Fakta Planet Mars

Mars adalah planet keempat dari pusat Tata Surya. Nama Mars diambil dari dewa perang Romawi. Planet ini sering dijuluki sebagai planet merah karena tampak dari jauh berwarna kemerah kemerahan yang disebabkan oleh besi (III) oksida di permukaannya.

1. Sama seperti Bumi, Mars memiliki empat musim. Namun, musim di Mars tidak memiliki panjang yang sama. Di belahan bumi utara Mars, musim semi berlangsung selama 7 bulan, musim panas selama 6 bulan, musim gugur selama 5,3 bulan, dan musim dingin selama 4 bulan.

2. Hingga hari ini, ada 100 meteorit Mars yang ditemukan tersebar di bumi. Selama bertahun tahun, para ilmuwan sangat mengklaim bahwa meteorit meteroit tersebut adalah berasal Mars hingga baru baru ini NASA telah membuktikkan hal tersebut. Atmosfer Mars berisi dua isotop argon : argon 36 dan argon 38. Selain Mars, dua isotop argon ini juga ditemukan di tempat lain di tata surya. Rasio argon yang ditemukan di atmosfer Mars adalah hampir identik dengan rasio argon yang ditemukan dalam meteorit yang ditemukan di Bumi, dan hal itu membuktikan bahwa mereka memang berasal dari Mars.

3. Mars memiliki gravitasi lebih rendah dari Bumi. Gravitasi Mars adalah 62% lebih rendah dibandingkan dengan planet kita. Pada dasarnya, gravitasi ditentukan oleh dua faktor : massa dan energi. Semakin tinggi massa dan energi dalam sebuah planet, semakin kuatlah gravitasinya. Bumi sekitar 1,87 kali lebih besar dari Mars, sehingga memiliki lebih banyak massa dan energi daripada Mars.


4. Ilmuwan NASA pertama mengamati badai hebat di Mars melalui foto yang dikirim oleh Mariner 9 pada tahun 1971. Para ilmuwan tidak tahu persis mengapa badai debu di Mars besar, hebat, dan memakan waktu lama. Namun, mereka tahu bahwa sinar matahari memberikan bahan bakar yang dibutuhkan untuk menciptakan badai debu yang merusak.

5. Salah satu karakteristik yang sangat menarik dari Mars adalah bahwa ia memiliki dua wajah yaitu belahan utara dan selatan yang sangat berbeda satu sama lain. Mars seperti dua planet digabungkan menjadi satu. Belahan utara Mars halus dan rata sementara belahan selatan sangat kasar, yang terdiri dari banyak pegunungan dan kawah.

6. Gunung tertinggi di tata surya kita terdapat di planet Mars, Olympus Mons, memiliki tinggi 3 kali lipat daripada gunung Everest. Selain menjadi yang tertinggi, Olympus Mons juga dianggap sebagai gunung berapi terbesar di Tata Surya.

7. Mars memiliki dua bulan (satelit), Phobos dan Deimos. Dari kedua bulan tersebut, Phobos akan dimusnahkan oleh Mars di masa depan. Dibandingkan dengan Deimos, Phobos adalah jauh lebih besar, dengan diameter 27 x 22 x 18 kilometer. Satu fakta menarik tentang bulan Mars ini adalah bahwa mereka mengorbit Mars tiga kali sehari, pada jarak hanya 9.378 kilometer, sedangkan bulan di Bumi mengitari pada jarak 384.400 kilometer.

Tipe Gerhana

Hampir setiap bulan terjadi gerhana. Ada dua jenis gerhana yang dapat disaksikan dari bumi, yaitu gerhana matahari dan gerhana bulan. Gerhana matahari terjadi ketika matahari, bulan dan bumi terletak pada suatu garis lurus, sedangkan gerhana bulan terjadi ketika matahari, bumi dan bulan terletak pada suatu garis lurus. Tidak setiap fase konjungsi terjadi gerhana matahari, dan tidak setiap fase bulan purnama terjadi gerhana bulan. Hal ini disebabkan kemiringan bidang rotasi bulan mengitari bumi sebesar sekitar 5 derajat terhadap bidang ekliptika.

Gerhana matahari yang biasa kita saksikan terdapat beberapa jenis. Gerhana tersebut dapat berupa gerhana total, parsial atau cincin.

-Tipe P : Tipe gerhana matahari parsial (sebagian), dimana hanya sebagian dari kerucut umbra bulan yang mengenai bumi. Pengamat di daerah yang memungkinkan untuk melihat hanya dapat melihat sebuah gerhana parsial atau parsial.

-Tipe T: Tipe gerhana total yaitu gerhana sentral yang mana kerucut umbra mengenai bumi. Pada gerhana sentral, sumbu bayangan bulan mengenai permukaan bumi. Pada jenis gerhana ini, dikenal istilah garis sentral (central line) dimana garis ini menghubungkan pusat cakram bulan ke pusat cakram matahari.

-Tipe A : Tipe gerhana cincin yaitu gerhana sentral yang mana perpanjangan kerucut umbra mengenai bumi.

-Tipe A-T : Tipe cincin-total yaitu gerhana sentral dimana sebagian gerhana berupa gerhana total sedang sebagian lainnya berupa gerhana cincin.

Tipe gerhana yang paling sering muncul adalah tipe P, T dan A. Ketika sebuah gerhana matahari bukan gerhana sentral, tipe yang paling sering adalah tipe P.

Gerhana total maupun cincin terlihat sebagai gerhana total atau gerhana cincin hanya dari lintasan yang cukup sempit (lintasan garis sentral) di permukaan bumi. Di sebelah utara maupun selatan lintasan tersebut, sebagian besarnya hanya dapat menyaksikan gerhana parsial.

Untuk gerhana Bulan terdapat tiga tipe, yaitu :

-Tipe T atau Gerhana Bulan Total

Gerhana Bulan Total (GBT) adalah gerhana yang terjadi bila seluruh Bulan memasuki kawasan umbra Bumi seperti gerhana yang berlangsung pada tanggal 16 Juni 2011. Gerhana Bulan total hanya akan terjadi jika pusat bayangan Bumi terletak 5, 2 derajat dari titik simpul. Lama GBT bergantung kedekatannnya terhadap kawasan sumbu umbra Bumi yang dilalui Bulan, makin dekat dengan sumbu umbra, makin panjang jalur yang dilalui Bulan.

Dalam katalog gerhana Bulan selama lima millenium, Fred Espenak (ilmuwan NASA), dapat dilihat bahwa dalam tempo 3000 tahun dari tahun 0-3000 hanya terdapat lima gerhana total terlama yaitu GBT 28 Juni 177 (seri saros 71, lama GBT 1 jam 47 menit 07 detik), 31 Mei 318 (seri saros 74, lama GBT 1 jam 47 menit 14 detik), 3 Mei 459 (seri saros 77, lama GBT 1 jam 47 menit 7 detik), 13 Agustus 1859 (seri saros 126, lama GBT 1 jam 47 menit 4 detik) dan 16 Juli 2000 (seri saros 129, lama GBT 1 jam 47 menit 1 detik).

Andre Danjon melakukan klasifikasi gerhana Bulan total berdasarkan penampakan dan kecemerlangan gerhana. Dalam skala Danjon ini, gerhana Bulan dibagi menjadi 5 tingkatan (yang disimbolkan dengan huruf L).

