwa daerahnya terdiri dari bebatuan–es, dengan

jumlah material es hanya sebagian dari wilayahnya saja. Pada rasi

bintang nebula perbandingan masa es dan bebatuan sekitar 3: 1,

sehingga terlihat bahwa material es semakin menipis pada bagian ini,

dan juga akan semakin menipis pula Io dan Europa. Hydrogen dan

helium dinyatakan sebagai penyumbang besar terhadap masa karena

hanyadi planet-planet besar zat-zat ini memberi tekanan yang kuat

untuk menambah kepadatan atau berat planet.

Air adalah bagian dari material es yang paling banyak

ditemukan di nebula kemudian mengalir masuk ke daerah Jupiter. Saat

melewati wilayah Jupiter banyak es yang kemudian mencair dan

menguap, khususnya ammonia (NH3), metana (CH4), karbon

dioksida(CO2), karbon monoksida (CO), dan molekul nitrogen (N2).

Jika ada persamaan kimia, maka pada suhu terendah di bagian luar

nebula, nitrogen akan menjadi lebih besar sebagai NH3 dan NH3.H2O,

dan karbon sebagai CH4 dan CH4.7H0. Meskipun demikian kepadatan

terendah pada bagian luar tata surya tidak menimbulkan persamaan

kimia. Diantara para bintang nitrogen sebagian besar muncul sebagai

N2dan karbon sebagai CO, dengan demikian system tata surya juga

akan memiliki CO, N2, dan N2.6H2O dalam jumlah yang tak

terbatas.Tak jauh dari tempat dimana planet raksasa dibentuk, terdapat

kepadatan yang tinggi dan juga peningkatan suhu yang memungkinkan

adanya persamaan kimia. Dengan sendirinya material Es yang


berdekatan dengan planet raksasa tidak akan bisa membeku. Mengapa

tidak?

Tidak bisa membeku karena sistem tata surya kita memiliki

CO, N2, dan N2.6H2O dalam jumlah yang tak terbatas,dan terdapat

kepadatan tinggi dan juga peningkatan suhu yang memungkinkan

adanya persamaan kimia.

Sebuah planet raksasa sangatlah terang atau bercahaya.

Sehingga suhu pada satelitnya (bagian 2.3.1) juga akan sangat tinggi.

Persamaan pada wilayah bebatuan – es memiliki jumlah

material es yang banyak. Takarannya tergantung dari keadaan es yang

berbeda-beda.Material es bukan hanya air saja, tetapi juga terdiri dari

bahan yang mudah menguap, dan kestabilannya tidak dapat dikontrol.

Oleh karena itu, air adalah material es yang terdapat hampir di semua

wilayah planet bebetuan – es. Material es yang mudah menguap

menjadi semakin banyak, dan semakin jauh dari matahari sehingga

dapat membeku di permukaan, perkiraan ini muncul berdasarkan apa

yang dikenal sebagai susunan atau komposisi permukaan. Wilayah

yang memiliki daerah es terluas adalah Ganymede, Callisto, titan, triton

dan Pluto. Ganymede dan Callistoadalah 2 dari 4 setelit Galilean

Jupiter. Dari keempat satelit ini akan dibahas pada materi berikutnya.

Oleh karena itu kita akan mulai dengan titan, satelit terbesar dari

saturnus dan beasar kedua setelahGanymede yang ukurannya cukup

besar diantara satelit planet lain pada system tata surya.

a) Titan

Titan hanya memiliki kapadatan rata rata 1880 km-3 kepadatan ini

tetap dengan 52%masanya adalah silikat, dengan sisanya adalah air

(seperti es) dengan kandungan NH3 sekitar 15%.Sebagian lagi terdiri dari

NH4, NH3, dan CH kemungkinan besar berubah pada level atau tingkat

molekul yang dikelilingi oleh molekul molekul air, yang dikenal sebagai


clathrates. Titan memiliki sebuah atmosfir yang besar, sebagian besar

terdiri dari N2(mungkin didapat dari NH3) tapi dengan sedikit kandungan

CH4, dan gas gas lainnya.Perbedaan ini terlihat seperti hitungan

pertambahan energy dan panas radiogenic. Alat ukur magnet pada orbit

cassini (table 4.1) gagal mendeteksi medan magnet dari sumber bagian

dalam medan magnet pada khatulidtiwa sekitar 10. 000 kali kurang dari

yang ada pada khatulistiwa bumi. Berdasarkan pengamtan beberapa

orbiliter seperti huyggnes lander EART – IR menunjukan bahwa bagian

permukaan titan didominasi oleh air es, tetapi dengan es dari CH dan

hidrokarbon juga terlihat dipermukaan.Bagian permukaan terlihat masih

baru.Mungkin kurang dari 300 Ma di beberapa tempat.

Gambar 5.7 menunjukan salah satu kemungkinan dari

susunan bagian dalam titan yang terlihat beberapa perbedaan, dimana

inti yang kaya - besi berpisah dari silikatnya.Hal ini terlihat dari mantel


silikat yang terletak sedemikian rupa pada sisi elementh, yang

kemudian berubah menjadi mantel dari material es, yang di dominasi

oleh air. Jika inti yang kaya – besi tidak terpisah, maka bagian mantel

silikat akan seluas 100 – 200 km. Beberapa inti besi bisa saja mencair,

tetapi tidak akan menimbulkan medan magnet, hal ini karena

konveksinya tidak cukup kuat dan karen rotasi titan sangat lambat

yaitu 15,0 hari.

( Gambar awan sirus dan metana di Titan )

Tampaknya, Titan mengalami diferensiasi dan menjadi

berlapis lapis. Bagian inti memiliki diameter 3.440 km dan diselubungi

oleh lapisan kristal es. Mungkin bagian dalamnya masih panas dan

diantara kerak es inti batuan terdapat lapisan cair yang terdiri atas air

dan amonia.


(Gambar struktur Titan )

Titan merupakan satu satunya satelit saturnus yang memiliki

atmosfer.awan coklat kekuningan yang menyelubungi titan cukup

tebal sehingga permukaannya tidak bisa diamati. Diperkirakan

atmosfer satelit Titan lebih tebal dari atmosfer bumi.atmosfer Titan

ditemukan oleh Jose Comas Sola pada tahun 1908.

(Gambar awan Titan yang terang)

Permukaan Titan memiliki temperatur – 179o C. pada

temperatur ini, es tidak mengalami sublimasi sehingga atmosfer Titan

tidak memiliki uap air.Atmosfer Titan dipenuhi senyawa – senyawa


metana, etana, dan sanyawa organik lainnya.Hal ini mengakibatkan

warna jingga pada atmosfer Titan.( Admiranto

Gunawan.2000.Menjelajahi Tata Surya: Kassinus hal 165 - 167).

Data Titan

Penemu : Christiaan Huygens

Tanggal ditemukan : 25 Maret 1655

Periode orbit : 15 hari

Inklinasi : 0,34854 ° (ke khatulistiwa Saturnus)

Satelit bagi : Saturnus

Jari-jari rata-rata : 2,576 km

Luas permukaan : 8,3×107 km2

Volume : 7,16×1010 km3

Massa : 1,3452±0,0002×1023 kg (0,0225Bumi)

(1,829 Bulan)

Massa jenis rata-rata : 1,8798 ± 0,0044 g/cm3

Suhu : 937 K (664 °C)

Magnitudo tampak : 8.2 hingga 9.0

Tekanan permukaan : 146,7 kPa

Komposisi : 52 % Silikiat

Air dan NH3 15 %Dan sisanya

NH4,NH3,CH


Gambar Titan

Susunan dari mentel es tergantung dari suhu dan perbedaan

tekanan di kali kedalaman, yang tidak diketahui. Pada gambar 5.7

sebuah lapisan zat cair terlihat pada kedalaman 75 - 375 km, dengan

kemungkinan suhu berkisar antara 220 – 250 K, dan percampuran

antara air dan es. Garam juga dapat larut di dalam air,pada kasus

tertentu garam akan terpisah menjadi ion – ion akan menciptakan zat

cair yang terhubung secara elektrik.


(Gambar tumpukan es yang berupa gunung di Titan)

Hal ini dapat diketahui dari magnet yang dihasilkan dari lintasan

yang menghubungkan zat cair melalui medan magntik saturnus, dan akan

terlihat jelas dari medan magnet yang diawasi cassini. Meskipun demikian,

sejauh ini satu satunya effek dari medan magnetik titan terhadap saturnus

adalah karena atmosfir titan.

1. Triton, pluto, dan Ekos

a. Triton

Triton adalah satelit terbesar dari Neptunus. Triton berada dalam

orbit mundur, oleh karena itu triton tertangkap oleh neptunus setelah

terbentuk (bagian 2.3.1). Energi tidal yang dihasilkan selama proses

pembentukan akan melelehkan triton, dalam kasus tertentu terdapat

perbedaan yang cukup jelas (gambar 5.7), meskipun padat secara

keseluruhan, namun ada sebagian yang mencair pada bagian bawah mantel

es. Sebagian besar mantel adalah atenosfer.


Es, N2, CH4, CO dan CO2telah terdeteksi pada permukaan Triton.

Pengamatan, khususnya oleh Voyager 2 pesawat ruang angkasa pada

tahun 1989, menunjukkan bahwa vulkanisme saat ini sangat melibatkan

volatile N2.Hal Ini dianggap sebagai akibatnya berkelanjutan dari energi

tidal yang dilepaskan selama penangkapan dan pemanas radiogenic

triton.Vulkanisme yang melibatkan material es disebut cryovolcanism

(dari bahasa Yunani Kruos, yg berarti es yang dingin atau gel).


(Gambar seluruh permukaan Triton )

Data Triton

Penemu : William Lassel

Tahun ditemukan : 10 Oktober 1984

Periode orbit : 5 hari 21 jam

Satelit bagi : Neptunus

Diameter : 2.700 km

Luas permukaan : 4,5 % seluruh luas permukaan bumi.

Massa : 2,14 x 1022 kg

Suhu : - 235o C

Komposisi : N2, CO, CH4 dan CO2

Ciri khas : Memilki Gunung Api Es


(Gambar Triton)

Triton adalah satelit terbesar Neptunus yang ditemukan oleh

astronom Inggris William Lassell pada 10 Oktober 1846.Satelit ini sedikit

lebih kecil dari bulan, diameternya sekitar 2.700 kilometer, dan

merupakan satelit terbesar ketujuh di sistem tata surya.

Waktu revolusi Triton mengelilingi Neptunus adalah 5 hari 21

jam.Triton merupakan satelit yang sangat tidak biasa.Kebanyakan satelit

berevolusi searah dengan arah rotasi planetnya.Tapi Triton mengorbit

Neptunus dari arah yang berlawanan. Beberapa ilmuwan berpikir bahwa

orbit Triton berbeda karena satelit ini dahulu merupakan planet yang

terpisah di sebelum ditangkap oleh gravitasi Neptunus. Diperkirakan

Triton berasal dari sebuah wilayah di antariksa yang disebut Kuiper Belt

(Sabuk Kuiper).

Hipotesis tertangkapnya Triton oleh Neptunus bisa memberikan

penjelasan berbagai aspek pada bidang Neptunus, yaitu bidang orbit

Nereid yangsangat lonjong jika dibandingkan dengan orbit lainnya (orbit

Triton mungkin melewati beberapa satelit kecil dan membuat mereka

tersebar jauh melalui interaksi gravitasi ).

Gerak retrogred pada Triton membuat orbitnya akan meluruh

pada 3,6 miliar tahun lagi. Triton melewati batas batuannya dan akan


bertumbukan dengan atmosfer Neptunus atau mungkin akan hancur

untuk kemudian menjadi cincin planet.

Dalam proses menjadi satelit Neptunus, Triton mengalami gaya

pasang surut dari Neptunus, gaya ini mengakibatkan gerakan tektonik da

dalam Triton dan melelehkan inti Triton. Akibatnya meteri dalam Triton

dalam bentuk air, ntrogen dan metana bergerak ke permukaannya.Hanya

tiga objek Tata Surya yang memiliki gejala vulkanik yaitu Triton, Bumi dan

Io.

Luas permkaan Triton sekitar 15,5 % luas permukaan daratan

bumi atau 4,5 % seluruh luas permukaan bumi, senyawa yang dominan

pada permukaan Triton adalah N2, CO, CH4 dan CH2.

Disamping itu Triton terdapat juga satu farmasi khas, yang

hanya ada di Triton saja yaitu Wilayah Melon.Karena pola yang ada

diwilayah itu mirip melon.Wilayah melon ini memiliki cekungan yang

berdiameter 30 – 50 km. Triton juga memiliki atmosfer yang tidak terlalu

tebal sehingga mudah diamati. Melalui pengamatan para peneliti bahwa

adanya metana di Triton tidak hanya berbentuk gas saja tetapi berbentuk

padat bahkan padatan ini lebih banyak konsentrasinya dibandingkan gas

metana.Hal ini karena Triton sangat dingin (- 235o C) dan merupakan

tempat paling dingin di Tata Surya. Waktu voyager 2 melewati Triton,

pesawat ini berhasil mengamati tekanan atmosfer di permukaannya

sebasar 14 mikrobar.

Data voyager juga menunjukan bahwa temperatur atmosfir

Triton berubah terhadap ketinggian pada permukaaannya. Pada

ketinggian 8 – 12 km (daerah tropopause) temperaturnya sekitar – 236oC

dan pada ketinggian 200 – 400 km (daerah ionosfer) temperaturnya

adalah pada kisaran – 177o C sampai – 171 o C yang diakibatnya oleh

adanya pancaran radiasi ultraviolet dari matahari dan pemanasan elektron

melalui medan magnet Neptunus.


Salah satu ciri khas Triton yang tidak biasa adalah adanya

gunung api es di permukaannya. Gambar dari Voyager 2 menunjukkan

erupsi gunung ini memuntahkan material sejauh 8 kilometer ke ruang

angkasa.Material tersebut adalah nitrogen beku, partikel debu, dan

material lain dari interior Triton yang cukup panas.Untuk menjelaskan

panas ini, para ilmuwan menyebutkan fenomena yang disebut gesekan

pasang surut.Gesekan pasang surut terjadi ketika terjadi perubahan bentuk

selama interaksi gravitasi.Lebih tepatnya, gesekan pasang surut adalah

resistensi terhadap perubahan bentuk.

Bagian dari permukaan Triton terlihat kusut.Bagian lain nampak

ditutupi oleh danau beku.Di tempat tersebut, air mungkin telah keluar

melalui letusan dari dalam Triton dan kemudian membeku seperti batu.

