Teori Geosentris dan Teori Heliosentris

Teori Heliosentris digunakan sebagai penunjuk arah revolusi planet.

Sudah sejak beberapa lama bangsa Mesir, Babilonia, dan Yunani secara teltiti mengamati gerak benda-benda langit. Bangsa Yunani mengamati bahwa di langit terdapat benda-benda yang bergerak relatif terhadap bintang-bintang. Mereka menamakan benda-benda ini dengan istilah planeten, yang artinya “pengelana”. Istilah ini sekarang dikenal sebagai planet, yaitu Merkurius, Venus, Mars, dan sebagainya.

Dari bangsa Yunani pula berkembang konsep-konsep kosmologi yang bersifat rasional dan tidak dikaitkan dengan hal-hal yang berbau mitologis. Tokoh pertama yang mengembangkan konsep kosmologi adalah Pythagoras. Ia merupakan orang pertama kali mengembangkan gagasan bahwa alam smesta mengikuti hukum-hukum alam yang bersifat kuantitatif. Pythagoras menyatakan bahwa benda-benda langit, yaitu matahari, bumi, bulan, dan planet-planet terletak pada bola-bola konsentris (sepusat) yang berputar mengelilingi sumber api sebagi pusat alam semesta (api pusat). Menurut Pythagoras, keteraturan alam semesta mirip dengan keteraturan tangga nada pada dawai lira. Bahkan, ia mengemukakan bahwa semua benda langit dalam pergerakannya mendengungkan nada-nada yang hanya dapat didengarkan oleh orang-orang tertentu saja. Jadi, keteraturan merupakan prinsip utama yang mendasari konsep alam semesta Pythagoras.

Pythagoras

Setelah Pythagoras, tokoh-tokoh lain yang berperan dalam perkembangan kosmologi Yunani Kuno adalah Plato, Eudoxus, dan Aristoteles. Menurut Plato, lingkaran dan bola merupakan bentuk geometri yang paling sempurna. Oleh karena itu, ia berpendapat bahwa semua benda langit bergerak mengelilingi bumi dalam lintasan yang berbentuk lingkaran.

Eudoxus, seorang murid Plato, mulai mengembangkan teorinya berdasarkan pengamatan benda-benda langit. Mungkin ia merupakan orang yang pertama kali membuat teori tentang alam semesta berdasarkan data pengamatan. Menurut Eudoxus, setiap planet terletak pada bola-bola konsentris dan pergerakan planet disebabkan oleh rotasi bola-bola ini. Karena laju rotasi dan kedudukan sumbu rotasi bola-bola ini berbeda-beda, maka efeknya adalah pergerakan planet sebagaimana yang diamati Eudoxus. Misalnya, gerak retrogade atau gerak maju mundur planet Mars.

Aristoteles

Setelah Eudoxus, tokoh besar kosmologi Yunani Kuno adalah Aristoteles. Ia berpendapat bahwa bumi merupakan pusat alam semesta dan menjadi titik pusat peredaran benda-benda langit seperti matahari, bulan, dan planet-planet. Lebih jauh ia mengatakan bahwa alam semesta terdiri dari 55 buah bola sepusat, dan setiap bola menjadi tempat kedudukan satu benda langit. Bola paling luar merupakan tempat kedudukan bintang-bintang yang tetap diam. Di luar sistem bola ini terdapat penggerak utama sistem alam semesta, yang dalam bahasa Latin dinamakan primum mobile.

Teori Geosentris

Sekitar tahun 140 SM, muncul teori lain tentang alam semesta. Teori ini juga menempatkan bumi sebagai pusat alam semesta dan diusulkan oleh Claudius Ptolomeus. Teori ini pertama-tama dibuat untuk menjelaskan adanya gerak retrogade (gerak maju mundur) planet. Ptolomeus menjelaskan konsep alam semesta dalam bukunya yang berjudul Almagest. Dalam teorinya, Ptolomeus menjelaskan bahwa semua benda langit bergerak mengelilingi sebuah titik. Lintasan benda langit ini disebut epicycle. Epicycle ini bergerak dalam lintasan yang lebih besar yang disebut deferent. Bumi bulan pusat deferent, tetapi letaknya tidak terlalu jauh dari pusat deferent, yaitu pada titik yang disebut equant.

Ptolomeus

Selain teori yang diusulkan oleh Aristoteles dan Ptolomeus, ada teori lain tentang alam semesta yang diusulkan oleh Aristarchus. Menurut Aristarchus, pusat alam semesta bukan bumi, melainkan matahari. Bumi hanyalah salah satu dari beberapa planet yang bergerak mengelilingi matahari dalam lintasan yang berbentuk lingkaran.