Gerhana Bulan total diberi skala L = 0 jika saat fase gerhana totalnya, Bulan terlihat sangat gelap, hampir tidak terlihat terutama saat puncak gerhana. Gerhana Bulan total diberi skala L = 1 jika saat fase gerhana totalnya, Bulan terlihat gelap, keabu-abuan, atau berwarna coklat kotor. Detail permukaan Bulan hampir-hampir tidak terlihat. Gerhana Bulan total diberi skala L = 2 jika saat fase gerhana totalnya, Bulan berwarna merah tua. Bagian pinggir umbra terlihat relatif lebih terang. Gerhana Bulan total diberi skala L = 3 jika saat fase gerhana totalnya, Bulan berwarna merah bata. Bagian pinggiran umbra terlihat berwarna terang kekuning-kuningan. Gerhana Bulan total diberi skala L = 4 jika saat fase gerhana totalnya, Bulan berwarna jingga terang atau seperti warna tembaga. Umbra Bumi terlihat sangat terang.


Tipe P atau Gerhana Bulan Parsial

Gerhana Bulan Parsial atau gerhana Bulan sebagian (GMS) terjadi ketika hanya sebagian Bulan yang masuk dalam kerucut umbra Bumi. Tipe gerhana ini termasuk dalam tipe gerhana yang bisa dilihat secara kasat mata. Hal ini disebabkan sebagian dari massa Bulan sudah memasuki kawasan umbra Bumi.
Gerhana bulan parsial terlama pada abad ke-21 diprediksi akan terjadi pada tanggal 19 November 2021 dengan durasi 3 jam 28 menit 23 detik. Sedangkan gerhana bulan parsial terpendek diprediksi akan terjadi pada 13 Februari 2082 dengan durasi 25 menit 3 detik.

Tipe Gerhana Bulan Penumbra


Gerhana Bulan Penumbra terjadi ketika Bulan masuk ke dalam kerucut penumbra dan tidak ada bagian Bulan yang masuk ke dalam kerucut umbra Bumi. Bulan hanya melintasi penumbra sehingga secara astronomis Bulan akan mengalami gerhana penumbra. Perubahan cahayanya hanya beberapa persen dan sulit untuk diamati dengan mata telanjang. Perubahan cahaya Bulan purnama yang diakibatkan oleh gerhana ini sulit untuk dikenali secara kasat mata.
Biasanya gerhana tipe ini tidak terlalu menarik perhatian para pengamat. Kondisinya hampir tidak ada perubahan yang sangat signifikan terhadap kondisi Bulan saat purnama. Keadaannya persis seperti Bulan purnama saat tidak terjadi gerhana/ purnama biasa. Gerhana bulan penumbra hampir-hampir tidak dapat dideteksi secara visual, kecuali jika magnitudonya lebih besar daripada 0,7. Teori dan statistik gerhana tidak akan lengkap tanpa gerhana bulan penumbra, sehingga jenis gerhana ini perlu dihitung kontribusinya.


Dari tiga tipe gerhana diatas, berdasarkan pada katalog gerhana Fred Espenak (ilmuwan NASA), dari tahun -1999 sampai tahun 3000 M, bumi akan mengalami 12.064 gerhana Bulan. Gerhana penumbra sebanyak 4.378 kali, gerhana partial 4.207 kali dan gerhana total 3.479 kali.


Jumlah gerhana dalam setahun

Jumlah yang disebutkan berikut meliputi gerhana matahari maupun gerhana bulan serta bukan hanya pada satu daerah tertentu di bumi. Kemudian setahun yang dimaksud disini adalah sejak 1 Januari hingga 31 Desember. Namun terkadang kita bisa mendefinisikan 1 tahun untuk konteks disini sebagai 365 hari, dimana tanggal pertama tidak selalu 1 Januari.

Dalam satu tahun kalender (1 Januari hingga 31 Desember), bisa terjadi hingga 5 kali gerhana matahari, seperti yang terjadi pada tahun 1805, 1935, dan tahun 2206. Namun demikian dalam rentang 365 hari, bisa terjadi 5 kali gerhana matahari, seperti dalam rentang antara 30 Juli 1916 hingga 29 Juli 1917, yaitu:

• 30 Juli 1916 A
• 24 Desember 1916 P
• 23 Januari 1917 P
• 19 Juni 1917 P
• 19 Juli 1917 P.

Dalam setahun kalender, bisa terjadi hingga 3 kali gerhana bulan total, seperti yang terjadi pada tahun 1982. Sementara itu dalam rentang 365 hari, juga bisa terjadi 3 kali gerhana bulan total, seperti dalam rentang antara 21 Januari 2000 hingga 20 Januari 2001, yaitu:

• 21 Januari 2000
• 16 Juli 2000
• 9 Januari 2001.

Sekarang kita tinjau jumlah gerhana (bulan dan matahari) yang terjadi dalam setahun kalender. Paling sedikit terdapat empat gerhana, yaitu dua gerhana matahari dan dua gerhana bulan. Untuk gerhana bulan ini, satu atau kedua gerhana bulan dapat berupa gerhana penumbra. Contohnya pada tahun 1995.

• 15 April 1995- Parsial
• 29 April 1995 A
• 8 Oktober 1995 - Penumbra
• 24 Oktober 1995 - Total

Jumlah maksimum gerhana dalam setahun adalah 7 buah, dan ini terjadi dalam 4 kemungkinan sebagai berikut:

• 5 gerhana matahari + 2 gerhana bulan, seperti pada tahun 1935, 2206.
• 4 gerhana matahari + 3 gerhana bulan, seperti pada tahun 1982, 2094.
• 3 gerhana matahari + 4 gerhana bulan, seperti pada tahun 1973, 2038.
• 2 gerhana matahari + 5 gerhana bulan, seperti pada tahun 1879, 2132.

Sebagai contoh, pada tahun 1982 terjadi 7 buah gerhana yaitu 4 gerhana matahari dan 3 gerhana bulan yang bentuknya sebagai berikut:

• 9 Januari 1982 - Gerhana bulan total
• 25 Januari 1982 - Gerhana matahari parsial
• 21 Juni 1982 - Gerhana matahari parsial
• 6 Juli 1982 - Gerhana bulan total
• 20 Juli 1982 - Gerhana matahari parsial
• 15 Desember 1982 - Gerhana matahari parsial
• 30 Desember 1982 - Gerhana bulan total

Dalam setahun kalender, maksimum terdapat 5 kali gerhana matahari. Dalam rentang 4000 tahun sejak tahun -600 hingga tahun 3400, secara perhitungan hanya terdapat 14 tahun yang memiliki 5 kali gerhana matahari dalam setahun, yaitu tahun -568, -503, -438, -373, 1255, 1805, 1935, 2206, 2709, 2774, 2839, 2904, 3295 dan 3360. Distribusi tahunnya tidak beraturan: ada tiga kasus dari tahun -568 hingga -438 (rentang 130 tahun) dan tiga kasus dari tahun 2709 hingga 2839 (rentang 130 tahun), tetapi tidak terjadi sejak tahun -373 hingga 1255 (rentang lebih dari 1600 tahun). Untuk keempat belas tahun di atas, empat dari lima gerhana dalam setahun adalah tipe parsial atau P, sisa tipe gerhana adalah tipe cincin atau A (seperti pada tahun 1935) atau tipe total (seperti pada tahun 2774).