Sebagian besar permukaan Triton ditutupi salju putih yang segar. Salju ini

bukanlah es yang terbentuk dari air karena permukaan Triton terlalu

dingin.Sebaliknya, para ilmuwan berpikir salju ini terdiri atas kristal-

kristal nitrogen yang telah membeku di luar atmosfer.Sinar matahari yang

memantul di permukaan es Triton menjadikannya salah satu objek

terputih di tata surya.

Triton juga tidak biasa karena memiliki atmosfer tipis yang

sebagian besar terdiri atas gas nitrogen. Kebanyakan satelit terlalu kecil

untuk memiliki atmosfer. Tapi Triton begitu dingin hingga gaya

gravitasinya yang lemah bisa menahan atmosfer nitrogen sampai miliaran

tahun lamanya.

3. Pluto

Pluto adalah sebuah planet katai (dwarf planet) dalam Tata Surya.

Sebelum 24 Agustus 2006, Pluto berstatus sebagai sebuah planet dan

setelah pengukuran, dan merupakan planet terkecil dan terjauh (urutan

kesembilan) dari matahari.


Pada 7 September 2006, nama Pluto diganti dengan nomor saja,

yaitu 134340. Nama ini diberikan oleh Minor Planet Center (MPC),

organisasi resmi yang bertanggung jawab dalam mengumpulkan data tentang

asteroid dan komet dalam tata surya kita.Pada 1978 Pluto diketahui memiliki

satelit yang berukuran tidak terlalu kecil darinya bernama Charon

(berdiameter 1.196 km).Kemudian ditemukan lagi satelit lainnya, Nix dan

Hydra.

Status Pluto sebagai planet

Kalau melihat sejarahnya, Pluto sebenarnya ditemukan lantaran adanya

teori mengenai planet kesembilan dalam sistem tata surya Bimasakti.Baru

kemudian setelah Clyde mampu menunjukkan bukti-bukti nyata dalam

penelitiannya, akhirnya Pluto resmi menjadi salah satu planet yang

menentukan rotasi galaksi ini. Pada saat Pluto ditemukan, ia hanya diketahui

sebagai satu-satunya objek angkasa yang berada setelah Neptunus. Kemudian,

Charon, satelit yang mengelilingi Pluto sempat dikira sebagai planet yang

sebenarnya. Akhirnya keberadaan satelit Charon ini semakin menguatkan

status Pluto sebagai planet. Akan tetapi, para astronom kemudian menemukan

sekitar 1.000 objek kecil lain di belakang Neptunus (disebut objek trans-

Neptunus) yang juga mengelilingi Matahari. Di sana mungkin ada sekitar

100.000 objek serupa yang dikenal sebagai objek Sabuk Kuiper (Sabuk Kuiper

adalah bagian dari objek-objek trans-Neptunus). Belasan benda langit

termasuk dalam Obyek Sabuk Kuiper di antaranya Quaoar (1.250 km pada

Juni 2002), Huya (750 km pada Maret 2000), Sedna (1.800 km pada Maret

2004), Orcus, Vesta, Pallas, Hygiea, Varuna, dan 2003 EL61 (1.500 km pada

Mei 2004). Penemuan 2003 EL61 cukup menghebohkan karena Obyek Sabuk

Kuiper ini diketahui juga memiliki satelit pada Januari 2005 meskipun

berukuran lebih kecil dari Pluto. Dan puncaknya adalah penemuan UB 313

(2.700 km pada Oktober 2003) yang diberi nama oleh penemunya Xena.


Selain lebih besar dari Pluto, obyek ini juga memiliki satelit.Pluto sendiri,

dengan orbit memanjangnya yang aneh, memiliki perilaku lebih mirip objek

Sabuk Kuiper dibanding sebuah planet, demikian anggapan beberapa

astronom. Orbit Pluto yang berbentuk elips tumpang tindih dengan orbit

Neptunus. Orbitnya terhadap Matahari juga terlalu melengkung

dibandingkan delapan objek yang diklasifikasikan sebagai planet.Pluto juga

berukuran amat kecil, bahkan lebih kecil dari Bulan, sehingga terlalu kecil

untuk disebut planet.

Setelah Tombaugh wafat tahun 1997, beberapa astronom menyarankan

agar International Astronomical Union, sebuah badan yang mengurusi

penamaan dan penggolongan benda langit, menurunkan pangkat Pluto bukan

lagi sebagai planet.Selain itu beberapa astronom juga tetap ingin menerima

Pluto sebagai sebuah planet.Alasannya, Pluto memiliki bentuk bundar seperti

planet, sedangkan komet dan asteroid cenderung berbentuk tak beraturan.

Pluto juga mempunyai atmosfer dan musim layaknya planet.Pada 24 Agustus

2006, dalam sebuah pertemuan Persatuan Astronomi Internasional, 3.000

ilmuwan astronomi memutuskan untuk mengubah status Pluto menjadi

“planet katai”.

Asal-usul nama Pluto

Mengenai masalah ini juga sempat menjadi kontroversi.Karena sempat

membuat banyak pihak saling berselisih paham. Banyak yang bilang nama ini

berasal dari karakter anjing dalam komik Walt Disney. Kenyataan bahwa

komik tersebut memulai debutnya pada tahun yang sama dengan penemuan

benda angkasa tersebut oleh manusia dipercaya banyak pihak sebagai salah

satu alasannya. Nama Pluto juga merupakan nama seorang dewa dari

kebudayaan Romawi yang menguasai dunia kematian (Hades dalam

kebudayaan Yunani). Nama ini diberikan mungkin karena benda angkasa ini

sama gelap dan dinginnya dengan dewa tersebut,selain juga misteri yang


menyelimutinya. Ternyata banyak nama lain yang pernah ditolak untuk

menamai planet baru tersebut. Salah satunya adalah Minerva, yang berarti

dewi ilmu pengetahuan. Alasannya jelas, karena nama tersebut sudah

dipergunakan untuk hal yang lain. Lalu ada nama Constante, merujuk pada

nama pendiri observatorium tempat Clyde bekerja, Constante Lowell. Namun

pemberian nama Lowell juga ditolak secara perlahan-lahan.

(Gambar Pluto)

Nasib Planet Pluto

Planet Pluto akhirnya diputuskan bukanlah sebuah planet.Hal ini

diputuskan oleh sekitar 2500 orang ahli pada pertemuan di Praha, pada 24

Agustus 2006 yang lalu.Hal tersebut dikarenakan setelah menganalisa lebih

jauh ciri dan sifat dari Pluto itu sendiri. Menurut para ahli ada 3 persyaratan

untuk disebut planet:

1) Harus mengorbit mengelilingi matahari

2) Harus mempunyai ukuran yang cukup besar dan berbentuk bulat

3) Orbit harus jelas dan bebas dari benda lain


Dikarenakan orbitnya yang berbentuk elips, maka pluto dianggap

bukan planet, sekarang Pluto berstatus sebagai ‘Dwarf Planet’ bersama

2003 UB313, atau yang sering di sebut Xena.

Gambar Orbit Pluto

Ukuran plutosangat kecil dantidak pernah dikunjungi oleh pesawat

luar angkasa.Oleh karena itu, kita tidak tahu banyak tentang bagian

interior pluto. Massa pluto diperoleh dari orbitsatelit pluto yaitu Charon,

yang memberikan jumlah massa Pluto dan Charon (persamaan (4.2).

Charon hampir sama kecil dengan Pluto sehingga kita tidak bisa berasumsi

bahwa massanya diabaikan. Massa individual Pluto dan Charon diperoleh

dengan mengukur posisi pusat massa dan menggunakan persamaan (4.3)

untuk mendapatkan jumlah massa.Kepadatan rata-rata yang diperoleh

untuk Pluto adalah 2030 . Penggunaan satelit kecil Nix atau Hydra

akan memberikan keputusan secara langsung.

Pluto terbagi menjadi sebuah inti hidrasi bebatuan, mantel es yang

terdiri dari air es dan kerak es yang berdasarkan pengamatan

spectrometric menunjukkan kandungan N yang kuat, dengan beberapa

persen CH4 dan sedikit CO. JikaPluto tidak terbentuk secara terpisah, maka


pemanasan radiogenic ditambah dengan pemanasan tidal terhadap Charon

seharusnya cukup untuk menyebabkan diferensiasi. Pemanasan pasang-

surut disebabkan oleh kedekatannya dengan Charon, hanya 19.570 km

dari Pluto dan massa relatif Charon sekitar 10% massa Pluto. Saat ini,

Pluto seharusnya padat secara keseluruhan, mengingat ukurannya yang

kecil, meskipun mantel terendah es bisa merupakan astenosfer.

A "?" menunjukkan tidak ada nilai yang tersedia.Jadi

dapatdibedakan.Kepadatan adalah nilai-nilai yang diperkirakan dalam situs,

yaitu bahwa mereka dikompresi (sedikit) kepadatan.Kelompok besarEuropa,

Ganymede dan Titan sesuai dengan komposisi yang mungkin berbeda.

Pada bagian (5.7) menunjukkan model Interior Pluto, serta model

Titan, Triton dan empat satelit Galilea. Tabel 5.3 memberikan data lain yang

khas. EKOs Eris, yang sedikit lebih besar daripada Pluto, memiliki satelit

kecil. Orbit akan memungkinkan massa Eris untuk menentukan dan karena

itu kerapatannya.Beberapa EKOs memiliki kerabat, yang memunculkan

kepadatan sekitar 200 kg m - 3, yang menunjukkan struktur yang lebih atau

kurang konsolidasi, agak seperti inti komet.

4. Objek Sabuk Kuiper/ EKOs

Sabuk kuiper merupakan wilayah yang berada dalam tata surya

tetapi ia diluar planet. Sabuk Kuiper ini berada antara 30 AU sampai


dengan 50 AU yang berarti membentang di antara orbit Neptunus,

sehingga obyek-obyek di dalamnya sering dikenal dengan trans-Neptunus

atau daerah yang terletak jauh melampaui Neptunus.Hampir mirip sejenis

sabuk asteroid tetapi lebih besar. Yang juga merupakan rumah bagi planet

kerdil seperti pluto, dan huamea. Pluto adalah anggota terbesar yang

diketahui dari sabuk Kuiper, dan salah satu dari dua obyek trans-Neptunus

terbesar yang diketahui, bersama dengan tersebar objek piringan Eris.

Awalnya dianggap planet, tetapi status Pluto merupakan bagian dari sabuk

Kuiper yang menyebabkan ia dikeluarkan sebagai sebuah " planet kerdil

"pada tahun 2006.

Astronom pertama yang menunjukkan adanya populasi trans-

Neptunus adalah Frederick C. Leonard. Di sini ia menyimpulkan bahwa

"wilayah luar tata surya, di luar orbit planet-planet, ditempati sejumlah

besar obyek-obyek yang relatif kecil" dan bahwa dari waktu ke waktu,

salah satu dari mereka "berkelana sendirian dan muncul sebagai

pengunjung sesekali ke tata surya", menjadi sebuah komet. Maka dari

sinilah beberapa satelit alami dalam Tata Surya seperti Neptunus Triton

dan Saturnus Phoebe diyakini berasal di wilayah ini.

Sabuk dan objek-objek di dalamnya dinamai sesuai dengan nama

Kuiper setelah penemuan. Namun astronom kadang-kadang

menggunakan nama alternatif Edgeworth-Kuiper belt kredit Edgeworth,

dan objek Sabuk Kuiper yang kadang-kadang disebut sebagai Ekos. Objek

Sabuk Kuiper yang kadang-kadang disebut kuiperoids.Istilah objek trans-

Neptunus (TNO) dianjurkan untuk objek dalam sabuk oleh beberapa

kelompok ilmiah karena istilah ini bukan istilah kontroversial. TNO

mencakup semua benda yang mengorbit Matahari melewati orbit

Neptunus , tidak hanya yang ada di sabuk Kuiper.


8.4. Satelit Galilea Jupiter

Satelit Galilea banyak dipelajari oleh flyby probe voyager 1

dan 2 pengorbit Galileo (Tabel 4.1). di lihat pada (5.7) yang

menunjukkan moddel interior dan Tabel (5.3) menunjukkan suhu inti,

densitas dan tekanan dan gambar 1.6 menunjukkan orbit mereka.

8.4.1. Penemuan dan Penamaan Satelit Galilean

Pada tanggal 7 Januari 1610 Galileo Galilei memperhatikan keempat

bulan terbesar Jupiter untuk pertama kalinya.Dia menamakan mereka

dan sebaliknya empat bulan tersebut juga dikenal sebagai bulan

Galileo.Jupiter memiliki 68 satelit, di antaranya Io, Europa, Ganymede,

Callisto (Galilean moons).Yupiter atau Jupiter adalah planet terdekat

kelima dari matahari setelah Merkurius, Venus, Bumi dan Mars.Yupiter

biasanya menjadi objek tercerah keempat di langit (setelah matahari,

bulan dan Venus); namun pada saat tertentu Mars terlihat lebih cerah

daripada Yupiter.


( Gambar satelit Galilean Jupiter )

Jarak rata-rata antara Yupiter dan Matahari adalah 778,3 juta km.

Jupiter adalah planet terbesar dan terberat dengan diameter 149.980

km dan memiliki massa 318 kali massa bumi. Periode rotasi planet ini

adalah 9 jam 55 menit, sedangkan periode revolusi adalah 11,86

tahun. Di permukaan planet ini terdapat bintik merah raksasa yang

disebut Badai Besar Abadi.Atmosfer Yupiter mengandung hidrogen (H),

helium (He), metana (CH4) dan amonia (NH3).Lapisan atas atmosfer

Yupiter terdiri dari 88 - 92% hidrogen dan 8 - 12% helium.Suhu di

permukaan planet ini berkisar dari -140oC sampai dengan 21oC.

Seperti planet lain, Yupiter tersusun atas unsur besi dan unsur berat

lainnya.

Yupiter memiliki cincin yang sangat tipis ,berwarna hampir sama

dengan atmosfernya dan sedikit memantulkan cahaya matahari. Cincin

Yupiter terbentuk atas materi yang gelap kemerah-merahan.Materi

pembentuknya bukanlah dari es seperti Saturnus melainkan ialah

batuan dan pecahan-pecahan debu.Setelah diteliti, cincin Yupiter

merupakan hasil dari gagal terbentuknya satelit Yupiter.Cincin yupiter

sangat besar.


8.4.2. Galilean moons atau Bulan Galileo :

Io (pengucapan bahasa Inggris: [ˈaɪ.oʊ], atau bahasa Yunani: Ἰώ)

adalah satelit planet Yupiter yang terdekat di antara empat satelit

Galileo, serta merupakan satelit keempat terbesar di Tata Surya.

Panjang diameter Io adalah 3.642 kilometer. Nama Io diambil dari

mitologi Yunani, yaitu nama seorang pendeta Hera yang menjadi salah

satu kekasih Zeus. Io memiliki lebih dari 400 gunung berapi aktif,

sehingga ia adalah obyek yang secara geologis paling aktif di Tata

Surya.

Europa (bahasa Yunani: Ευρώπη) adalah satelit keenam dari planet

Jupiter. Europa ditemukan pada tahun 1610 oleh Galileo Galilei

(dengan pembantahan dari Simon Marius, yang mengklaim bahwa ia

telah menemukannya pada tahun 1609). Satelit ini dinamakan atas

seorang wanita bangsawan Phoenicia yang bernama Europa, yang

kemudian dinikahi oleh Zeus dan menjadi ratu dari Kreta.Satelit ini

adalah satelit terkecil dari empat satelit Galilean.

Ganymede adalah satelit alam planet Yupiter.Satelit ini merupakan

satelit alami terbesar di Tata Surya.Ganymede adalah satelit ketujuh di

Tata Surya dan satelit Galileo ketiga dari Yupiter.Satelit ini mengitari

planetnya selama tujuh hari. Ganymede turut serta dalam resonansi

orbit 1:2:4 dengan satelit Europa dan Io. Satelit ini lebih besar

diameternya daripada planet Merkurius, namun massanya hanya

sekitar setengahnya.

Callisto (pengucapan bahasa Inggris: [kəˈlɪstoʊ], atau bahasa Yunani:Καλλιστώ Yunani) adalah satelit planet Yupiter yang ditemukan pada

tahun 1610 oleh Galileo Galilei. Callisto merupakan satelit ketiga

terbesar di Tata Surya dan kedua terbesar di sistem Yupiter, setelah


Ganymede.Callisto memiliki sekitar 99% diameter dari planet

Merkurius tetapi hanya sekitar sepertiga dari massanya. Berdasarkan

jarak, ia adalah satelit Galileo keempat dari Yupiter, dengan jari-jari

orbit sekitar 1.880.000 km. Nama Callisto diambil dari nama putri

Likaon yang bernama Kallisto. Dia digoda oleh Jupiter dan diubah

menjadi beruang.

Bulan Galileo ditemukan oleh Galileo Galilei pada bulan Januari

1610.Observasi tercatat pertama kepada Io dilakukan oleh Galilei pada

7 Januari 1610, menggunakan teleskop refraksi di Universitas Padua.

Meskipun, dalam pengamatan itu, Galilei tidak dapat membedakan

antara Io dan Europa karena lemahnya teleskop yang ia gunakan.

Kedua satelit itu lalu dicatatnya sebagai satu titik cahaya dan bukan

dua.Io dan Europa baru terlihat terpisah keesokan harinya, 8 Januari

1610 (dan kemudian digunakan sebagai tanggal resmi ditemukannya

Europa oleh International Astronomical Union.

Seperti satelit Galilean lainnya, Europa dinamakan atas pencinta

Zeus, yaitu nama Yunani untuk dewa Jupiter. Skema penamaan ini

disarankan oleh Simon Marius, yang mengklaim bahwa ia telah

menemukan seluruh empat satelit Galilean, yang kemudian Galileo

menuduhnya telah melakukan plagiat. Marius memberikan

proposalnya kepada Johannes Kepler.

Nama-nama ini kemudian kehilangan preferensi dan akhirnya

mulai hilang begitu saja seiring waktu hingga pertengahan abad ke

20.Dari kebanyakan literatur astronomi lainnya, Europa lebih sering

disebut sebagai Jupiter II, sebuah sistem yang diluncurkan Galileo

untuk menandakan "Satelit kedua dari Yupiter".Pada 1892, penemuan

satelit Amalthea, yang orbitnya berada lebih dekat ke Jupiter

dibandingkan Europa, mendorongnya masuk ke posisi ketiga.Pemantau

Voyager menemukan tiga lagi, pada 1979, jadi Europa sekarang


diperkirakan sebagai satelit keenam, walau kadang satelit ini masih

ditulis sebagai Jupiter II.

Pada tanggal 11 Januari 1610, Galileo Galilei mengamati apa yang

dia percaya adalah tiga bintang di dekat Yupiter; esok malamnya dia

mengetahui bahwa mereka berpindah tempat. Dia menemukan bintang

keempat yang diperkirakan, yang ternyata adalah Ganymede, tanggal

13 Januari. Pada 15 Januari, Galileo menyimpulkan bahwa bintang

tersebut sebenarnya adalah benda yang mengorbit Yupiter. Dia

mengklaim hak untuk memberi nama satelit-satelit tersebut; dia

memikirkan "Bintang-bintang Kosmian" lalu tiba pada "Bintang-bintang

Medicean".

Astronom Perancis Nicolas-Claude Fabri de Peiresc menyarankan

nama individual dari keluarga Medici bagi satelit-satelit itu, namun

usulannya tidak diperhitungkan. Simon Marius, yang pada mulanya

mengklaim telah menemukan satelit Galilean, mencoba menamai

satelit-satelit tersebut "Saturnusnya Yupiter", "Yupiternya Yupiter"

(yang ini adalah Ganymede), "Venusnya Yupiter", dan "Merkuriusnya

Yupiter", tatanama lain yang tidak mendapat perhatian. Dari saran oleh

Johannes Kepler, Marius sekali lagi mencoba memberi nama satelit-

satelit itu.

1. IO

Io adalah salah satu bagian yang paling dalam pada satelit Galilea

Jupiter.Ukurannya sedikit lebih besar daripada bulan dan agak lebih padat.

Kepadatan rata-rata, 3530 kg m - 3, menunjukkan dominasi silikat besi FeS

yang besar serta komposisi dan nila C M 0.378 lebih rendah daripada

nilai uniformsphere dari 0,4 yang dibutuhkan dalam bahan padat. Model

gambar (5.7) adalah inti besi yang dominan sepanjang setengah jalan ke

permukaan, yang volumnya sekitar satu-delapan. Pengorbit Galileo


menerima bukti-bukti yang meyakinkan untuk momen dipol magnetik,

sedikit lebih besar dari Merkurius, dengan demikian, bisa mencair

(sebagian). Hal ini juga ditunjukkan dengan kepadatan es.Terlalu rendah

untuk proporsi seharusnya dari besi atau FeS, kecuali proporsi cair.

(Gambar bagian dalam I0)

Sebagian yang panas akan meleleh dalam es, dan ada bukti yang

dramatis tentang hal itu.Io adalah paling aktif dari semua planet pada tata

surya (plate 12)! Mantel, Bagian utama dari volume, diperkirakan

astenosfer yang mana konveksi dalam keadaan padat sedang berlangsung

dan diwarnai oleh litosfer tipis yang mencakup kerak silikat yang kaya

akan belerang. Mencairnya sebagian di astenosfer akan memberikan

output vulkanik dapat diamati, yang terdiri dari silikat, sulfur dan sulfur

SO2.

Data Io

Ditemukan oleh : Galileo Galilei

Kepadatan rata-rata : 3530 kg m – 3

Diameter : 3. 632 km

Gravitasi : 1/6 garvitasi bumi

Satelit : Jupiter


Jari – jari dan Orbit : 400.000 km dan 2.000. 000 km

Hal ini mengejutkan banyak para astronom bahwa dunia kecil ini

memiliki kedalaman cukup panas sehingga menjadi sangat aktif.

Persamaan (4.13) (Bagian 4.5.4) menunjukkan bahwa dunia kecil

dengan cepat kehilangan energi, oleh karena itu, harus sejuk pada

kedalaman yang besar. Pada kenyataannya, bulan sebanding dengan Io

dalam ukuran dan massanya masih sedikit atau tidak ada aktivitas gunung

berapi, dan Merkurius lebih besar daripada Io. Terdapat pemanasan

radiogenic, tetapi cukup jauh. Hal ini bisa hanya masuk akal jika terjadi

pasang surut.

pada Bagian 4.5.1 Anda telah melihat bahwa energi gelombang yang

dihasilkan pada inti melalui rotasinya, yang terjadi karena air pasang.

Dalam kasus Io, periode rotasi samadengan periode orbit - sinkron rotasi -

dan itu adalah hasil dari efek gelombang itu sendiri. PadaOrbit lingkaran,

Io akan menjadi sama seprti Jupiter, pada bagian (5.8) bahan yang akan

dilakukan dengan tidak menyapu pada pasang ekstensi yang melekat pada

permukaan. Hal ini berarti tidak akan terjadi pemanasan pasang surut. Di

sisi lain, jarak orbit melingkar Jupiter akan terus-menerus, jadi tidak ada

energi tidal yang dihasilkan oleh variasi dalam jarak Jupiter-Io.

Memang, orbit Io tidak terlalu melingkar.Akibatnya, ada gelombang

masuk melalui jarak Jupiter yang berbeda.Selain itu, sekarang ada

kontribusi rotasi Io.Tingkat rotasi konstan, namun kecepatan gerakan di

sekitar orbit bervariasi, hanya sebagai kecepatan planet di orbit elips

bervariasi sesuai dengan hukum kedua Kepler. Jadi dari Jupiter, Io

tampaknya seperti ayunan yang bergerak ke sana kesini karena itu orbit

sekitar planet ini, seperti yang ditunjukkan pada (gambar 5.8), dan karena

itu bahan sekarang berosilasi melalui perpanjangan air pasang. Kalau

bukan karena resonansi berarti gerak dengan Europa dan Ganymede,

periode orbit dari Ganymede, Io, Europa, adalah dalam rasio 1:2:4. Io


akan menjadi lebih bundar dan pemanasan pasang-surut akan berkurang

(persamaan (4.13)).

2. Europa

Europa bersama tiga satelit Yupiter lainnya, Io, Ganymede dan

Callisto, ditemukan oleh Galileo Galilei pada bulan Januari 1610.Observasi

tercatat pertama kepada Io dilakukan oleh Galilei pada 7 Januari 1610,

menggunakan teleskop refraksi di Universitas Padua. Meskipun, dalam

pengamatan itu, Galilei tidak dapat membedakan antara Io dan Europa

karena lemahnya teleskop yang ia gunakan. Kedua satelit itu lalu

dicatatnya sebagai satu titik cahaya dan bukan dua.Io dan Europa baru

terlihat terpisah keesokan harinya, 8 Januari 1610 (dan kemudian

digunakan sebagai tanggal resmi ditemukannya Europa oleh International

Astronomical Union.

Seperti satelit Galilean lainnya, Europa dinamakan atas pencinta

Zeus, yaitu nama Yunani untuk dewa Jupiter. Skema penamaan ini

disarankan oleh Simon Marius, yang mengklaim bahwa ia telah

menemukan seluruh empat satelit Galilean, yang kemudian Galileo

menuduhnya telah melakukan plagiat. Marius memberikan proposalnya

kepada Johannes Kepler.


Nama-nama ini kemudian kehilangan preferensi dan akhirnya

mulai hilang begitu saja seiring waktu hingga pertengahan abad ke

20.Dari kebanyakan literatur astronomi lainnya, Europa lebih sering

disebut sebagai Jupiter II, sebuah sistem yang diluncurkan Galileo untuk

menandakan "Satelit kedua dari Yupiter".Pada 1892, penemuan satelit

Amalthea, yang orbitnya berada lebih dekat ke Jupiter dibandingkan

Europa, mendorongnya masuk ke posisi ketiga.Pemantau Voyager

menemukan tiga lagi, pada 1979, jadi Europa sekarang diperkirakan

sebagai satelit keenam, walau kadang satelit ini masih ditulis sebagai

Jupiter II.

Europa, ukuran bulan dunia lain, yaitu satelit terdekat berikunya

dari Galilea Jupiter. Permukaannya tertutup es, meskipun kepadatannya,

3.010 kgm bulan menunjukkan silikat yang mendominasi komposisinya.

Apa nilai dariC M yang ditunjukan pada table 4.2?

Nilai dari C M yang ditunjukan pada table 4.2 adalah 0.378.

Nilai C M lebih rendah daripada Io, yang dapat dipenuhi oleh

konsentrasi tinggi ofdenser bahan sehingga kedalaman meningkat. Jika

inti yang kering sama komposisi (terutama silikat dan FeS), ditutupi

dengan lapisan air, es, atau es yang lebih cair, maka model pengamatan

mantel dengan tebal 150 km. inti kering diindikasikan oleh model

termal.Namun, ada kemungkinan bahwa inti berbatu itu sendiri dibagi

menjadi dua daerah, Interior kaya besi, daerah yang mungkin dipenuhi

dengan FeS atau besi oksida.Pengorbit Galileo menerima bukti-bukti

yang meyakinkan untuk momen dipol magnetik.Berbagai komposisi

rinci, dengan atau tanpa inti kaya zat besi, menyebabkan berbagai

model, tetapi secara umum diterima bahwa mantel Air Europa adalah

100-200 km.


Entri yang sama dalam pasang beroperasi seperti Io, walaupun

kecepatan di mana energi yang dilepaskan dalam tangki air adalah sekitar

20 kali lebih sedikit, karena jarak Jupiter Europa, yang sebagian besar

eksentrisitas yang besar dari orbit Europa mengkompensasi (Lihat

persamaan (4.13) dan jawaban untuk pertanyaan 5.6). Kami

mengharapkan Europa memiliki pemanas domestik, walaupun hanya

selama pasang dan pendingin radiogenic, ditambah dengan radiasi

matahari dan panas primordialnya, harus cukup untuk mencairkan bagian

bawah air.Bahkan mungkin jumlah yang sederhana dari aktivitas gunung

berapi di dasar laut.Permukaan halus es menunjukkan kerak es yang bisa

beberapa kilometer tebalnya, dan bahkan jika ini dapat didasarkan pada es

mencair daripada lautan, para astronom paling percaya ada lautan

tambahan.Suhu di bagian utama dari mantel terlalu lemah untuk udara

murni menjadi cair. Namun, garam akan muncul, termasuk NaCl, yang

menurunkan suhu beku, dan ini dapat lebih lanjut diturunkan NH3, yang

menggabungkan H2O untuk membentuk lekukan NH3,H2O.

Data Europa


Kepadatan rata-rata : 3, 040 gr/cm3

Diameter : 3. 216 km

Temperature : - 163 oC di ekuator dan – 223 oC di kutub -kutubnya

Satelit : Jupiter



Karakter fisik Europa

Struktur internal

Sebuah model interior Europa yang menunjukkan sebuah kerak es

terluar di atas sebuah samudera cair atau es lembut, dan inti silikat dan

metal.