Jumlah gerhana matahari paling sedikit dalam setahun adalah dua kali. Kedua-duanya dapat berupa gerhana matahari parsial, sebagaimana pada tahun 1996 dan 2004.

Jumlah maksimum gerhana bulan dalam setahun kalender adalah lima buah. Dalam rentang 900 tahun antara tahun 1600, ada lima gerhana bulan setahun pada tahun-tahun berikut ini: 1676, 1694, 1749, 1879, 2132, 2262 dan 2400. Pada kasus-kasus di atas, kebanyakan empat dari lima gerhana bulan bertipe penumbra.

Jumlah gerhana bulan paling sedikit dalam setahun adalah dua buah. Keduanya dapat berupa gerhana penumbra, sebagaimana pada tahun 1966 dan 2016.

Seluruh gerhana matahari dalam satu tahun dapat berupa tipe P, sebagai contoh pada tahun 1996 (dua gerhana), tahun 2018 (tiga gerhana) dan tahun 2000 (empat gerhana). Pada tahun-tahun tersebut, tidak ada gerhana total atau cincin.

Dalam setahun, maksimum terdapat dua kali gerhana matahari total. Contohnya, Insya Allah pada tahun 2057. Adalah tidak mungkin terdapat tiga gerhana matahari total dalam setahun, bahkan jika kita masukkan gerhana dengan tipe A-T dan (T).

Sementara itu untuk gerhana matahari cincin, bisa terdapat dua kali dalam setahun, sebagai contoh pada tahun 1951 dan 1973. Jumlah maksimum gerhana matahari cincin yang “murni” dalam setahun adalah dua kali. Yang dimaksud dengan gerhana cincin yang “murni” , yaitu jika tipe A-T (cincin-total) tidak dimasukkan.

Namun jika tipe A-T dimasukkan, jumlah maksimum gerhana matahari cincin (yaitu tipe A dan tipe A-T) dalam setahun ada tiga kali. Untuk kasus tiga kali ini, bisa terdapat satu cincin dan dua cincin-total, atau dua cincin dan satu cincin-total. Antara tahun -2000 hingga tahun 1700, terdapat 10 buah tahun yang berisi tiga gerhana cincin ini dalam setahun, yaitu tahun -1944, -484, -400, -139, 1144, 1228, 1339, 1405, 1489 dan tahun 1966.

Keteraturan dalam gerhana

Telah umum diketahui bahwa gerhana matahari dan bulan memiliki keteraturan setelah suatu periode waktu selama 223 lunasi (1 lunasi = rata-rata 1 bulan sinodik = 29 hari 12 jam 44 menit 3 detik) atau sekitar 6585 1/3 hari, yaitu 18 tahun, 10 atau 11 hari dan 8 jam. Ini dikenal sebagai peride Saros. Adanya tambahan sebesar 8 jam tersebut yang setara dengan bujur 120 derajat menyebabkan daerah visibilitas gerhana matahari setelah satu periode tersebut akan bergeser sebesar kira-kira bujur geografis 120 derajat ke arah barat. Sebagai contoh, peta gerhana matahari total pada tanggal 3 November 1994 serta gerhana total berikutnya setelah satu periode Saros pada tanggal 13 November 2012. Pada gerhana pertama, lintasan total melewati Amerika Selatan, Samudra Atlantik hingga selatan Afrika, sedangkan pada gerhana kedua melewati sebagian Australia dan Samudra Pasifik.

Selain periode Saros, ada pula yang disebut sebagai periode 358 lunasi, atau 29 tahun kurang 20 hari, yang dikenal sebagai periode Inex. Periode Inex ini sama dengan 388,5 revolusi draconic (dari node ke node). Pecahan 0,5 ini memiliki konsekuensi bahwa periode Inex mengambil tempat bergantian, antara satu node dengan node yang lain. Sehingga, sebuah gerhana matahari yang terlihat di belahan bumi utara, maka setelah satu periode Inex, gerhana matahari berikutnya akan terlihat di belahan bumi selatan. Satu Inex berikutnya akan kembali ke belahan bumi utara. Sebagai contoh:

• 6 Mei 1845 gerhana cincin, terlihat di Laut Arktik, titik turun bulan
• 16 April 1874, gerhana total, terlihat di Antartika, titik naik bulan
• 29 Maret 1903, gerhana cincin, terlihat di Siberia, titik turun bulan
• 7 Maret 1932, gerhana cincin, terlihat di Antartika, titik naik bulan
• 15 Februari 1961, gerhana total, terlihat di Rusia, titik turun bulan
• 26 Januari 1990, gerhana cincin, terlihat di Antartika, titik naik bulan, dan seterusnya.

Ada pula periode yang disebut sebagai Semester, yang sama dengan 6 lunasi, sekitar 177 hari atau 0,49 tahun. Mirip seperti Inex, terjadi perubahan titik naik/turun bulan (node) dari satu gerhana ke gerhana berikutnya. Misalnya sebuah gerhana matahari terjadi di dekat salah satu kutub bumi, gerhana berikutnya setelah satu semester mengambil tempat di belahan bumi lainnya, namun secara umum dekat ke ekuator, begitu seterusnya.

Periode yang lain adalah Tritos yang memiliki periode 135 lunasi atau 11 tahun dikurangi satu bulan. Pergeseran terhadap titik node cukup kecil, hanya sekitar 0,5 derajat setelah satu Tritos. Sebagai contoh siklus Tritos berikut ini:

• 12 September 1931, parsial, belahan bumi utara
• 12 Agustus 1942, parsial, belahan bumi selatan
• 11 Juli 1953, parsial, belahan bumi utara
• 10 Juni 1964, parsial, belahan bumi selatan
• 11 Mei 1975, parsial, belahan bumi utara
• 9 April 1986, parsial, belahan bumi selatan
• 9 Maret 1997, total, belahan bumi utara
• 7 Februari 2008, cincin, belahan bumi selatan
• 6 Juni 2019, parsial, belahan bumi utara
• 5 Desember 2029, parsial, belahan bumi selatan
• 4 November 2040, parsial, belahan bumi utara
• 4 Oktober 2051, parsial, belahan bumi selatan, dan seterusnya.

            Siklus lain yang terkenal adalah siklus Meton sebesar 235 lunasi atau 19 tahun. Setelah 19 tahun, fase bulan akan terulang pada tanggal kalender yang hampir sama. Siklus Meton adalah periodisitas yang baik untuk menentukan dengan cepat fase bulan pada masa lalu atau masa depan. Sebagai contoh, 190 tahun (10 siklus Meton) setelah gerhana matahari total pada fase bulan baru (new moon) 11 Juli 1991, maka akan didapatkan pula fase bulan baru pada 11 Juli 2181. Akan tetapi tidak ada gerhana matahari pada tanggal yang disebutkan terakhir ini. Karena itu siklus Meton tidak terlalu berguna untuk memprediksi terjadinya gerhana. Sebagai contoh, siklus Meton berikut ini yang berisi lima gerhana.