Europa itu sama dari komposisi atas planet-planet terestrial, terdiri

atas silikat. Europa diperkirakan memiliki mantel air yang

mengelilinginya diperkirakan setebal 100 km (62 mil); sebagian

sebagai kerak es, dan sebagian lagi sebagai simpanan samudera air di

bawahnya.Data magnetik baru-baru ini yang ditemukan oleh pengorbit

Galileo menunjukkan bahwa Europa telah menciptakan sebuah area

magnetik yang disebabkan oleh interaksinya dengan Jupiter, yang ikut

menunjukkan keberadaan sebuah inti konduktif yang padat.Samudera

ini diperkirakan adalah samudera air asin cair, seperti yang ada di

Bumi. Mantel ini diperkirakan telah mengalami perubahan sudut

("terpeleset") sekitar 80 derajat, hampir membalikkan kedua kutubnya,

yang mungkin tidak akan terjadi jika es tersebut ada terus hingga ke

inti satelit tersebut. Europa diperkirakan memiliki inti besi metalik.

(Gambar permukaan Europa)


Fitur permukaan

Mosaik dari pesawat Galileo menunjukkan fitur-fitur yang tercipta

akibat aktivitas geologis: lineae, kubah-kubah, jurang-jurang dan

Conamara Chaos.

Europa adalah salah satu obyek angkasa dengan permukaan paling rata

di Tata Surya.Tanda-tanda dan garis-garis yang meliputi muka dari

Europa tampaknya terjadi akibat fitur albedo, yang lebih mengindikasikan

topografi rendah.Ada beberapa kawah di satelit akibat permukaannya

yang secara tektonis aktif dan masih muda.Permukaan es Europa

memberikannya pemantulan cahaya sebesar 0.64, satu dari yang paling

tertinggi dari seluruh satelit.Ini juga tampaknya mengindikasikan

permukaan yang masih muda dari Europa; didasarkan pada penghitungan

banyaknya bombardir komet yang telah dialami oleh Europa,

permukaannya diperkirakan baru berumur 20 hingga 180 juta

tahun.Hingga saat ini belum terjadi konsensus penuh atas penjelasan-

penjelasan yang banyak dan kontradiktif terhadap permukaan Europa.

Level radiasi di permukaan Europa diperkirakan sama dengan dosis

sebesar 540 rem (5400 mSv) per hari, sebuah jumlah radiasi yang dapat

menyebabkan penyakit pada manusia

3. Ganymede dan Callisto

Dua satelit Galilea lainnya yaitu Ganymede dan Callisto memiliki

permukaan es, dengan lapisan silikat tipis yang banyak meliputi

Callisto.Kepadatan rata-rata mereka, 1940 kg, terdiri dari es - tidak seperti

Io dan Eropa yang sebagian besar wilayahnya adalah bebatuan es. Kondisi

di mana Ganymede dan Callisto terbentuk pada permukaan sehingga

dapatdiamati komposisinya, berarti komponen es tersebut pada dasarnya

tidak diragukan lagi air garam ada pada beberapa poin persentase NH3 di

Callisto, terlalu sedikit pada Ganymede. NH3, H2O juga ada.


Data Ganymade dan Callisto


Kepadatan rata-rata : 1,930 gr/ cm3(1,5 lebih besar dari bulan)dan5.279 km dan

Diameter : 1, 810 gr/ cm3 km dan 4.820 km untuk Callisto

Temperature : - 163 oC di ekuator dan – 223 oC di kutub -kutubnya

Satelit : Jupiter


Komposisi : Es dan batuan silikat

Gambar 5.7 apakah proporsi Ganymede merupakan air es?

Proporsi Ganymede merupakan mantel yang kaya akan es dan inti

yang kaya akan bebatuan sehingga proporsinya bukan hanya air es saja

tetapi ada bebatuan silikat .

Jika air Ganymede pada dasarnya adalah tersusun dalam mantel es ,

dan proporsi yang bukan air es adalah kubus dari jari-jari mantel kaya

silikat dibagi menjadi kubus dari jari-jari Ganymede.Gambar 5.7 rasio ini

adalah 0.24. Akibatnya,

proporsi volume air es adalah

0,76. Namun, proporsi air

massa adalah sekitar 50%,

karena air jauh lebih padat

daripada silikatdan zat-zat

kaya zat besi.

Nilai rendah 0.311

untuk C M menunjukkan


bahwa silikat dan bahan kaya zat besi diGanymede terkonsentrasi ke inti

yang ditunjukkan pada gambar 5.7, mungkin dengan konsentrasi bahan

kaya zat besi pada bagian dalam. Perbedaan yg besar ini terdapat pada

satu wilayah yang padat, lebih padat pada System matahari.Ganymede

memiliki titik dipol magnetiktiga kali Merkurius, menunjukkan bahwa inti

adalah sebagian cair konveksi dan aktif. Konveksi kuat memerlukan

energi yang lebih besar daripada saat ini. Di masa lalu ini telah dilakukan

oleh gelombang besar yang dihasilkan dari orbit yang lebih eksentrik.

Kemungkinan bahwa orbit satelit Galilea telah berevolusi, dan ada

kemungkinan bahwa eksentrisitas Ganymede lebih tinggi dari 1000 Ma.

Permukaan Ganymede mengungkapkan komprehensif, kompatibel dengan

interior yang hangat, aktivitas geologi baru yang relatif, dan ada juga

bukti diferensiasi pada suatu titik di masa lalu (Pasal 7.4.2).Namun, tidak

jelas bahwa konveksi di beberapa titik yang sebelumnya masih bisa terjadi.

Penjelasan lain Medan magnet, adalah bahwa memiliki kulit magnetit, Fe,

yang menjadi permanen magnet oleh Medan magnet Jupiter ketika

mengeras, mungkin ada 2000 ma.

Penjelasan ketiga medan magnet diindikasikan oleh karakteristik

dari permukaan dan (Bagian 7.4.2) lapisan cair beberapa kilometer

tebalnya pada kedalaman sekitar 170 km. Ini adalah hasil dari pemanasan

radiogenic dan energy tidal. Ini akan menjadi kotor dan sangat konduktif

elektrik.

Untuk Callisto, nilai 0.358 untuk C M secara signifikan kurang

dari nilai 0.38, yang berkaitan dengan kompresi dari campuran massa

diri. Namun, hal ini tidak cukup kecil untuk menunjukkan ada

diferensiasi, dan memiliki konsentrasi bahan berbatu sederhanapada

pusat. Terdiri dari berbatu-es, meskipun sebagian kecil bahan es tidak

dapat ditemukan.pada permukaanCallisto selalu lebihdingin daripada

Ganymede , dan ini adalah konsisten dengan diferensiasi terbatas. Sebuah


alasan yang mungkin adalah pemanasan pasang-surut yang signifikan,

konsekuensi dari Eksentrisitas orbit Callisto yang rendah, ketiadaan

resonansi orbital dan jarak yang lebih jauh dari Jupiter.Faktor lainnya

adalah massa rasio lebih kecil dari bebatuan esCallisto, bahan-bahan yang

dihasilkan kurang radiogenic dan kemungkinan

konveksi kondisi soli dalam inti berbatu-es yang ada pada interior.

Ketiadaan seperti inti di Ganymede akan membantu mempromosikan

diferensiasi yang paling komprehensif.

Anda mengharapkan Callisto memiliki momen dipol magnetik?

Tidak.Momen magnetik Dipol harus nol sehingga bagian interoir dari

Calisto rendahJika Callisto memiliki Interior keren artinya momen dipol

magnetik harus nol. Callisto cukup jauh dari Jupiter sehingga Medan

magnet lebih lemah, yang memungkinkan bagian interiornya sangat

rendah untuk terdeteksi. Hal ini memungkinkan orbiter Galileo sangat

rendah pada setiap momen dipol magnetik, cukup kompatibel dengan sifat

lain dari Callisto. Pada kasus Callisto, cukup mengganggu dari Medan

magnet Jupiter mengindikasikan adanya konduktivitas listrik. Shell air

kaya NH3, H2O dan garam, sehingga menurunkan suhu beku, yang

mungkin ada dalam mantel es. Hal ini juga merupakan sebuah pernyataan

yang menjelaskan kurangnya karakteristik diametarial pada dampak

Valhalla (Bagian 7.4.2).

4. Kelompok satelit Galilean

Di antara satelit Galilea, proporsi bahan dingin meningkat

sebagaian melampaui Jupiter, nol untuk Io, lebih dari 50% oleh massa

untuk Callisto. Kecuali satelit ini diteliti lebih lanjut sampai ke dalam,

penjelasannya adalah bahwa Io dibentuk terlalu dekat ke proto-Jupiter

sehingga tidak pernah memiliki komponen es. Europa telah memperoleh


sejumlah kecil es dan sejumlah besar Ganymede dan Callisto.Air es akan

didominasi - nebula surya dan wilayah Jupiter akan menjadi terlalu panas

untuk memungkinkan adanya es.

Peningkatan jarak Jupiter juga berkorelasi dengan evolusi termal

inferred, dengan besar pendinginan pada Io untuk Europa, Ganymede,

Callisto. Kecenderungan ini adalah sebagian besar karena pengurangan

pasokan tidal energi dengan meningkatnya jarak dari Jupiter.

8.5. Satelit kecil

Masih ada sejumlah satelit kecil, asteroid dan komet. Interior asteroid

dan komet dibahas secara singkat dalam bab 3, dan kami akan

mengatakan sedikit tentang mereka di sini, tetapi berkonsentrasi pada

satelit kecil.

Satelit terkecil ini, kita telah membahas adalah Pluto, yang memiliki

radius 1153 km. Maka dalam ukuran berikutnya adalah Titania, satelit

terbesar Uranus. Bintang ini memiliki radius 789 km ini merupakan

langkah nyata yang mendiskusikan bagian interior secara

menonjol.Kebanyakan satelit kecil yang berputar di sekitar planet raksasa

akan memiliki komposisi yang hampir sama yaitu bebatuan-es yang

sebagian massanya adalah es dan sebagiannya lagi adalah batu. Kepadatan

dari beberapa satelit Saturnus diperkirakan dari efeknya pada cincin dan

satelit lain dan nilai-nilai yang sangat rendah, kurang dari kepadatan air

es (917 kg m - 3 pada 273 K dan 105 Pa, lebih padat pada suhu yang lebih

rendah, tapi tidak terlalu sensitif terhadap tekanan).


(Gambar satelit Phobos dan Deimos)

Hal ini menunjukkan apa?

Satelit tidak akan membeku dan tidak akan sensitif terhadap tekanan.

Kepadatan rendah ini menunjukkan tingkat tinggi porositas. Satelit

yg dekat dengan Jupiter akan sangat panas, entah karena pasang surut

atau pengaruh planet raksasa muda, pada jarak mereka yang sebagian

besar terendam air es. Salah satunya, Amalthea, Radius rata rata 84 km,

yang massanya diukur oleh pengorbit Galileo. Yang memberikan

kepadatan sekitar 860 Kgm-3,untuk wilayahyang bebas esdalam jumlah

yang besar, dengan bentuk yang kemungkinan adalah puing puing batu,

sedikit dibentuk kembali setelah gangguan oleh tabrakan. Bentuknya

sangat tidak bulat.

Hanya lima satelit kecil yang tidakmengelilingi raksasa. Mereka

adalah Phobos dan Deimos pada satelit martian atau satelit dari mars,

wilayah bebatuan yang terbentuk dari asteroid, satelit bebatuan-esPluto

yaitu Charon dan dua satelit kecil Nix dan Hydra. Pemanasan pasang-

surut ini cenderung telah memastikan bahwa Charon sepenuhnya

berbeda.Satelit yang lebih kecil dari semua tidak dapat dibedakan bahkan

meskipun mereka telah dipanaskan.Hal ini karena gravitasinya sangat

kecil, dan persamaan kimia antara konstituen dan kecenderungan


gravitasi sangat berbeda.Permukaan beberapa satelit kecil lebih luar biasa

jika dibandingkan interior mereka.


BAB IX

PLANET-PLANETRAKSASA


9.1. PLANET-PLANET RAKSASASampai pada empat planet raksasa kita urutkan dari urutan yang

besar atau berdasarkanukuran dan massa, dengan jupiter, saturnus,uranus dan neptunus masing-masing memiliki massa 317,8 mE,

95,1 mE, 14,5 mE dan 17,1 mE, dimana mE adalah massa bumi.Mereka adalah dunia yang sangat berbeda dengan planet yanglainnya. Gambar 5.9 menunjukkan model komposisi bagian dalamjupiter, saturnus, uranus, neptunus berdasarkan data pengamatan.Beberapa variasimungkin sehingga model-model yang ditampilkantersebutpada umummya indikatif daripada definitif.

Gambar 5.9 Contoh representatif keseluruhan planet-planetraksasa(pada bidang equatorial mereka)

Kebanyakan alasan mengenai hal ini adalah bahwa adapersamaan keadaan dari calon-calon material, dalam hal inihidrogen dan helium, yang kurang diketahui pada tekanan tinggi


yang dialami di bagian terdalam. Kesulitan lainnya adalah bahwakoefisien gravitasi J2 (bagian 4.1.2) adalah agak tak dirasakanterhadap profilkepadatan dalam yang jaraknya kira-kira tiga kali daripusat. Koefisien lainnya, J4, J5 dan lain-lain, bahkan mendekati jarakyang sangat kecil.

Bagian dalam planet-planet raksasa kurang lebih terdiri daribanyak hidrogen, helium dan material-material es, material batuanhanya sebagian kecil dari massanya. Dominasi hidrogen, helium danmaterial es adalah syarat kepadatan rendah dari planet-planetraksasa tersebut (tabel 4.2) dengan jarak dari kepadatan tinggi 1640kgm-3untuk neptunuske kepadatan rendah yang menakjubkanyaitu690 kgm-3 untuk saturnus. Kepadatan rendah tersebut, beberapa kalilebih kecil daripada massa jenis material batuan, yang sungguh luarbiasa terjadi pada planet-planet raksasa yang ukurannya besar.

Mengapa ukurannya relevan?Persamaan ( 4.1.2 )≈ 23Ket : = tekanan pada pusat

=kepadatan rata-ratatubuh planet

R= jarak dari permukaan

Persamaan tersebutmenunjukkan bahwa jari-jari besarmenyebabkan tekanan besar ,dan tekanan besar meningkatkankepadatan suatu zat . Untuk Jupiter dan Saturnus model itu hanyasesuai dengan kepadatan rata-rata mereka yang sebagian besarterdiri dari bahan padat intrinsik yakni - hidrogen dan helium .Uranus dan Neptunus , menjadi lebih kecil , karena memiliki bahan-bahan es sebagai bahan utama . Berdasarkan kelimpahan relatif dariunsure-unsur dalam Tata Surya , air menjadi bahan es dominan diplanet raksasa .

Dalam model Jupiter dan Saturnus , daerah lebih luar adalahhidrogen dan helium , dengan jumlah yang lebih sedikit dari zat lain .Dalam kasus Uranus dan Neptunus , meskipun sampul luar


utamanya adalah hidrogen dan helium , ada bagian besar bahan esjuga. Daerah terluar dapat diamati secara langsung , dan tentu sajamodel tersebut cocok dengan pengamatan . Komposisi lapisan dalammodel tersebut sangat kuat ditunjukkan oleh data gravitasi ,meskipun batas-batas antara lapisan tertentu tampaknya tidak jelas.Bagaimanapun juga,ada, konsentrasi material es- batuan yang ada dipusat , meskipun mungkin agak sedikit dalam kasus Jupiter .

Teori mana yang mendukung tentang asal-usul planet raksasa?

Teori inti - akresi memprediksi bahwa planet raksasa dimulai dariintimaterial es –batuan yang tumbuh cukup besar untuk menangkapsampul hidrogen –helium dan planetesimals es-batuan( Bagian 2.2.5) .Jadi, beberapa pusat konsentrasi material es –batuan diperkirakan .

Tabel 5.4 daftar suhu , kepadatan , dan tekanan pada beberapakedalaman di planet raksasa – lagi-lagi indikatif , bukan definitif .Suhu tinggiinterior ditunjukkan oleh kelebihan –kelebihan IR diamatidari Jupiter , Saturnus , dan Neptunus ( Bagian 4.5.3 ) .

bagian luar yang sama mengalirkan energi dari interior diberikandalam Tabel 4.2 .

Untuk semua planet raksasa , interior panas saat ini diprediksioleh model termal . Selain itu , momen dipol magnetik besar setiapplanet raksasa menunjukkan luas , daerah cairan konvektif dalaminterior dapat mengalirkan arus listrik . Model tersebut memprediksibahwa konveksi terjadi sepanjang bagian besar interior masing-masing planet raksasa . Kelebihan IR rendah dari Uranus dapatdijelaskan oleh kurangnya arus konveksi pada beberapa rentangkedalaman , mungkin karena gradien komposisi .Tampak suatu keyakinan bahwa planet raksasa adalah seluruhnyacairan, dalam hal perilaku hidrostatik yang dihperkirakan, danmedan gravitasi memangdiperkirkan dari tubuh hidrostatik yangberputar .

Hal ini jelas bahwa planet-planet raksasa dapat dibagi menjadidua pasang : Jupiter dan Saturnus , Uranus dan Neptunus (Pertanyaan 4.1 , Bagian 4.1.1 ) . Memang , beberapa orangmenggunakan batasan istilah ' raksasa ' untuk Jupiter dan Saturnus ,dan menyebut uranus dan neptunus ' raksasa kecil '. Kamimemeriksa setiap pasangan pada urutannya.


9.2. JUPITER DAN SATURNUS

Kedua planet raksasa ini yang paling menyerupai Matahari

dalam komposisi mereka , meskipun di dalam matahari unsur-

unsur berat ( yang lain selain hidrogen dan helium ) jumlahnya

hanya sekitar 2 % dari total massa Matahari , di sebagian besar

model Jupiter unsur ini mencapai 5 -10 % dari massa , dan

bagiannya sekitar tiga kali lebih besar di Saturnus . Oleh karena itu,

massa sebenarnya dari unsur-unsur berat adalah sama dalam dua

planet .

Table5.4 Model temperatures, kepadatan, dan tekanan dari

planet-planet raksasa

9.2.1. Jupiter

Untuk mengeksplorasi interior Jovian , kita akan

mengambil sebuah perjalanan imajiner ke pusatnya . Kita mulai

dari atmosfer , yang diamati massanyaterdiri dari , sekitar 23 %

helium , hampir semua sisanya menjadi hidrogen . Hidrogen

dalam bentuk molekul H2 , dan helium , gas inert tidak reaktif ,

dalam bentuk atom He. Fraksi massa helium ini secara signifikan

kurang dari nilai suryapurba sekitar 27 % ( Bagian 1.1.3 ).

Meskipun Matahari dan Jupiter terbentuk dari nebula yang sama

,hal ini tidak sulit untuk memahami mengapa fraksi heliumnya

berbeda. Beberapa pengendapan helium akan terjadi , dengan


hasil bahwa ada fraksi yang lebih besar pada bagian bawah yang

lebih dalam. Pengendapan juga terjadi di Matahari-di atmosfer

Matahari fraksi massa helium hari ini adalah sekitar24 %, secara

kebetulan sama seperti di atmosfer Jovian. Fraksi helium di dalam

mantel metalik ( lihat di bawah) dalam model Jovian adalah

sekitar 27 %, dan sebagainya, dengan hampir semua massa

Jupiter dalam mantel ini, fraksi massa helium keseluruhan di

Jupiter adalah sekitar itu dari Matahari saat terbentuk (dan di

luar inti fusi hari ini).

Di bawah atmosfer Jovian kita menembus dengan cepat melalui

berbagai lapisan awan, suhu, tekanan, dan kepadatan meningkat

secara bertahap seperti yang kita turuni. Pada beberapa ribu km

di bawah awan puncak, kepadatannya adalah beberapa ratus m -

3. Hal ini ±mendekati 1000 kg m - 3 kepadatan air (cair) di

permukaan bumi. Oleh karena itu, kita telah tiba pada apa yang

bisa kita anggap sebagai lautan hidrogen - helium - dan belum

kitaseberangi tanpa permukaan. Gambar 5.10 menunjukkan

diagram fase molekul hidrogen (kehadiran helium akan sedikit

memodifikasi, tapi cerita masih sama pada semua esensinya).

Perjalanan kita membawa kita sepanjang jalan yang ditampilkan

sebagai garis putus-putus.

Gambar . bagian- bagian jupiter


Mengapa tidak ada transisi mendadak dari fase kepadatangas yang relatif rendah - kefasekepadatan cair yang lebihtinggi ?

Garis baiknyabergerak sebelah kanan titik kritis ( Cr) , sehingga kepadatan berangsur-angsur meningkat

Gambar 5.10 Diagram fasemolekul hidrogen, dengan kondisi Joviandiwakili oleh penyelidikan pengukuran Galileo

Ketidaaan dari permukaan ini menimbulkan masalah definisi .Hal ini didefinisikan sebagai radius di mana tekanan atmosfer adalah105 Pa (tekanan atmosfer standar pada permukaan bumi adalah (1,01× 105 Pa). Definisi yang sama diadopsi untuk semua planet raksasa.Dalam kasus Jupiter, 105 Pa tidak jauh di bawah puncak awan bagianatas.

Kami, bagaimanapun, menghadapi bermacam permukaan yanglebih dalam ke bawah, meskipun dengan hanya sekitar 10 %kepadatan meningkatmelintasinya. Ini adalah transisi antara molekulhidrogen cair (ditambahatom helium) dan hidrogen logam cair(ditambah atom helium). Pada tekanan sekitar 2 × 1011 Pa, kepadatanmolekul hidrogen adalah sekitar 800 kg m - 3, cukup tinggi bahwasetiap atom hidrogen dalam molekul H2 tertarik ke atom dalammolekul tetangga sebanyak molekul sejenis. Oleh karena itu, molekulH2 putus. Selain itu, elektron tunggal yang mengorbit inti dari setiapatom hidrogen juga akan menjadi sama-sama tertarik pada atomtetangga, sehingga atom terpecah juga. Hidrogen kemudian akanmenjadi ' gas ' elektron bergerak dalam ' laut ' dari inti hidrogen.Banyak sifat karakteristik logam timbul dari adanya ' elektron gas 'dalam diri mereka , sehingga istilah ' hidrogen metalik ' adalah tepat.


Hidrogen metalik dulunya hanya prediksi teoritis , tapi kemudian padatahun 1996 tekanan yang cukup tinggi diproduksi di laboratoriumuntuk hidrogen metalik muncul seperti yang diperkirakan. Di Jupitertransisi ke bentuk logam berlangsung sepanjang berbagai tekanan, danmembagi interior menjadi mantel hidrogen metalik dan lapisan atassampul molekul hidrogen. Kisaran kedalaman di mana transisi terjaditidak diketahui. Gambar 5.9 menunjukkan puncak transisi. Di bawah,mungkin ada lapisan sempit komposisi homogen.

Salah satu sifat gas elektron adalah berubah menjadi logamyang memiliki konduktivitas listrik tinggi. Dengan demikian, aruslistrik dalam mantel hidrogen metalik merupakan sumber momendipol magnet planet yang besar. Volume hidrogen metalik, konvektifpanas interior, dan spin cepat Jupiter semuanya sesuai dengankesimpulan ini. Sumbangan kecil tapi signifikan ke lapangan bisamuncul dari besi cair dan konduktor lainnya jauh lebih dalam kebawah. Konfigurasi rinci medan dekat dengan Jupiter sesuai denganarus dalam mantel hidrogen metalik.

Data gravitasi menunjukkan peningkatan kepadatan menujupusat, namun ada kemungkinan bahwa ini adalah karena - kompresidiri dalam mantel hidrogen metalik. Model sesuai dengan datayangdimiliki inti materialbatuan danesberkisar dari 0 sampai 10mE.Untuk memenuhi ketidakleluasaan tersebut, ada berbagai pelengkapberkisar dari 42mE berkurang menjadi lebih sedikit daripada 10mE

dalam jumlah material batuan dan es di seluruh planet. jarak yangbesar dari nilai ini dihasilkan dari berbagai faktor, termasukketidakpastian dalam persamaan keadaan hidrogen dan helium,ketidakpekaan koefisien gravitasi struktur dalam, ketidakpastian dalamlebar zona transisi antara molekul hidrogen dan logam, dansebagainya. Jika inti es-batuan benar-benar memiliki massa rendah,hal ini bisa disebabkan oleh erosi dari inti oleh suhu tinggi di dasarmantel, yang tidak jauh lebih kecil daripada suhu sentral diberikandalam Tabel 5.4 .

❐ Jika bahan es dan batuan dihitung 20mE di seluruh Jupiter , apakahfraksi massa elemen yang berat ?

Hampir semua massa bahan es dan batuan terdiri dari unsur-unsur selain hidrogen dan helium , yaitu unsur-unsur berat . MassaJupiter adalah 317 8mE, sehingga fraksinya adalah 6,3 %. Hal ini


hampir empat kali fraksi massa matahari sekitar 1,6 %. Pengayaanmodel dari Jupiter dengan beberapa faktor sesuai dengan ( tetapi tidaksama dengan ) pengayaan diukur dari atmosfer (Bagian 11.1.2).Pengayaan ini dianggap kuno, dari intitersusun dari bahan batuan- es,dengan sebuah kontribusi dari penangkapan planet-planet kecilberikutnya. Dalam model ketidakstabilan pembentukan gravitasi,tingkat penangkapan planet-planet kecil setelah pembentukan Jupitermungkin akan menjadi terlalu rendah untuk memberikan fraksi elemenberat yang tinggi.

Model termal menunjukkan bahwa suhu tinggi masa kini interiorJovian dapat dihitung oleh dua sumber energi dominan-energi dariakresi, ditambah energi dari diferensiasi ketika inti es-batuanmemperoleh massa lebih untuk menjadi inti es-batuan. Sebuah sumberenergi aktif tapi kecil adalah pengendapan helium melalui mantelhidrogen metalik. Dua sumber energi utama menjadi tidak aktif sekitar4500 Ma lalu, namun suhu pusat Jupiter masih sekitar 2 × 104 K.Alasannya adalah ukuran Jupiter yang besar. Ini memiliki duakonsekuensi. Pertama, akan ada sejumlah besar energi akresional persatuant massa saat Jupiter terbentuk, dan Jupiter akan menjadi sangatpanas (Bagian 4.5.1). Kedua, Jupiter memiliki hitungan rasio yangrendah dari luas permukaan dengan massa, memberikan tingkatrendah dari kehilangan energi internal (Bagian 4.5.4) dengan demikiantransfer energi ke luar efisien dengan konveksi.

Meskipun konveksi diperkirakan terjadi di hampir seluruhinterior Jovian, perhitungan juga menunjukkan bahwa sepanjangrentang kedalaman di mana suhu 1200-3000 K, energi dapat diangkutkeluar oleh radiasi bukan oleh konveksi. Hal ini akan menyebabkaninterior lebih dingin dari pada Tabel 5.4, dan transisi yang lebih dalamke fase hidrogen metalik daripada di Gambar 5.9. Hal ini juga berlakuuntuk saturnus.

9.2.2. Saturnus

Dalam banyak hal, interior Saturnus mirip dengan Jupiter, sepertiditunjukkan pada gambar 5.9. Saturnus ukurannya sedikit lebih kecil,dan kepadatannya rendah, yang menyebabkan tekanan internal yanglebih rendah. Tekanan yang lebih rendah ini berarti bahwa transisi kehidrogen metalik terjadi jauh lebih dekat ke pusat, sehingga sebagian


besar hidrogen di Jupiter adalah dalam bentuk logam, sebagian besaryang di Saturnus adalah dalam bentuk molekul. Seperti Jupiter, ituadalah atas transisi yang akan ditampilkan, sebaiknya ini terjadisepanjang kulit( tipis ). Seperti di Jupiter, itu adalah hidrogen metalikdalam model Saturnus yang dapat menjelaskan medan magnet planetini. Dengan dua planet berputar pada tingkat yang sama, dan denganaktivitas internal yang sebanding, hidrogen metalik dengan massa lebihrendah di Saturnus diperkirakan menyebabkan momen dipol magnetikyang lebih kecil.

❐ Apakah demikian?

Tabel 4.2 menunjukkan bahwa momen dipol magnetik Saturnusadalah sekitar 30 kali lebih kecil dariJupiter.Ukuran yang lebih kecil dari Saturnus juga berarti bahwa suhu internalsetelah pembentukan akan lebih rendah daripada di Jupiter, danseharusnya mendingin lebih cepat. Oleh karena itu, suhu internal yangtinggi masa kini, ditandai dengan IR berlebih, tidak dapatdipertanggungjawabkan sepenuhnya oleh energi akresi dan diferensiasimasa lalu selama inti es-batuan memperoleh massa lebih untukmenjadi inti es-batuan. Tambahan sumber energi dibutuhkan, dan inidianggap akan memisahkan helium dari hidrogen metalik (yangmemainkan paling banyak peran kecil di Jupiter). Awalnya, heliumdalam mantel hidrogen logam dicampur secara merata pada tingkatatom, dan gerak termal acak mencegah setiap pengendapan atomhelium di bawah-kecenderungan yang timbul dari massa yang lebihbesar dari atom helium. Selama interior didinginkan, miskibilitashelium dalam hidrogen metalik menurun, dan Saturnus diperkirakan


telah mencapai titik sekitar 2000 Ma lalu di mana helium mulaimembentuk tetesan cairan kecil. Ini tidak dapat dipegang oleh gerakantermal acak dalam konsentrasi seragam di seluruh hidrogen metalik,sehingga pemisahan ke bawah tetesan helium dimulai. Ini padadasarnya adalah proses yang sama seperti pemisahan minyak dari cukadalam saus salad. Konveksi diyakini telah memperlambat tingkat laju,tetapi inti luar helium terbentuk, dan seperti halnya energi sehinggadiferensiasi dilepaskan. Sebuah tambahan sumber energi mungkinmelanjutkan pertumbuhan inti es - batuan.