• 12 Agustus 1923, tidak ada gerhana
• 12 Agustus 1942, parsial
• 11 Agustus 1961, cincin
• 10 Agustus 1980, cincin
• 11 Agustus 1999, total
• 11 Agustus 2018, parsial
• 11 Agustus 2037, tidak ada gerhana

Fakta Mengenai Gerhana Matahari

1. Tipe gerhana cincin-total atau A-T adalah tipe gerhana sentral, dimana sebagian lintasan adalah total dan sisanya cincin. Lebih tepat, sepanjang garis sentral, gerhana tersebut bermula sebagai cincin, kemudian menjadi total ketika bagian permukaan bumi yang lengkung lebih dekat ke bulan sehingga menjadi total, dan akhirnya kembali menjadi cincin pada akhir lintasan. Namun demikian, gerhana 3 November 2013 bertipe A-T akan menjadi sebuah kasus menarik. Gerhana sentral akan bermula sebagai gerhana cincin, kemudian 15 detik berikutnya berubah menjadi total, dan terus total hingga akhir gerhana.

2. Dua gerhana matahari yang terjadi berturut-turut tidak pernah kedua-duanya berupa fase total. Namun demikian, dimungkinkan terdapat dua gerhana total dalam rentang kurang dari setengah tahun, tetapi salah satunya berupa gerhana bertipe A-T. Contohnya adalah

• 17 April 1912, tipe A-T
• 10 Oktober 1912, tipe T

Akan tetapi, dua gerhana sentral yang berturut-turut dapat berupa total kedua-duanya, tetapi dipisahkan oleh gerhana parsial. Sebagai contoh, gerhana total 11 Agustus 1999 dan 21 Juni 2001, dipisahkan oleh empat gerhana parsial pada tahun 2000.

3. Dua gerhana matahari yang terjadi berturut-turut bisa berupa kedua-duanya bertipe A-T, sebagai contoh gerhana 23 Desember 1908 dan 17 Juni 1909, 3 Oktober 1986 dan 29 Maret 1987.

4. Antara tahun -599 hingga tahun 3400 atau rentang 4000 tahun atau 40 abad, terdapat 9439 gerhana matahari, sehingga rata-rata sekitar 237 gerhana per abad. Selama 40 abad tersebut, tipe gerhana adalah sebagai berikut: 3344 gerhana parsial, 3071 gerhana cincin, 2508 gerhana total, 493 gerhana cincin-total, 58 gerhana cincin non-sentral, dan 19 gerhana total non-sentral. Namun demikiannya, distribusinya setiap abad tidak seragam. Sebagai contoh, antara tahun 1701 – 1800 terdapat 251 gerhana, sedangkan antara tahun 2001 – 2100 hanya terdapat 224 gerhana.

5. Pada dua fase bulan baru yang berturutan dapat terjadi gerhana matahari. Hampir setiap kasus yang terjadi kedua gerhana tersebut bertipe parsial, yang nampak dari belahan bumi yang berbeda. Sebagai contoh

• 21 Juni 1982, belahan bumi selatan (selatan Atlantik, Afrika Selatan)
• 20 Juli 1982, belahan bumi utara (Laut Arktik, negara-negara Skandinavia) sangat jarang terjadi. Satu dari kedua gerhana berturutan pada dua fase bulan baru yang berturutan adalah gerhana parsial. Dalam rentang tahun -599 hingga tahun 3400, hanya terjadi 5 kali.

Sebaiknya tidak menonton proses gerhana matahari total dengan mata telanjang. Hal itu dapat merusak retina di mata, sehingga menyebabkan kebutaan. Bagi orang-orang yang tetap ingin menyaksikannya, gunakanlah teleskop atau kacamata khusus atau buatlah sebuah alat proyektor lubang jarum dengan membuat lubang kecil di sisi kotak kardus atau secarik kertas.

Referensi

• Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 3ed, Cambridge University Press
• Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsel, Willmann-Bell, Virginia, 1997.

Mengenal Periode Saros

Banyak sekali fenomena astronomi yang dapat kita nikmati setiap malam. Salah satu fenomena yang sering kita jumpai adalah gerhana. Diantara semua gerhana yang kita saksikan, pernahkah kita menduga bahwa setiap gerhana memiliki urutan yang menunjukkkan menunjukkan seri atau pola? Dan gerhana dengan nomor seri yang sama apakah akan terjadi lagi dengan keadaan dan kenampakan yang sama?

Istilah gerhana biasa digunakan untuk menyebut peristiwa dimana suatu benda memasuki bayangan benda yang lain. Gerhana Matahari terjadi ketika posisi Bulan berada diantara Matahari dan Bumi, sehingga bayangan Bulan jatuh di permukaan Bumi. Sedangkan gerhana Bulan terjadi ketika Bumi berada di antara Matahari dan Bulan sehingga Bulan memasuki bayangan Bumi.

Jika suatu ketika Bulan berada segaris di antara Matahari dan Bumi atau posisi Matahari minimal berada di sekitar 18.5° dari titik hubung Bumi-Bulan baik dari sebelah timur maupun sebelah barat, Bulan akan menghalangi cahaya Matahari yang menuju ke permukaan Bumi. Inilah yang menyebabkan terjadinya gerhana Matahari. Namun, karena piringan Bulan lebih kecil dari piringan Bumi, gerhana Matahari hanya bisa terlihat di daerah tertentu di permukaan Bumi. Dan begitu juga dengan gerhana Bulan, gerhana hanya bisa terjadi ketika Bumi berada dalam satu garis lurus di antara Matahari dan Bulan atau minimal Bulan berada di 16.5° dari titik hubung. Namun gerhana bulan dapat dilihat di seluruh permukaan Bumi yang mengalami malam.

Gerhana Matahari terjadi jika Matahari berada dalam selang 37º yang berpusat di titik node. Karena Matahari di langit bergerak dengan kecepatan ~1º perhari, dibutuhkan kira-kira 37 hari untuk melintasi daerah tersebut. Sedangkan fase Bulan baru terjadi tiap 29,5 hari. Karena itu, ketika Matahari berada dalam selang tersebut, minimal terjadi satu kali fase Bulan baru. Dengan kata lain, setiap musim gerhana, dipastikan akan terjadi gerhana Matahari. Minimal dalam satu tahun, bisa terjadi 2 kali gerhana Matahari, dan maksimal 5 kali gerhana Matahari.

Akibat gangguan gravitasi pada orbit Bulan, titik nodal tidak tetap posisinya. Titik nodal bergeser ke arah barat dengan periode 18,6 tahun. Dengan kombinasi periodisitas Bulan baru dan jarak Bumi-Bulan maka diperoleh periodisitas gerhana yang disebut dengan periode saros. Gerhana dengan nomor seri saros yang sama mempunyai kemiripan sifat sehingga para astronom menggunakan periode ini untuk meramalkan terjadinya gerhana sampai ribuan tahun ke depan.

Kata saros berasal dari bahasa babel “saru” yang mununjukkan pengertian suatu ukuran  yang bernilai 3600. Kata ini pertama kali digunakan sebagai istilah periode gerhana oleh Edmon Halley pada tahun 1691 walaupun catatan sejarah mengatakan saros pertama kali dikenal oleh astronom Babilonia kuno.Seri saros memiliki jangka waktu sekitar 223 bulan sinodic (sekitar 6.585,3211 hari, atau 18 tahun dan 11 hari dan 8 jam), yang dapat digunakan untuk memprediksi gerhana Matahari dan Bulan. Setelah satu periode saros, matahari, bumi, dan bulan kembali ke posisi geometri yang relatif sama dan gerhana hampir identik akan terjadi. . Meskipun terkesan rancu dengan makna sebenarnya penggunaan kata saros sebagai periode pegulangan gerhana tetap digunakan sampai sekarang. Dengan perhitungan dan tabel saros para astronom memprediksikan gerhana dari aspek jenis, visibilitas (kenampakan) dan kronologis gerhana sejak 2000 SM sampai 3000 M.