Pemindahan helium dari hidrogen metalik akan menghasilkandiffusi helium menurun dari amplop molekul hidrogen, sehingga kitaakan mengharapkan athmosferyang dapat diamati akan habis dalamhelium dibandingkan dengan Jupiter. Dan memang itu! Di Jupiteratmosfer terluar diamati terdiri dari sekitar 23 % massa helium,sedangkan untuk Saturnus nilainya sekitar 20 % helium. Tingkat yanglebih besar dari pemisahan bawah helium di Saturnus tercermin dalammodel dengan peningkatan yang lebih besar dalam fraksi massa heliumdidalamnya . Di bawah sampul molekul hidrogen, yang menunjukkanmodel memiliki fraksi massa helium tidak jauh berbeda dari nilaiatmosfer , model yang sama memberikan mantel metalik sekitar 30 %.Dengan demikian, secara keseluruhan, Saturnus, seperti Jupiter,memiliki kira-kirafraksi massa helium yang sama seperti Matahari padapembentukannya.Tekanan internal yang lebih rendah membuat persamaan yangdinyatakan untuk hidrogen dan helium kurang pasti daripada dalamkasus Jupiter. Ini mengekspos bukti kuat untuk inti batuan - es yangsignifikan di Saturnus, dan dengan demikian bukti lebih lanjutberlawanan dengan pembentukan model ketidakstabilan gravitasi.Sangat mungkin bahwa massa inti tidak lebih besar dari 10 - 20mE,tergantung pada sejauh mana elemen berat berada di luar inti. Massainti dapat dikurangi oleh beberapa mE jika, mungkin, pemisahan heliumtelah menghasilkan helium kulit hampir murni sekitar inti. massaunsur-unsur berat di Saturnus kira-kira sama dengan yang di Jupiter.

Pertanyaan

Jika interior Jupiter mendingin, sumber energi tertentu akanmenjadi semakin kuat. Menyatakan apa sumber ini, dan mengapa itudipicu oleh pendinginan. Apa efek sumber ini terhadap suhu internalyang Jupiter berikutnya ?


Saat interior Jupitermen dingin laju pengendapan helium akanmeningkat, melepaskan energi diferensiasi. Hal ini dipicu olehpendinginan karena semakin rendah suhu mantel hidrogen metalik,semakin rendah miskibilitas helium di dalamnya. Panas dari diferensiasiakan cenderung untuk mempertahankan suhu internal, sehinggapenurunan mereka akan di perlambat.

9.3. Uranus dan Neptunus

Kami telah mencatat bahwa kepadatan rata-rata Uranus danNeptunus menunjukkan bahwa mereka jauh lebih didominasi olehhidrogen dan helium daripada Jupiter dan Saturnus. Persamaankeadaan bahan es-batuan yang mendominasi interior kolektif kurangdikenal dibandingkan dengan hidrogen dan helium , dan berbagaimodel yang mungkin adalah demikian besar. Semua modelmemprediksi bahwa planet-planet ini, seperti Jupiter dan Saturnus,adalah cairan seluruhnya.

Uranus dan Neptunus lebih kecil dan kurang masifdabandingkan Jupiter dan Saturnus, dan komposisi keseluruhanmodel dapat diperoleh, sangat kasar, dengan melucuti banyakhidrogen dan helium dari Jupiter atau Saturnus.


a. Uranus b. Neptunus

❐ Bagaimana karakteristik ini dijelaskan dalam teori inti - akresi ?

Inti Uranus dan Neptunus terbentuk jauh lebih lambatdibandingkan dengan Jupiter dan Saturnus, dan jadi ada sedikit waktuuntuk menangkap hidrogen dan helium sebelum proto - Sun T Taurifase mengusir gas nebula ( Bagian 2.2.5 ). Dalam model khas Uranusdan Neptunus, hidrogen dan helium berjumlah sekitar 5-15 % darimassa planet.

Rasio massa material es dengan batuan, berasal dari kelimpahanunsur matahari, adalahsekitar 3, yang berarti bahwa planet ini 60-75 %massanya es dan 20-25 % batuan. Kepadatan Neptunus , 1640 kg m -

3lebih besar dibandingkan 1270 kg m - 3 untuk Uranus, dalam tubuhdengan ukuran yang sama, menunjukkan bahwa baik Neptunusmemiliki proporsi dari bahan - es batuanyang lebih besar, dan / atauproporsi batuan es - bahan batuan lebih tinggi di Neptunus. Keduakemungkinan konsisten dengan model di mana Neptunus terbentuklebih dekat ke Matahari dibanding Uranus, dengan migrasi keluarberikutnya dari keduanya menempatkan Neptunus lebih jauh ( Bagian2.2.5 ). Dalam komponen es, H2 O, CH4, dan NH3 menjadi bahanutama. Campuran ini akan kaya ion pada kedalaman di mana tekanandan suhu yang cukup tinggi.Atmosfer di mana komposisi dapat diamati terdiri dari massa sekitar 65% hidrogen dan sekitar 23 % helium - tidak sangat jauh lebih sedikit


daripada fraksi estimasi Matahari muda. Seperti di Jupiter dan Saturnus,hidrogen dapat diakses dalam bentuk molekul dan helium dalambentuk atom. Sisanya atmosfer gas dingin, diperkaya atas apa yang akanberasal dari kelimpahanmatahari dengan penangkapan setidaknya 0,1mE planetesimals setelah atmosfer terbentuk . Dalam model yang khas,seperti pada Gambar 5.9, komposisi helium - es hidrogen berlanjutdalam sampul ini turun ke mantel es - batuan, mungkin dengan batuan(tapi cairan ) inti. Tekanan internal yang terlalu rendah untuk hidrogenmetalik , sehingga tidak ada hidrogen mantel metalik.KelebihanIRNeptunus menunjukkan panas , konveksi interior -konvektif di seluruh bagian besar volumenya. Interior cukup panasuntuk menjadi cair juga tersirat oleh momen dipol magnet besarNeptunus. Konfigurasi rinci lapangan menunjukkan bahwa arus listrikberada di luar tempurung tipis dari mantel es - batuan. Sepertidisebutkan di atas, campuran dari H2 O,CH4 , NH3 bisa menjaditerionisasi, dan dengan demikian arus listrik yang sangat tinggidihantarkan. Diprediksi Interior konvektif dan rotasi cepat diamati dariplanet melengkapi persyaratan dari teori dinamo. Untuk Neptunusmemiliki suhu internal yang tinggi saat ini perlu ada sumber energiaktif. Hal ini dianggap berbeda, meskipun ketidakpastian tentangdistribusi internal dari berbagai bahan es dan batuan dibuat rincianjelas.

Uranus berputar hanya sedikit lebih lambat dari Neptunus danmemiliki momen dipol magnetik hampir dua kali lipat Neptunus.Seperti dengan Neptunus, konfigurasi rinci lapangan menunjukkanbahwa arus listrik berada di luar tempurung tipis dari mantel es-batuan.

KelebihanIR Uranus hampir tidak terdeteksi , sesuai denganaliran listrik per satuan massa sekitar sembilan kali lebih kecil dariNeptunus. Namun, dua planet yang sangat mirip dalam banyak carayang diperkirakan bahwa suhu internal kira-kira sama , dan bahwabeberapa proses sangat mengurangi tingkat di mana energi di Uranusdiangkut ke bagian atas atmosfer, di mana itu akan terpancar jauh keruang angkasa. Disebutkan dekat awal Bagian 5.3 bahwa penindasankonveksi atas beberapa rentang kedalaman, karena gradien komposisi,mungkin menjadi alasan untuk tingkat rendah transfer. Hal ini bisadisebabkan oleh perubahan yang signifikan dalam kelimpahan molekulyang lebih berat atas beberapa rentang kedalaman sederhana. Dalamkasus Neptunus, setiap wilayah tersebut mungkin berada pada


kedalaman yang lebih besar, dan akibatnya kurang efektif. Zonatersebut tidak dikesampingkan oleh data gravitasi.

A S T R O F I S I K AASTROFISIKA

282

BAB XMAGNETOSFER


282

BAB XMAGNETOSFER


282

BAB XMAGNETOSFER


283

MAGNETOSFER

A. Medan Magnet Bumi

10.1. Asal Muasal Magnet Bumi

Terdapat Beberapa Teori tentang dari mana Medan Magnet Bumi

berasal yaitu :

“Dynamotheory”, yaitu teori yang pertama diajukan oleh Joseph

Larmor pada tahun 1919. Kurang lebih teori ini menyebutkan bahwa

di dalam perut bumi terdapat besi dalam wujud cair yang bertindak

sebagai objek yang sangat konduktif, disebut sebagai dinamo

(dynamo) berfungsi menghasilkan kembali (regenerate) medan

magnet di dalam dirinya sendiri. cairan panas ini mengalir di dalam

bumi karena perputaran bumi sejak terbentuknya tata surya. Pada

kasus ini medan magnet diyakini dihasilkan dari konveksi dari besi

cair, di dalam cairan inti bagian luar, sejalan dengan efek Corioli

(Corioliseffect) yang disebabkan oleh rotasi planet yang mengarahkan

arus bergulung sejajar dengan kutub utara-selatan. saat cairan

konduktif mengalir, arus listrik akan terinduksikan, yang kemudian

kembali menghasilkan medan magnet yang lain. saat medan magnet

ini menguatkan medan magnet yang sebelumnya, dinamo terbentuk

dan menjadi stabil.

1. Teori Alternatif Tentang Terjadinya Medan Magnet Bumi

Ernest McFarlane dalam artikelnya “Asal Muasal Medan Magnet

Bumi” menyebutkan sebuah sistem yang terbuat dari sel-sel

elektronik di dalam inti logam yang mengkristal dengan titik-titik

panas dari logam berat yang memancarkan partikel Alpha dan

Beta. Karena suhu yang tinggi partikel Alpha tidak dapat menyatu

dengan elektron bebas. “Akibatnya terjadi putaran dari dalam dan

luar inti. medan magnet tercipta sebagai akibatnya”.

Pada tahun 1893 Gauss pertama kali melakukan analisa harmonik

dari medan magnetik bumi untuk mengamati sifat-sifatnya. Analisa


284

selanjutnya yang dilakukan oleh para ahli mengacu pada

kesimpulan umum yang dibuat oleh Gauss, yaitu:

a) Intensitas medan magnetik bumi hampir seluruhnya berasal dari

dalam bumi

b) Medan yang teramati di permukaan bumi dapat didekati dengan

persamaan harmonikyang pertama yang berhubungan dengan

potensial dwikutub di pusat bumi. Dwi kutub Gauss ini

mempunyai kemiringan 11.5o terhadap sumbu geografi

10.2. Perubahan Medan Magnet Bumi

Penelitian menunjukkan bahwa bumi memang selalu mengganti

kutub magnetnya secara periodik dengan senggang waktu

pergantiannya acak antara 5000 tahun sd 250.000 tahun sekali.

Ilmuwan menemukan bahwa kuat medan magnet bumi pada jaman

akhir kehidupan dinosaurus adalah 2,5 gauss, sekitar 8% lebih tinggi

daripada kuat medan magnet bumi saat ini. (Dengan kata lain kuat

medan magnet sekarang ini lebih rendah sekitar 8% daripada jaman

akhir dulu.Penelitian lebih lanjut menemukan bahwa medan magnet

bumi semakin lemah dari waktu ke waktu, walaupun keadaan tanpa

medan magnet baru akan tercapai sekitar tahun 3000an Masehi.

Tetapi para ilmuwan sangsi bahwa bumi baru akan berbalik kutub

magnetnya apabila mencapai keadaan tanpa medan magnet. Ilmuwan

memperkirakan bahwa bumi sedang menuju ke momentum yang

cukup untuk membalikkan sendiri kutubnya, dalam proses pembalikan

itu, tidak dapat diperkirakan/dibayangkan seberapa besar pergolakan

alam yang akan terjadi. (dari sejarah, pergolakan itu cukup untuk

membuat punah kehidupan raksasa dinosaurus) Setelah proses

pembalikan selesai, pergolakan pelan-pelan akan menghilang, bumi

kembali menjadi nirvana dan siap untuk kehidupan baru, kutub utara

saat ini akan menjadi kutub selatan nanti.


285

10.3. Intensitas Medan Magnet Bumi

Bumi diibaratkan sebagai sebuah magnet seferis yang sangat besar

dengan suatu medan magnet yang mengelilinginya. Medan ini

dihasilkan dari dua kutub magnet bumi. Sumbu dipole magnet bumi

bergeser sebesar 11° dari sumbu rotasi bumi. Medan magnet bumi

terkarakterisasi oleh parameter fisis yang dapat diukur yaitu arah dan

intensitas kemagnetannya. Parameter yang menggambarkan arah medan

magnetik adalah deklinasi D dan inklinasi I, yang diukur dalam derajat.

Intensitas medan magnetik total F digambarkan dengan komponen

horisontal H, komponen vertikal Z, dan komponen horisontal ke arah

utara X dan ke arah timur Y. Dari elemen-elemen ini,

semua parameter medan magnet lainnya dapat dihitung. Intensitas

medan magnet bumi secara kasar antara 25.000 – 65.000 nT. Di

Indonesia, daerah utara khatulistiwa mempunyai intensitas ± 40.000

nT, sedangkan untuk daerah selatannya berkisar ± 45.000 nT. Pulau

Jawa sendiri diasumsikan besarnya 45.300 nT. Medan magnet utama

bumi berubah terhadap waktu sehingga untuk menyeragamkan nilai-

nilai medan magnet utama bumi, dibuat standar nilai yang disebut

dengan International Geomagnetics Reference Field (IGRF) yang

diperbaharui tiap 5 tahun sekali. Nilai-nilai IGRF tersebut diperoleh dari

hasil pengukuran rata-rata pada daerah luasan sekitrar 1 juta km yang

dilakukan dalam waktu satu tahun.

10.4. Magnetosfer Ideal

Gambar berikut menunjukkan magnetosfer sederhana yang akan

diperkenalkan pada fitur ini. Ke kiri, angin matahari mengalir dalam

ruang antarplanet, dan planet tidak terganggu. Medan magnet dalam

kasus khusus ini tegak lurus terhadap arus, untuk sederhananya,tegak

lurus terhadap semua sumbu magnetik dari bidang planet. Jika bidang

angin statis kemudian bidang Antar planet akan disederhanakan

menjadi jumlah medan angin dan bidang planet yang tidak terganggu.