Dalam sejarah kuno, para astronom Babilonia telah melakukan observasi dan perhitungan terhadap gerhana dan mencatat bahwa gerhana – gerhana Matahari dan Bulan terjadi dalam rangkaian dan periode waktu tertentu. Catatan ini ditemukan oleh Thales dan kemudian dijadikan dasar ramalan gerhana olehnya. Lama waktu dalam satu periode Saros merupakan keselarasan alam antara tiga peride orbit Bulan, yaitu siklus Bulan Sinodik, siklus Bulan Anomalistik dan siklus Bulan Drakonik. Satu periode sinodik merupakan selang waktu 29, 53059 hari yang dibutuhkan Bulan untuk kembali dari fase Bulan baru ke Bulan baru berikutnya. Sedangkan periode anomalistik merupakan selang waktu 27, 55444 hari yang dibutuhkan Bulan untuk  satu kali mengorbit Bumi dan kebali dengan jarak yang sama serta periode drakonik merupakan interval waktu 27.1222 hari yang dibutuhkan Bulan untuk kembali berada di titik simpul yang sama.      

Gerhana yang dipisahkan oleh 223 Bulan sinodis memiliki karakteristik yang sama karena 223 Bulan sinodis (6585,321 hari) itu kurang lebih sama dengan 242 Bulan drakonis (6585,357 hari). Artinya pada selang satu periode saros, Bulan kembali pada fase yang sama pada titik node yang sama juga.

Sementara itu, 223 Bulan sinodis itu juga kurang lebih sama dengan 239 Bulan anomalistis (6585,537 hari). Ini membuat selang satu periode saros selain mengembalikan Bulan pada fase yang sama pada titik node yang sama, juga mengembalikan Bulan pada jarak yang sama dari Bumi. Karenanya, gerhana yang dipisahkan oleh periode saros akan memiliki karakteristik yang mirip.

Namun, Akibat panjang periode saros yang panjang harinya memiliki pecahan (kira-kira 1/3), maka saat gerhana berikutnya yang terpisahkan oleh satu periode saros terjadi, Bumi telah berputar kira-kira 1/3 hari. Karena itu, lintasan gerhana yang berselang satu periode akan bergeser 120º ke arah barat dan waktu gerhana juga akan bertambah 8 jam dari waktu gerhana sebelumnya. Dan pada siklus saros ketiga (54 tahun 31 hari), gerhana dengan sempurna bisa diamati pada wilayah geografi yang sama dengan waktu dan karakteristik yang sama pula, periode 3 siklus saros ini dikenal istilah Periode Exeligmos.

Para astronom menggunakan periode saros  untuk mengelompokkan gerhana-gerhana menjadi beberapa seri saros. Satu seri saros dapat berlangsung sampai 1226-1550 tahun dengan jumlah gerhana berkisar 70-82 yang terdiri dari  gerhana total, parsial (sebagian), cincin maupun penumbra. Ada sekitar 204  kelompok seri saros gerhana Matahari dan gerhana Bulan. Untuk gerhana Matahari sistem penomorannya mulai -13 sampai 190 sedang untuk gerhana Bulan sistem penomorannya mulai -20 sampai 186.

Gerhana-gerhana yang dipisahkan oleh periode saros dikelompokkan menjadi sebuah seri saros. Sebuah seri saros tidak akan bertahan selamanya, karena satu periode itu lebih pendek 1/2 hari dari 19 tahun gerhana, ia lahir dan mati, dan beranggotakan sejumlah tertentu gerhana. Akibatnya, setelah satu periode saros, titik node akan bergeser 0,5º ke arah timur. Karenanya, setelah lewat sejumlah periode saros tertentu, jarak titik node sudah sedemikian jauh dari Matahari/Bulan sehingga tidak memungkinkan lagi terjadinya gerhana. Saat itu terjadi, seri saros yang bersangkutan akan mati, dan seri saros baru akan lahir.

Algoritma Julian Date

Saya akan memberikan salah satu algoritma yang ada di astronomi. Algoritma Julian Date adalah algoritma pada kalender atau penanggalan. Algoritma ini terkadang dibutuhkan juga untuk menyelesaikan soal olimpiade astronomi. Dari algoritma ini kita bisa mengetahui hari dari tanggal yang diberikan atau mengubah format penanggalan masehi ke penanggalan Julian Date



1. Mengubah Tanggal pada Kalender Masehi Menjadi Julian Date



Algoritma berikut ini digunakan untuk mengubah tanggal di kalender masehi menjadi Julian Date

Simbol atau tanda

tanggal = d
bulan = m
tahun = y

→Langkah pertama, cari nilai m' dan y'. Bila m bernilai 1 atau 2, tambahkan 12 pada m dan kurangkan y dengan satu (y - 1).

Bila m lebih besar dari 2, biarkan nilai m dan y seperti semula atau m = m' dan y = y'

→Setelah kita memiliki nilai d, m' dan y' , kita lanjutkan ke langkah berikutnya.

→Tentukan A

A = INT (y'/100)

Masukkan nilai y' dan yang diambil hanya integer. Ingat, pada integer yang diambil hanya bilangan bulat. Misal INT 18,999 adalah 18. Tidak boleh dilakukan pembulatan.

→Tentukan B

B = 2 - A + INT(A/4)

Bila nilai y' < 1582 , maka nilai B = 0

→Tentukan C

C = INT 365,25y' (Bila y' positif)
C = INT (365,25y' - 0,75) (Bila y' negatif)

→Tentukan D

D = INT [ 30,6001 (m' + 1) ]


→Tentukan Julian Date (JD)

JD = B + C + D + d + 1720994,5

Selesai.

Contoh :

1.1 Tentukan Julian date dari 21 Desember 2012 !

d = 21
m = 12
y = 2012

m' = 12
y' = 2012

A = INT (2012 / 100)
A = 20

B = 2 - 20 + INT (20/4)
B = 2 - 20 + 5
B = -13

C = INT 365,25 x 2012
C = 734883

D = INT 30,6001 (12 + 1)
D = 397

JD = B + C + D + d + 1720994,5
JD = 2456282,5

1.2 Tentukan Julian Date dari 1 Januari 2015 !

d = 1
m = 1
y = 2015

m' = 13
y' = 2014

A = INT (y'/100) = 20
B = 2 - 20 + INT (20/4) = -13
C = INT 365,25y' = 735613
D = INT (30,6001 x 14) = 428

JD = 2457023,5



2. Mengubah Julian Date Menjadi Tanggal Masehi




→Pertama, tambahkan 0,5 pada Julian Date

JD + 0,5

Kemudian tentukan Integer (I) dan Fraksi (F)

Misal, I dari 20,5 adalah 20. F dari 20,5 adalah 0,5

→ Tentukan A

A = INT [ ( I - 1867216,25) / 36524,25 ]

→ Tentukan B

B = 1 + I + A - INT (A/4)

Bila JD < 2299160, maka nilai B = I

→ Tentukan C

C = B + 1524

→ Tentukan D

D = INT [ (C - 122,1) / 365,25 ]

→ Tentukan E

E = INT (365,25D)

→ Tentukan G

G = INT [ (C - E / 30,6001 ]

→Tentukan Tanggal

d = C + F - E - INT (30,6001G)

→Tentukan Bulan

m = G - 13 (Bila nilai G >13,5)

m = G - 1 (Bila nilai G<13
→Tentukan Tahun

y = D - 4716 (Bila m > 2,5)
y = D - 4715 (Bila m < 2,5)

Selesai.

Contoh :

2.1 Tanggal berapakah yang bertepatan dengan 2456282,5 JD ?

Tambahkan 0,5 pada JD kemudian tentukan I dan F.

JD = 2456283
I = 2456283
F = 0

A = INT [ (2456283 - 1867216,25 ) / 36524,25 ]
A = 16

B = 1 + 2456283 + 16 - INT (16/4)
B = 2456296

C = 2456296 + 1524
C = 2457820

D = INT [ (2457820 - 122,1) / 365,25 ]
D = 6728

E = INT (365,25D)
E = 2457402

G = INT [ (2457820 - 2457402) / 30,6001 ]
G = 13

→Tentukan d

d = C + F - E - INT 30,6001G
d = 2457820 + 0 + - 2457402 - 397
d = 21

Tanggal sudah didapatkan

→Tentukan m

Karena G<13
m = G - 1 = 13 - 1 = 12

Bulan sudah didapatkan

→Tentukan y

Karena m > 2,5 , maka

y = D - 4716
y = 6728 - 4716
y = 2012

Tahun sudah didapatkan.

Selesai.



3. Mengetahui Hari dari Julian Date



Kita dapat mengetahui pada hari apa yang bertepatan dengan Julian Date. Atau ketika kita tidak mengetahui hari dari suatu tanggal, kita dapat mencarinya dengan algoritma JD.

→Tentukan JD pada tanggal yang tersebut. Kemudian tambahkan nilai 1,5 pada JD. Setelah itu bagi dengan 7.

(JD + 1,5) / 7

Kemudian dari hasil sisa pembagian, kita bisa tahu nama hari dari aturan sebagai berikut.

Sisa 0 = Hari Minggu
Sisa 1 = Hari Senin
Sisa 2 = Hari Selasa
Sisa 3 = Hari Rabu
Sisa 4 = Hari Kamis
Sisa 5 = Hari Jum'at
Sisa 6 = Hari Sabtu

Contoh :

1. Pada hari apakah yang bersesuaian dengan tanggal 1 Januari 2015 ?

Tentukan JD

JD = 2457023,5

(JD + 1,5) / 7 = 351003 dengan sisa 4.
Berarti 1 Januari 2015 jatuh pada hari Kamis. Coba cek kalender untuk membuktikan.

Soal Astronomi (31-01-2015)

1. Sebuah komet yang mengelilingi matahari memiliki perihelion 5,5 SA dan aphelion 44,5 SA. Berapakah periodenya? (keterangan : SA adalah singkatan dari satuan astronomi. Merupakan jarak rerata Bumi-Matahari)

Solusi :

Pertama,kita cari dulu sumbu semi mayor atau jarak rerata objek ke matahari. Nilainya setengah dari panjang sumbu mayor. Atau pada bangun datar elips (karena bentuk orbit hampir setiap objek di tata surya berupa elips) yaitu setengah dari diameter maksimum.

a = (r aph + r per) / 2

= (44,5 SA + 5,5 SA) / 2
= 25 SA

Kita bisa mencari periodenya dari Hukum Ke-3 Kepler

T² = a³

T adalah periode (dalam satuan tahun) dan a adalah jarak rerata objek ke matahari atau sumbu semi mayor (pada elips, setengah dari diameter maksimum) dalam satuan SA.

T² = a³
T² = 25³ = (5²)³ = (5³)²
T = 5³ = 125 tahun

2. Estimasikan radius sebuah objek langit dimana seseorang yang berada di sana dapat lolos dari gravitasi objek langit tersebut dengan melompat secara vertikal. Asumsikan densitas (kerapatan) planet tersebut nilainya sama dengan Bumi (ρ bumi = 5515 kg/m³) !

Solusi :

Kita bisa asumsikan tinggi lompatan manusia secara kasar sekitar 0,5 m.

Kemudian v lompat kita setarakan dengan v lepas gravitasi (v esc).

v lompat = v esc
√(2gh) = √(2GM/R)
2gh = 2GM/R
gh = GM/R

→ R = GM/gh

Ingat. Kita punya hubungan antara massa dan kerapatan (massa jenis, ρ)

M = ρV

Kita dapat asumsikan bahwa objek langit tersebut berbentuk bola.

M = ρV
M = ρ.4/3.π.R³

R = (4πGρR³)/3gh
3ghR = 4πGρR³
3gh = 4πGρR²

R = √(3gh/4πGρ)

R = √[ (3 . 9,8 . 0,5 m) / (4π . 5515 . 6,67E-11) ]

R = 1783,27 m

3. Estimated the linier velocity of a rover at equator surface of a compact star with radius 12 km and rotation period 2 milisecond !

Solusi :

T = 2 milisecond = 2E-3 detik

Kecepatan linier pada lingkaran adalah

v = ωR
v = 2πR / T
v = 2π. 20000 / 0,002
v = 6,283E-7 m/s

Catatan : aEn = a.10^n
misalnya, 4E6 = 4. 10^6

Tips Mengikuti Olimpiade Astronomi

Saya akan membagikan beberapa tips bagi teman-teman yang akan mengikuti olimpiade astronomi.
Sepanjang 2013-2014 saya mendalami bidang astronomi karena memang hobi saya. Dalam periode 2 tahun tersebut, menurut pengalaman saya, soal astronomi kebanyakan "curang". Apa yang dipelajari bisa nyaris tidak muncul pada soal. Soal-soal astronomi lebih banyak menekankan di fisika dan matematika. Tips di bawah ini mungkin bisa bekerja dengan efektif.

1. Walaupun namanya olimpiade astronomi, kita tidak akan berjumpa dengan soal astronomi saja. Tidak seperti soal olimpiade fisika dari tahap kabupaten dan provinsi yang soalnya cenderung didominasi mekanika (fokus pada 1 materi), materi soal astronomi yang diujikan tersebar di berbagai cabang di matematika dan fisika (yang bahkan tidak ada hubungannya dengan astronomi pun dapat muncul). Bagi yang sudah terlatih di fisika dan matematika, ini sudah menjadi langkah awal untuk meraih juara di kompetisi astronomi.

2. Selalu sediakan kalkulator. Perhitungan astronomi terkadang tidak semuanya memuat jawaban berupa variabel. Soal-soal membutuhkan kalkulasi yang hanya dapat dilakukan oleh kalkulator. Usahakan kalkulator yang kamu gunakan sudah memiliki perhitungan statistik, logaritma dan trigonometri

3. Jawaban soal pada pilihan ganda terkadang ambigu pada soal teori. Dalam kasus ini, kita harus mendalami konsep dengan baik. Sedangkan pada soal hitungan, jawaban yang berupa angka terkadang tidak ada di pilihan jawaban soal. Yang dapat kita lakukan adalah dengan memilih nilai terdekat di option. Pada bagian essai (mulai dari tahap provinsi), buatlah jawaban yang sejelas mungkin. Misalnya tidak langsung menulis rumus yang sudah jadi. Coba dijabarkan konsep mana yang dipakai. Ini mungkin dapat menambah poin atau nilai dengan drastis.