286

Namun bidang angin juga termasuk angin; hal ini disebabkan karena

bidang angin adalah sebuah plasma, yaitu ini terionisasi secukupnya

untuk mengalirkan arus listrik yang berlebihan didalamnya.

Entrainment berarti bahwa angin membawa Medan magnet bersama

dengannya. Akibatnya, interaksi angin dengan medan magnet planet

memberikan hasil yang berbeda yang sekarang akan kita eksplorasi.

Angin surya 'menyapu' bersih semua ruang antar planet kecuali di

sekitar planet. Di sisi yang berlawanan dengan angin planet (sebelah kiri

di gambar) ada batas kira-kira setengah bola di luar yang hanya ada

pada bidang antarplanet. Di sisi yang sejalan dengan aliran angin

membentang sepanjang magnetotail. Dalam bidang batas di dekat planet

seolah-olah tidak ada bidang angin, tapi bidang planet akan semakin

menyimpang mendekati batas. Batas ini disebut magnetopause, dan

volume yang membungkusnya disebut magnetosfer. Bagian 'sphere/bola'

dari nama tersebut harus ditafsirkan sebagai pengaruh lingkaran

magnetik planet, bukan sebagai gambaran bentuk batas.

Terdapat tiga macam garis Medan magnet: ada yang berawal dan

berakhir pada permukaan planet, meskipun saling menyimpang; ada

yang tidak pernah bertemu pada planet; dan ada yang berawal di planet

tetapi, pada dasarnya, berhubungan dengan bidang angin dan karena

itu tidak pernah kembali ke planet ini disebut garis-garis yang

menghubungkan kembali.

Ukuran magnetosfer ditandai sebagai jarak dari pusat planet ke

magnetopause melawan angin. Jarak ini sebanding µ1/3/ (n1/6ν 1/3), di


287

m

a

n

a

µ

adalah besarnya momen dipol magnetik planet, ν adalah kecepatan

angin, dan n adalah kepadatan nomor (nomor per satuan volume)

partikel bermuatan angin surya (terutama elektron dan proton).

Meskipun v tidak berbeda jauh dengan jarak heliosentris , n berkurang

karena jarak ini meningkat. Juga, n bervariasi dengan aktivitas matahari,

sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi, menjadi maksimal

ketika n adalah minimum meningkatkan jarak. Juga, nvaries dengan

aktivitas matahari, dan sehingga ukuran magnetosfer juga bervariasi,

menjadi maksimum minimal.

Karena angin surya pendekatan magnetopause pada kecepatan tinggi

di sekitar beberapa ratus kilometer kedua, ia mendapat kejutan kasar di

batas luar magnetopause, disebut tepat shock busur. ('Busur' adalah

analogi dengan sebuah fenomena yang terkait yang dibuat di

permukaan air sebagai haluan perahu bergerak melalui permukaan

pada kecepatan lebih tinggi daripada kecepatan permukaan riak.) Di

antara kejutan busur dan magnetopause angin surya cepat melambat,

aliran menjadi bergolak dan plasma angin sangat dipanaskan. Angin

mengalir di sekitar magnetopause, dengan sangat sedikit plasma yang

memasuki magnetosfer. Daerah antara kejutan busur dan magnetopause

disebut magnetosheath.

Fraksi kecil dari plasma angin matahari yang memasuki magnetosfer

adalah hanya satu sumber magnetospheric plasma. Lainnya adalah Sinar

kosmik. Ini sangat energik dikenai partikel atom mudah menyeberangi


287

m

a

n

a

µ

























287

m

a

n

a

µ

























288

magnetopause, dan meskipun sebagian besar dari mereka melewati lagi,

sebagian kecil yang terperangkap. Selain itu, sebagian kecil dari Sinar

kosmik bertabrakan dengan atmosfer planet, atau dengan

permukaannya jika tidak memiliki atmosfer. Hal ini mengakibatkan

pengusiran/ejeksi partikel, dan ini termasuk neutron yang meluruh

menjadi proton dan elektron, banyak yang kemudian terjebak di

magnetosfer. Namun, sumber lain plasma adalah kebocoran yang lambat

dari partikel dari atmosfer atas planet, baik dalam bentuk plasma dan

dalam bentuk netral atom yang kemudian menjadi terionisasi. Plasma

magnetospheric tidak terdistribusi merata, tetapi terkonsentrasi terhadap

bidang ekuator magnetik, dimana ia merupakan lembar plasma (pada

gambar) sabuk dan toruses plasma yang mengelilingi planet juga dapat

terjadi.

Meskipun plasma magnetosfer bertambah dari waktu ke waktu, ada

juga kerugian-kerugian, keluar keruang antarplanet, dan masuk ke

dalam planet. Diantara yang terakhir adalah energik ion dan elektron

yang mencapai atmosfer atas dan merangsang atom disana. Emisi yang

dihasilkan dari radiasi optik disebut aurora. Aurora terkonsentrasi di

sebuah cincin di sekeliling masing-masing kutub magnet. Besar fluks

energik elektron yang terjun ke atmosfer atas menghasilkan gelombang

radio dengan gelombang dari 10–100 meter. Seperti radiasi decametric

berasal dari bumi dan dari planet-planet raksasa, dan sebagai awal

seperti 1955 ditunjukkan bahwa Jupiter memiliki bidang magnetik yang

kuat. Aurora dan radiasi decametric adalah fenomena intermiten atau

fenomena yang hanya terjadi sebentar, tergantung pada kekuatan angin

matahari. Gelombang radio lain, dengan panjang gelombang yang

berorde dari 0.1–1 meter, dihasilkan di magnetosfer oleh elektron yang

bergerak pada kecepatan tinggi. Ini disebut Emisi Sinkrotron.


289

10.5. Magnetospheres Nyata

Di dalam sistem Tata Surya, momen dipol magnetik Bumi dan planet-

planet raksasa jauh lebih besar daripada dari badan/tubuh planet itu

sendiri (tabel 1), dan sejalan dengan itu mereka memiliki

magnetospheres yang luas. Sumbu magnetik planet tidak tegak lurus

terhadap aliran angin matahari, atau secara keseluruhan adalah medan

magnet angin surya. Namun demikian, bentuk umum dari magnetosfer

dalam setiap kasus kira-kira seperti pada gambar 1, pada magnetospere

terdapat lembar plasma dan sabuk plasma.

Sabuk plasma

Pada gambar 2 menunjukkan bentuk khas dari magnetosfer bumi.

Ada dua sabuk utama plasma di sekitar Bumi yaitu sabuk radiasi Van

Allen, sabuk ini dinamai oleh fisikawan Amerika James Alfred Van Allen

(1914-2006) yang menemukannya pada tahun 1958. Sabuk Van Allen

terdiri atas dua, yaitu sabuk dalam dan sabuk luar. Sabuk dalam

sebagian besar terdiri dari proton. Proton dan elektron ini berasal dari

angin matahari, dan juga dari atas atmosfer bumi melalui aksi sinar

kosmik. Sabuk luar lebih renggang, dan partikel kurang energik. Sabuk

luar sebagian besar terdiri atas elektron. Sabuk luar disini sebagian besar

dihuni oleh angin matahari.

Gambar 2. Magnetosfer Bumi


289










Sabuk plasma













289










Sabuk plasma













290

Lembar plasma

Sedangkan pada lembar plasma (gambar 2) terdapat kepadatan

yang rendah , dan suhu yang panas, kira-kira 1-5 × 107 K.

Unsur pokok dari Angin matahari adalah elektron dan proton.

Elektron dari lembaran ini bergerak menuju ke atmosfer bagian

atas, terutama dalam sebuah cincin di sekitar kutub magnet, di mana

menghubungkan kembali garis medan magnet yang berpotongan

dengan ionosfer. Elektron ini dapat menimbulkan decametric radiasi,

dan bersama dengan partikel yang bermuatan lainnya juga

memberikan kontribusi yang signifikan untuk aurora, yaitu aurora

borealis di belahan bumi utara, dan aurora australis di belahan bumi

selatan. Ketika angin matahari kuat, yaitu pada saat aktivitas

matahari tinggi, cincin melebar dan aurora selanjutnya akan terlihat

lebih jauh dari kutub magnet Bumi, turun menjadi sekitar 70 atau

lebih di lintang magnetik. Sumbu magnetik dimiringkan sekitar 11,5○

sehubung dengan sumbu rotasi (gambar 3), sehingga lintang

geografis yang sesuai tergantung pada bujur, aurora berada pada

ketinggian hanya sekitar 80-300 km, sehingga tempat yang tropis

bukanlah tempat untuk melihat aurora.

Gambar 3. Gambaran MagnetosferBumi


290

Lembar plasma





















290

Lembar plasma





















291

Magnetosfer Jupiter lebih besar dari Bumi

Hal ini lebih besar karena Jupiter jaraknya lebih jauh dari

Matahari, sehingga kepadatan jumlah partikel yang bermuatan

dalam angin matahari lebih kecil, dan karena momen dipol magnetik

Jupiter adalah 20.000 kali lebih besar dari Bumi (tabel 1). Ketika

angin matahari yang lemah datang, magnetopause melawan angin

sekitar 100 jari-jari Jovian dari Jupiter. Jika kita bisa melihat

magnetosfer seperti pada Bumi dengan Jupiter pada posisi

magnetopause itu akan muncul seperti cakram dengan diameter

sudut sekitar 2,6 kali lipat dari bulan purnama. Magnetosfer dapat

melampaui orbit Saturnus. Magnetosfer Jovian sangat kaya plasma.

Kekayaan ini adalah hasil dari sumber internal yang berlebihan,

terutama gunung berapi dari Io, tetapi terdapat juga pada bagian atas

atmosfer Jovian dan permukaan satelit Jupiter dan partikel cincin. Ion

dan elektron ini dikeluarkan dari satelit dan cincin oleh sinar kosmik.

Selain sebagai sumber plasma, satelit dan cincin juga menghilangkan

partikel plasma yang bertabrakan dengan mereka.

Angin matahari bukan sumber penting dari plasma

magnetospheric, kecuali dekat magnetopause dan jauh di

magnetosfer tersebut. Hal ini kemudian dapat menunjukkan bahwa

lembar plasma harus menjadi hasil dari kebocoran dari sabuk

plasma. Kebocoran terjadi secara istimewa di khatulistiwa magnetik,

di mana penahanan magnetik lemah. Ini dominasi internal sumber

plasma adalah hasil dari medan listrik di magnetosfer ditambah rotasi

Gambar 4. Momen Dipol Pada Kelima

Badan Planet


291


























Badan Planet


291


























Badan Planet


292

cepat dari Jupiter. Jupiter juga menampilkan aurora, dengan

penyebab dasar yang sama seperti Bumi. Selain Jupiter ada tiga planet

dengan magnetospheres yang besar, yaitu Saturnus, Uranus, dan

Neptunus. Magnetosfer Saturnus berada antara magnetosfer Bumi

dan Jupiter dalam hal luas dan kandungan plasma. Sumber dan

tenggelam/hilangnya plasma berasal dari cincin dan satelit. Saturnus

juga menampilkan aurora. ExpedisiVoyager pada tahun 1980 dan

1981, Cassini pada tahun 2005 tidak menemukan ada perubahan

yang terdeteksi dalam medan magnet internal Saturnus. Magnetosfer

telah berubah dalam batas yang sedikit, tetapi sejalan dengan variabel

angin matahari. Magnetosfer besar Uranus dan Neptunus memiliki

beberapa keanehan yang timbul dari perbedaan sudut yang besar

antara sumbu magnetik dan rotasi mereka (gambar 3), dan dalam

kasus Uranus dari kemiringan aksial yang besar, tetapi dalam hal

pembahasan di atas tidak ada fenomena baru besar yang ditemui.


293

Tabel 1. Gambaran mengenai planet dan satelit


293



293



294

B. Sabuk Van Allen

Sebagaimana telah kita ketahui bahwa bumi yang kita pijaki ini

berperilaku seperti magnet yang besar. Artinya bumi dapat menghasilkan

induksi magnetik yang tidak homogen, dimana induksi magnetik bumi akan

menjerat partikel-partikel bermuatan yang datang dari matahari dalam

daerah-daerah yang berbentuk donat di

sekitar bumi.

Partikel bermuatan yang terperangkap

oleh medan magnet bumi ini membentuk dua

sabuk radiasi yang terdiri atas proton (sabuk

sebelah dalam) dan elektron (sabuk sebelah

luar) yang dapat diamati pada tempat yang

sangat tinggi. Sabuk pertama terjadi kira-kira

pada ketinggian 1000 km dan membentang

dari 30° Lintang Utara hingga 30° Lintang

Selatan. Intensitas radiasi pada sabuk

meningkat dengan bertambahnya ketinggian hingga mencapai maksimum

pada ketinggian kira-kira 3000 km dari permukaan bumi. Sabuk kedua

terbentuk mulai ketinggian 12000 km dan mencapai maksimum pada

19000 km. Sabuk kedua ini membentang dari 60° Lintang Utara hingga 60°

Lintang Selatan. Diperkirakan bahwa intensitas radiasi pada sabuk sebelah

luar ini lebih tinggi dibandingkan dengan sabuk di sebelah dalam. Energi

proton umumnya kurang dari 100 MeV, dan elektron jauh lebih rendah lagi.

Daerah tempat terjeratnya partikel-partikel itu di namakan sabuk

radiasi Van Allen yang di temukan pada tahun 1958 dengan menggunakan

data yang di peroleh dari instrumen dalam satelit Explorer I yang di pimpin

oleh James Van Allen. Sabuk Van Allen ini merupakan dua sabuk partikel

bermuatan di sekitar planet bumi yang ditahan di tempatnya oleh medan

magnet bumi. Sabuk Van Allen eksis karena terdapat “blind spot” di medan

magnet bumi yang disebabkan oleh kompresi dan peregangan dari angin

matahari.

Gambar 5. James Van Allen


295

Medan magnet bumi berfungsi sebagai cermin magnetik yang

memantulkan partikel bermuatan bolak-balik sepanjang garis gaya yang

merentang antara Kutub Magnetik Utara dan Selatan. Sabuk Van Allen

berkorelasi dengan aurora borealis dan aurora australis atau semburat

partikel bermuatan yang muncul saat sabuk Van Allen bersinggungan

dengan bagian atas atmosfer. Sabuk Van Allen juga relevan dengan satelit

dan stasiun ruang angkasa yang mengorbit, yang harus menghindari kontak

dengan sabuk ini karena partikel bermuatan bisa menyebabkan kerusakan

pada instrumen pesawat. Pada akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20,

beberapa ilmuwan, yakni Carl Stormer, Kristian Birkeland, dan Nicholas

Christofilos, berspekulasi tentang kemungkinan

terdapatnya sabuk partikel bermuatan di sekitar

Bumi. Namun hal ini tetap menjadi spekulasi

sampai tahun 1958 ketika keberadaannya

dikonfirmasi oleh beberapa satelit Amerika awal,

Explorer 1 dan Explorer 3.