4. Olimpiade astronomi bukanlah tipe kompetisi hafalan. Kalian harus melatih skill matematik. Beberapa soal astronomi yang muncul bisa saja berupa teka-teki matematis. Atau berupa soal matematika dengan bahasa dan istilah astronomi. Bila bertemu soal seperti ini, saya sarankan pahami dengan teliti maksud soalnya.

5. Untuk tes observasi, hafalkan 88 konstelasi, objek Messier dan bintang terang. Biasakan melakukan pengamatan di malam hari. Kenali objek yang saya sebutkan di langit malam. Pahami dengan baik tata koordinat horizon dan ekuator karena pada tes praktik, koordinat ini yang digunakan. Untuk tes observasi siang, berlatihlah menggambar sketsa matahari pada grafik untuk mengantisipasi munculnya tes ini (walaupun jarang).

6. Soal pengolahan data pada OSN menekankan kita seperti seorang astronom. Data yang ada kita olah, dengan kertas grafik, busur dan sebagainya. Seringlah berlatih membaca diagram, baik itu diagram HR maupun diagram lainnya. Kuasai teknik dalam menggambar posisi benda langit dengan koordinat pada kertas grafik, baik koordinat cartesius maupun koordinat polar. Kuasai ilmu statistik level rendah sampai menengah karena pada tes pengolahan data, statistik sangat diperlukan. Untuk mengantisipasi, cobalah untuk menguasai berbagai bentuk diagram (misalnya diagram alir / flow chart).

7. Selalu up to date dengan informasi terbaru tentang astronomi. Karena soal olimpiade astronomi terkadang menanyakan perkembangan dan hal-hal baru yang ditemukan oleh astronom, walaupun hanya 1 soal yang ditanyakan. Ini pernah terjadi di OSK 2014.

Demikian beberapa tips yang dapat saya bagikan. Semoga sukses.

Silabus OSN Astronomi

1. Mekanika Benda Langit :

• Hukum Kepler
• Hukum Gravitasi Newton
• Titik Lagrange
• Gaya Pasang Surut
• Tidal Locked
• Resonansi Orbit
• Masalah Dua Benda
• Masalah Tiga Benda

2. Radiasi Elektromagnetik :

• Hukum Radiasi
• Benda Hitam
• Spektrum Elektromagnetik
• Hukum Wien

3. Bola Langit :

• Konsep Dasar Segitiga Bola
• Tata Koordinat Astronomi
• Pengertian Ekuinok
• Konstelasi dan Zodiak
• Obyek Langit Dalam Kondisi Circumpolar

4. Konsep Waktu dan Kalender :

• Waktu Matahari
• Waktu Sideris
• Kalender Bulan (Hijriah)
• Kalender Masehi
• Algoritma Penanggalan

5. Tata Surya :

• Karakteristik Matahari
• Komponen Tata Surya
• Periode Sideris dan Sinodis Planet
• Teori Pembentukan Tata Surya
• Awan Oort
• Sabuk Kuiper
• Medium antar Bintang

6. Fenomena Astronomi (Sistem Bumi, Bulan dan Matahari) :

• Fase Bulan dan Hilal
• Periode Sideris dan Sinodis Bulan
• Gerhana
• Musim di Bumi
• Aurora
• Hujan Meteor

7. Bintang :

• Klasifikasi Bintang
• Variabel Cepheid
• Bintang Ganda
• Lubang Hitam
• Katai Putih
• Katai Merah
• Katai Coklat
• Katai Hitam

8. Galaksi dan Kosmologi Dasar :

• Prinsip dalam Kosmologi
• Tipe Galaksi
• Bintang Populasi I dan II
• Bintang Populasi III (masih hipotesis)
• Teori Big Bang
• Teori Steady State (Keadaan Tetap)
• Hukum Hubble
• Redshift
• Blueshift
• Quasar
• Teorema Virial

Solusi OSK Astronomi 2014 [ Bagian 3 (Akhir) ]

21    Menurut Hukum Stefan-Boltzmann jika temperatur Matahari menjadi dua kali lipat dibandingkan sebelumnya dan diasumsikan jejari Matahari tetap, maka energi yang dipancarkan per detik akan menjadi

a)      setengah dari yang sekarang.
b)      dua kali dari yang sekarang.
c)       empat kali dari yang sekarang.
d)      delapan kali dari yang sekarang.
e)      enam belas kali dari yang sekarang

 Jawaban : E

Persamaan Hukum Stefan-Boltzmann tentang luminositas adalah L = σAT^4. Dimana A adalah luas permukaan benda, σ adalah konstanta Stefan-Boltzmann dan T adalah suhu benda. Pada soal jari-jari matahari tetap maka A otomatis konstan. Jika suhu menjadi 2 kali lipat, maka total energi yang dipancarkan menjadi 2^4 = 16 kali



22.       Dibandingkan dengan bintang yang berotasi lambat, bintang yang berotasi lebih cepat akan memperlihatkan spektrum dengan garis-garis yang ...

a)      tipis
b)      lebar
c)      sama dengan bintang yang berotasi lebih lambat
d)      cenderung ke panjang gelombang kecil
e)      cenderung ke panjang gelombang besar



Jawaban : B

Untuk bintang yang tidak berotasi, garis absorpsi yang terlihat pada spektrumnya berupa satu garis tipis. Untuk bintang yang berotasi, ada pelebaran garis absorpsi tersebut. Hal ini disebabkan oleh gas-gas di permukaan bintang tersebut ikut berotasi. Gas-gas tersebut mengalami efek Doppler. Efek Doppler terbesar dialami oleh partikel yang berada di tepi bintang dari arah pandang kita karena seluruh komponen kecepatan rotasinya mengarah radial. Oleh karena itu, bintang yang berotasi lebih cepat akan memperlihatkan spektrum dengan garis-garis yang lebih lebar



23.     Refraktor ganda Zeiss di Observatorium Bosscha mempunyai diameter lensa 60 cm dan panjang fokus sekitar 11 meter. Jika dibandingkan dengan sebuah teropong Schmidt, dengan diameter cermin 51 cm, dan panjang fokus 127 cm, teropong Zeiss mempunyai keunggulan, karena

a)      daya pisah lebih tinggi
b)      mempunyai kemampuan mendeteksi benda langit yang berukuran lebih besar
c)       dapat melihat medan langit yang lebih luas dan lebih detail
d)      dapat mengamati objek yang bergerak cepat
e)      dapat mengamati seluruh wujud hilal

Jawaban : A

Analisis pilihan

a. Rumus daya pisah adalah 1.22λ/D, dimana λ adalah panjang gelombang dan D adalah diameter teleskop. Semakin besar diameter teleskop, semakin tinggi daya pisahnya

b Makin besar teleskop, makin redup objek yang bisa diamati. Objek yang lebih besar tidak perlu teleskop yang lebih besar

focal ratio teleskop Zeiss = 1100cm/60cm = 18.33
focal ratio teleskop Schmidt = 127/51 = 2.49

c Medan langit yang terlihat di teleskop berbanding terbalik dengan focal ratio. Semakin kecil focal ratio, semakin besar medan pandang teleskop.

d Untuk mengamati objek yang bergerak cepat, diperlukan telesop dengan focal ratio lebih rendah untuk mendapatkan medan pandang lebih luas.Teleskop Schmidt yang sesuai

e Untuk mengamati seluruh wujud hilal, kita memerlukan teleskop dengan focal ratio yang lebih kecil.