Terdapat dua

sabuk Van Allen, yaitu

sabuk Van Allen dalam

dan sabuk Van Allen

luar. Sabuk Van Allen dalam membentang 0,1-1,5 jari-jari bumi dari

permukaan, terdiri dari proton sangat bermuatan serta mampu

menembus sampai satu milimeter timbal dan menyebabkan kerusakan


295

















Terdapat dua



dan sabuk Van Allen





295

















Terdapat dua



dan sabuk Van Allen





296

pada peralatan ruang angkasa serta membahayakan astronot. Sabuk

Van Allen luar terletak antara 3 hingga 10 jari-jari bumi dari

permukaan, dan terutama terdiri dari elektron energik. Sumber partikel

energik bervariasi tergantung pada jenis sabuk. Sabuk Van Allen dalam

terdiri dari produk peluruhan dari benturan sinar kosmik dengan

atmosfer atas, sedangkan sabuk Van Allen luar diproduksi dari influks

partikel bermuatan dari badai geomagnetik.

Sabuk Van Allen, suatu lapisan yang tercipta akibat keberadaan

medan magnet bumi, juga berperan sebagai perisai melawan radiasi

berbahaya yang mengancam planet kita. Radiasi ini, yang terus-

menerus dipancarkan oleh matahari dan bintang-bintang lainnya,

sangat mematikan bagi makhluk hidup. Jika saja sabuk Van Allen tidak

ada, semburan energi raksasa yang disebut jilatan api matahari yang

terjadi berkali-berkali pada matahari akan menghancurkan seluruh

kehidupan di muka bumi. Dr. Hugh Ross berkata tentang peran penting

Sabuk Van Allen bagi kehidupan kita: “bumi ternyata memiliki

kerapatan terbesar di antara planet-planet lain di tata surya kita. Inti

bumi yang terdiri atas unsur nikel dan besi inilah yang menyebabkan

keberadaan medan magnetnya yang besar. Medan magnet ini

membentuk lapisan pelindung berupa radiasi Van-Allen, yang

Gambar 7. Gambaran MengenaiSabuk Van Allen


297

melindungi Bumi dari pancaran radiasi dari luar angkasa. Jika lapisan

pelindung ini tidak ada, maka kehidupan takkan mungkin dapat

berlangsung di Bumi. Satu-satunya planet berbatu lain yang

berkemungkinan memiliki medan magnet adalah Merkurius, tapi

kekuatan medan magnet planet ini 100 kali lebih kecil dari Bumi.

Bahkan Venus, planet kembar kita, tidak memiliki medan magnet.

Lapisan pelindung Van Allen ini merupakan sebuah rancangan

istimewa yang hanya ada pada Bumi”

C. Aurora

Aurora adalah fenomena pancaran cahaya yang menyala-nyala pada

lapisan ionosfer dari sebuah planet sebagai akibat adanya interaksi antara

medan magnetik yang dimiliki planet tersebut dengan partikel bermuatan

yang dipancarkan oleh matahari (angin matahari).

Sebelum ditemukan pemahaman lebih dalam mengenai aurora,

kebanyakan orang mengira bahwa aurora adalah sinar matahari yang

tercermin oleh kristal es kecil di langit. Benjamin Franklin berteori bahwa

"Misteri Cahaya Utara" tersebut disebabkan oleh konsentrasi muatan listrik

Gambar 8. Benjamin Franklin dan Kristian Birkeland


297









C. Aurora











297









C. Aurora











298

di daerah kutub yang didukung oleh salju dan uap air. Kristian Birkeland

juga berteori bahwa Aurora Elektron terjadi dari sinar yang dipancarkan

matahari dan elektron tersebut dibimbing menuju kutub utara. Tetapi

ketika para ilmuwan menganalisis spektrum aurora, mereka menemukan

bahwa itu tidak membuktikan kemiripan dengan spektrum matahari dan

karenanya teori ini dibantah. Di sisi lain, spektrum dari aurora sangat

mirip dengan yang dihasilkan oleh pembuangan gas di bawah tegangan

yang sangat tinggi. Bahkan, aurora diproduksi di atmosfer lapisan atas

oleh atom dan molekul yang bertabrakan dengan elektron energik yang

berasal dari matahari. Singkatnya, ketika atom dan molekul bertabrakan

dengan elektron, energi atom dan molekul meningkat atau bahkan

mungkin terionisasi. Ketika ion menangkap kembali elektron, dan transit

kembali ke keadaan awal melalui proses yang kompleks, gelombang

cahaya panjang gelombang tertentu akan dipancarkan.

Aurora berhubungan dengan aktifitas matahari. Elektron kuat yang

menghasilkan aurora berasal dari matahari. Matahari merupakan bola api

yang sangat panas. Dalam suasana luarnya, suhu bisa mencapai lebih dari

satu juta derajat. Dalam korona matahari, atom terionisasi menjadi gas

kepadatan yang sangat panas tapi rendah akan ion dan elektron bebas.

Aktivitas matahari memiliki siklus 11 tahun, yaitu untuk setiap 11 tahun

aktivitas matahari akan mencapai maksimum. Pada saat itu, terjadi letusan

dari korona yang secara terus menerus mengeluarkan ion dan elektron ke

ruang angkasa membentuk apa yang disebut angin matahari. Jika letusan

korona terjadi dengan intensitas yang besar maka dinamakan badai

matahari. Partikel yang bermuatan tersebut membawa medan magnet

matahari ke bumi selama hampir 18 jam sampai 2 hari. Elektron yang

ditangkap oleh medan magnet Bumi akan tertarik ke dua wilayah yang

dekat dengan Kutub Utara dan Kutub Selatan, di mana mereka

bertabrakan dengan partikel-partikel di atmosfer lapisan atas dan

menghasilkan keindahan aurora. Oleh karena itu, munculnya aurora

berkaitan erat dengan aktivitas matahari.


299

Aurora merupakan peristiwa yang lazim ditemui di daerah kutub.

Bahaya aurora tehadap manusia sampai saat ini belum pernah dibuktikan.

Akan tetapi fenomena ini dapat mengganggu jaringan telekomunikasi.

Pengaruh proton-proton yang bertumbukkan dengan atom di atmosfer

dapat mengganggu penerimaan radio, televisi dan telegram. Hal ini

disebabkan karena saat titik-titik di atmosfer terganggu oleh proton dari

matahari, atmosfer tidak lagi menahan sinyal dan memantulkannya ke

bumi. Sinyal tersebut justru diteruskan ke luar angkasa. Akibatnya tidak

ada sinyal yang diterima televisi, radio atau telegram. Partikel yang

bermuatan dalam angin matahari, magnetometer dan ionosfer membawa

aliran listrik berskala besar. Jika aliran ini berubah di dekat bumi, dapat

menyebabkan kerusakan peralatan listrik.

Gangguan aurora pada kawat telegraf yang paling menakjubkan

terjadi di Amerika Serikat. Sebuah aurora fantastis yang terjadi pada bulan

September 1851, telah mengganggu seluruh saluran telegraf di New

England dan memporak porandakan transaksi bisnis. Pada tanggal 19

Februari 1852, aurora lainnya tercatat dalam sejarah telekomunikasi. Para

ilmuwan percaya bahwa aurora mencerminkan apa yang terjadi di

magnetosfer, yaitu daerah yang partikel bermuatannya terperangkap oleh

medan magnet bumi. Angin matahari menjepit magnetosfer di dekat bumi

di siang hari, dan menyeretnya hingga jutaan kilometer pada malam hari.

Penelitian terkini yang melibatkan Spacelab di pesawat ulang-alik telah

mempelajari pengaruh aurora. Aurora dapat juga dipotret oleh astronot

pesawat ulang alik dan satelit. Satelit dapat memberikan gambaran aurora

secara global. Dengan memotret dari angkasa luar, cahaya matahari yang

menyilaukan tidak lagi menjadi masalah dan aurora dapat terlihat sama

baiknya baik pada siang maupun malam hari.

Munculnya aurora harus memiliki dua prasyarat, pertama suhu

harus rendah, kedua cuaca harus cerah. Sejumlah besar negara di dunia

juga kerap akan tampak aurora, tempat terbaik untuk melihat Aurora

antara lain Alaska, Kanda, Finland, Iceland, Sweden, dan Norway. Selain


300

terjadi pada bumi, Aurora juga diketahui pernah terjadi di Saturnus dan

Jupiter pada masing-masing kutubnya. Kejadian itu terpotret oleh teleskop

milik Amerika yang bernama Hubble. Menurut hasil studi terbaru yang

dipublikasikan dalam prosiding International Congress on Sound and

Vibration ke-19 di Lithuania pada 8-12 Juli 2012, partikel cergas sama

yang menghasilkan tarian cahaya utara di atmosfer Bumi juga

menghasilkan “tepukan” riuh pada ketinggian 230 kaki (70 meter) dari

daratan.

Pembuktian ilmiah dimulai pada tahun 1958 suatu regu peneliti

yang dipimpin oleh James van Allen menemukan sabuk-sabuk radiasi

yang terdiri dari partikel-partikel bermuatan (kebanyakan adalah

elektron-elekton dan proton-proton) yang bergerak mengitari bumi dalam

lintasan yang berbentuk donat. Mereka menemukan sabuk-sabuk radiasi

ini setelah mengevaluasi data-data yang dikumpulkan oleh peralatan yang

ada di Satelit Explorer I. Partikel-partikel bermuatan yang terperangkap

oleh medan magnetik tak seragam bumi, mengitari garis-garis medan

magnetik bumi dari kutub ke kutub dengan lintasan spiral. Partikel-

partikel ini terutama berasal dari matahari serta sebagian lain berasal dari

bintang-bintang dan benda-benda langit lainnya. Oleh karena itu, partikel

ini dinamakan sinar-sinar kosmik. Kebanyakan sinar-sinar kosmik

dibelokkan oleh medan magnetik bumi dan tidak pernah mencapai bumi,

tetapi beberapa sinar-sinar kosmik lolos dan terperangkap. Sinar-sinar

kosmik inilah yang menyusun sabuk-sabuk radiasi yang ditemukan oleh

regu peneliti di atas dan diberi nama sabuk-sabuk van Allen. Ketika

partikel bermuatan ini berada di atmosfer bumi akan sering bertumbukan

dengan atom-atom lainnya, menyebabkan partikel-partikel ini

memancarkan cahaya tampak yang sekarang dikenal dengan nama

aurora.

Cahaya aurora disebabkan oleh atom-atom dan molekul yang

bertumbukan dengan partikel-partikel bermuatan, terutama elektron dan

proton yang berasal dari matahari. Partikel-partikel tersebut terlempar


301

dari matahari dengan kecepatan lebih dari 500 mil per detik dan terhisap

medan magnet bumi di sekitar kutub Utara dan Selatan. Aurora biasanya

muncul dengan warna hijau, merah, biru atau lembayung. Warna-warna

yang dihasilkan tersebut disebabkan oleh benturan partikel dan molekul

atau atom yang berbeda. Benturan tersebut melepaskan energi yang

menyebabkan terbentuknya aurora di kutub bumi yang nampak seperti

lingkaran besar yang mengelilingi kutub. Energi yang dilepaskan pada saat

partikel tersebut berbenturan dapat dilihat secara visual melalui warna

cahaya yang berbeda-beda. Warna yang terlihat bergantung pada

ketinggian dan jenis molekul yang ada. Perbedaan warna yang dihasilkan

karena fenomena aurora, yaitu :

1. Aurora hijau, terjadi akibat benturan partikel elektron dengan

molekul nitrogen.

2. Aurora merah, terjadi akibat adanya benturan antara partikel

elektron dengan atom oksigen.

3. Aurora hijau dan kuning, terjadi karena partikel dengan muatan

bertabrakan dengan oksigen.

4. Aurora biru, terjadi akibat adanya tabrakan antara partikel dengan

nitrogen.

Bagian penting dari mekanisme aurora adalah “angin matahari”, yaitu

sebuah aliran partikel yang keluar dari matahari. Angin matahari

menggerakkan sejumlah besar

listrik di atmosfer, tepatnya pada

sabuk Van Allen. Energi ini akan

mempercepat partikel ke atmosfer

bagian atas yang kemudian akan

bertabrakkan dengan berbagai gas.

Hasilnya adalah warna-warna di

angkasa yang bergerak-gerak.


301













molekul nitrogen.






nitrogen.












301













molekul nitrogen.






nitrogen.












302

Aurora terjadi di daerah di

sekitar kutub utara dan kutub selatan.

Daerah kutub memiliki medan

magnetik yang cukup kuat sehingga

dapat memunculkan aurora. Aurora

yang terjadi di daerah sebelah utara

dikenal dengan nama Aurora Borealis

yang dinamai sesuai dengan nama

Dewi Fajar Rom, Aurora, dan nama Yunani untuk angin utara, Boreas. Hal

ini dikarenakan di Eropa ia kerap dilihat kemerah-merahan di ufuk utara

seolah-olah matahari akan terbit dari arah tersebut. Secara ilmiah, Aurora

Borealis tercipta akibat gesekan medan magnetik bumi dengan partikel

bermuatan listrik dari angin matahari di level atmosfer yang tinggi seperti

ionosfer dan thermosfer. Aurora Borealis selalu terjadi di antara September-

Oktober dan Maret-April. Fenomena aurora di sebelah selatan yang dikenal

dengan Aurora Australis sering pula disebut Cahaya Selatan. namanya yang

disesuaikan dengan dewa fajar Romawi, Aurora, yang juga merupakan kata

Latin untuk fajar.

Kemudian Australis berasal dari bahasa Latin yang berarti Selatan,

sedangkan Aurora Australis secara harfiah berarti fajar, atau cahaya selatan.

Aurora ini terlihat di tempat yang sangat tinggi, namun bila dilihat dari

kejauhan akan tampak seperti berada di garis cakrawala. Cahaya di Aurora

Australis ini biasanya berwana hijau, terkadang kemerahan atau merah

pudar seolah-olah matahari sedang terbit dan terkadang tampak adanya

garis-garis cahaya medan magnet, nyaris terrlihat seperti tirai cahaya

raksasa yang indah. Aurora ini dapat dilihat dari beberapa tempat,

khususnya bagian selatan bumi. Wilayah-wilayah yang bisa menikmati

Aurora ini adalah Antartika, Amerika Selatan, New Zealand, Australia.

Gambar 9. Aurora Australis dan Aurora Borealis


302


















Latin untuk fajar.













302


















Latin untuk fajar.












Education

ASTROFISIKA