24.   Satelit alam Pluto yang diketahui hingga saat ini adalah

a)      Charon
b)      Charon, Nix, Hydra, Kerberos dan Styx
c)      Charon, Styx, dan Hydra
d)      Charon, Nix, Hydra, dan Miranda
e)      Hydra, Kerberos, dan Styx

Jawaban : B


25.     Seorang pengamat di sebuah planet X berjarak 1 SA dari bintang induknya, mengamati oposisi planet A dan B yang juga beredar mengelilingi bintang tersebut. Planet A mempunyai diameter sudut π/80000 radian dan planet B mempunyai diameter sudut π/40000 radian. Bila periode orbit planet A sebesar 4 kali planet B, dan periode orbit planet A sebesar 1,5 kali planet X, maka kemungkinan diameter linier planet A, DA, adalah

a)      lima kali lebih kecil daripada diameter linier planet B,Db
b)      lima kali lebih besar daripada diameter linier planet B, Db
c)       dua kali lebih kecil daripada diameter linier planet B, D

d)      dua kali lebih kecil daripada diameter linier planet B, Db
e)      sama dengan diameter linier planet B, Db



Soal ini tidak relevan dengan jawaban yang ada. Karena orbit planet B berada didalam orbit planet X, yang berarti planet B tidak mungkin berada di fase oposisi terhadap planet X. Terdapat kesalahan soal

  26.   Sebuah asteroid mengelilingi Matahari dalam orbit elips dengan setengah sumbu panjang orbit 3 SA dan eksentrisitas 0,9. Berapakah kecepatan minimal asteroid itu agar dapat lepas dari sistem Tata Surya? (Diketahui massa Matahari M = 1,989 x 10^30 kg, konstanta gravitasi G = 6,67 x 10-11 N m2/kg^2, 1 SA = 149597870700 m)

a)      15640 m/detik
b)      16640 m/detik
c)      17640 m/detik
d)      18640 m/detik
e)      19640 m/detik

Jawaban : C


Kecepatan lepas asteroid tersebut berubah-ubah karena berada pada orbit elips. Kecepatan minimal asteroid yang dimaksud adalah kecepatan lepas minimal. Kecepatan lepas minimal ketika asteroid tersebut berada di titik terjauhnya yakni aphelion.

Jarak aphelion (r ap) = a (1+e) = 3 SA * 1.9 * 149497870700 m/SA = 8.52 * 10^11 m

Kecepatan lepas minimal

Vescmin= √( (2GM) / r ap )

dengan memasukkan semua nilainya maka didapatkan jawaban adalah option C



27     Teropong Chandra adalah teropong pendeteksi sinar X dan teropong Hubble adalah pendeteksi cahaya tampak (visual). Keduanya beroperasi di luar atmosfer Bumi. Pilih alasan yang paling tepat di bawah ini tentang perlunya teropong antariksa seperti kedua teropong itu!

a)      Agar lebih dekat ke objek yang diamati, yaitu bintang-bintang dan galaksi, sehingga akan tampak lebih terang dan besar.

b)      Daya tembus sinar X lebih kuat sehingga dapat lebih baik sampai ke permukaan Bumi daripada visual, tapi tetap mengalami sedikit serapan atmosfer, jadi lebih baik di angkasa.

c)       Citra bintang yang diamati teropong sinar X dan visual dari permukaan Bumi dan dari angkasa sama tajam dan terangnya, tapi teropong di angkasa luar tidak terganggu awan dan hujan.

d)      Karena serapan atmosfer, sinar X tidak dapat sampai ke permukaan Bumi, dan cahaya visual melemah dan berkurang ketajamannya

e)      Agar citra benda langit tidak berubah bentuk, kontras dan kecerlangannya karena absorpsi atmosfer Bumi.

Jawaban : D

Analisis option

a. Jarak bintang ke kita sangat jauh, jika kita membawa teleskop ke luar angkasa jaraknya hanya berkurang sedikit dan nyaris tak ada pengaruh

b. Radiasi sinar X tidak mampu mencapai atmosfer Bumi karena diserap oleh atmosfer.

c .Alasan yang sama dengan option B, sementara itu pengamatan visual di permukaan bumi terganggu atmosfer

d. Keduanya alasan yang benar. Sinar X tidak dapat mencapai permukaan bumi sehingga pengamatan harus dari luar angkasa, sementara atom di atmosfer mendistorsi cahaya visual yang melewati atmosfer bumi

e. Sekalipun atmosfer mengurangi ketajaman citra teleskop, atmosfer tidak membuat citra benda langit berubah bentuk



28.      Pilihlah pernyataan yang BENAR yang berhubungan dengan benda hitam (black body)

1)      Benda yang menyerap semua radiasi yang datang padanya

2)      Panjang gelombang maksimum yang dipancarkan bergantung pada temperatur benda hitam tersebut

3)       Disebut benda hitam, namun tidak selalu berwarna hitam, bergantung pada temperaturnya

4)      Benda yang memancarkan semua radiasi yang datang padanya



Jawaban benar: 1, 2, dan 3 (A)


Analisis option

1. Benar
2. Benar, karena makin panas suatu benda hitam maka panjang gelombang yang dipancarkan bergeser ke arah gelombang pendek
3. Benar
4. Salah, benda hitam adalah benda yang menyerap semua radiasi yang datang





29.   Astronom menganalisis spektrum bintang untuk menentukan

1.     Temperatur
2.     Komposisi kimia
3.     Rotasi bintang
4.     Gerak bintang

 Jawaban : 1, 2, 3, dan 4 (E)

Analisis pilihan


1. Benar. Dari hukum pergeseran Wien kita bisa menemukan temperaturnya
2. Benar. Karena pada spektrum bintang terdapat garis absorpsi yang unik yang bergantung pada  materi yang menyerapnya. Maka komposisi kimianya dapat kita tentukan
3. Benar.
4. Benar





30.   Alasan observatorium astronomi dibangun di puncak gunung tinggi adalah

1.     Jauh dari polusi cahaya
2.     Menghindari getaran alat transportasi darat
3.     Mengurangi gangguan dalam atmosfer
4.     Kelembaban udara lebih tinggi

Jawaban benar: 1, 2, dan 3 (A)

Analisis option

1.  Benar, karena setiap observatorium perlu dibangun di tempat yang jauh dari polusi cahaya sehingga makin banyak bintang redup yang dapat teramati

2 . Benar, karena getaran alat transportasi darat dapat menyebabkan guncangan yang cukup berarti. Untuk benda-benda berukuran kecil seperti kita mungkin ini tidak terlalu berefek, namun kebanyakan teleskop di observatorium berukuran besar dan terbuat dari kaca/lensa. Jika kaca terus menerus mendapat getaran, kualitas optiknya bisa berkurang.

3 . Benar, karena gangguan atmosfer menyebabkan cahaya bintang menjadi terdistorsi dan menimbulkan error dalam hasil pengamatan. Dengan menempatkan teleskop di puncak gunung tinggi, maka ketebalan atmosfer yang harus dilalui cahaya menuju ke observatorium berkurang sehingga gangguan yang dialami lebih sedikit

4 . Salah, karena kelembaban udara yang tinggi justru menyebabkan teleskop tidak dapat digunakan dalam rentang waktu yang cukup lama dan butuh beberapa kali jeda. Untuk pengamatan objek redup, sebisa mungkin jeda ini dihindari.