Pada abad ke-15 terjadi revolusi besar dalam teori tata surya seperti yang diusulkan oleh Nicolaus Copernicus (1473-1543). Seperti Aristarchus, Copernicus mengusulkan bahwa semua benda langit, termasuk bumi, bergerak mengelilingi matahari dalam lintasan yang berbentuk lingkaran. Inilah yang dikenal sebagai teori heliosentris yang dituangkan dalam bukunya yang berjudul De Revolutionibus Orbium Coelestium.

Teori Heliosentris

Teori heliosentris dari Copernicus ini sangat menghebohkan dunia ilmiah Eropa pada saat itu. Bhakan, pada tahun 1616 ada lembaga yang memasukkan bukunya Copernicus ke dalam Index, yaitu daftar buku-buku terlarang. Meskipun demikian, semakin banyak ilmuwan yang mempelajari buku Copernicus ini serta menggunakan nya sebagai landasan ilmiah untuk memikirkan alam semesta. Beberapa ilmuwan tiu antara lain, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, dan Gionardo Bruno. Mereka berpendapat bahwa teori heliosentris ternyata lebih rasiaonal dibandingkan dengan teori geosentris yang telah ada sebelumnya.

Nicolaus Copernicus

Meskipun banyak ahli yang setuju dengan pandangan Copernicus, teori Copernicus ini masih terdapat beberapa kesalahan. Misalnya, berbeda dengan yang diusulkan Copernicus, orbit planet ternyata berbentuk elips, laju elips tidak selalu tetap, dan matahari bukan pusat alam semesta. Apapun kekurangannya, teori heliosentris dari Copernicus ini tetap dianggap tonggak perkembangan astronomi modern.

• 

Sejarah Awal Teori Pembentukan Tata Surya

Sebuah teori lahir dari keingintahuan akan suatu kejadian atau keadaan. Tidak mudah untuk mempercayai sebuah teori baru, apalagi jika teori tersebut lahir ditengah kondisi masyarakat yang memiliki kepercayaan yang berbeda. Tapi itulah kenyataan yang harus dihadapi oleh para ilmuwan di awal-awal penemuan mereka. Hal utama yang dihadapi untuk mengerti lebih jauh lagi tentang Tata Surya adalah bagaimana Tata Surya itu terbentuk, bagaimana objek-objek didalamnya bergerak dan berinteraksi serta gaya yang bekerja mengatur semua gerakan tersebut. Jauh sebelum Masehi, berbagai penelitian, pengamatan dan perhitungan telah dilakukan untuk mengetahui semua rahasia dibalik Tata Surya. Pengamatan pertama kali dilakukan oleh bangsa China dan Asia Tengah, khususnya dalam pengaruhnya pada navigasi dan pertanian. Dari para pengamat Yunani ditemukan bahwa selain objek-objek yang terlihat tetap di langit, tampak juga objek-objek yang mengembara dan dinamakan planet. Orang-orang Yunani saat itu menyadari bahwa Matahari, Bumi, dan Planet merupakan bagian dari sistem yang berbeda. Awalnya mereka memperkirakan Bumi dan Matahari berbentuk pipih tapi Phytagoras (572-492 BC) menyatakan semua benda langit berbentuk bola (bundar). Sampai dengan tahun 1960, perkembangan teori pembentukan Tata Surya bisa dibagi dalam dua kelompok besar yakni masa sebelum Newton dan masa sesudah Newton. Permulaan Perhitungan Ilmiah Perhitungan secara ilmiah pertama kali dilakukan oleh Aristachrus dari Samos (310-230 BC). Ia mencoba menghitung sudut Bulan-Bumi-Matahari dan mencari perbandingan jarak dari Bumi-Matahari, dan Bumi-Bulan. Aristachrus juga merupakan orang pertama yang menyimpulkan Bumi bergerak mengelilingi Matahari dalam lintasan berbentuk lingkaran yang menjadi titik awal teori Heliosentrik. Jadi bisa kita lihat kalau teori heliosentrik bukan teori yang baru muncul di masa Copernicus. Namun jauh sebelum itu, Aristrachrus sudah meletakkan dasar bagi teori heliosentris tersebut. Pada era Alexandria, Eratoshenes (276-195BC) dari Yunani berhasil menemukan cara mengukur besar Bumi, dengan mengukur panjang bayangan dari kolom Alexandria dan Syene. Ia menyimpulkan, perbedaan lintang keduanya merupakan 1/50 dari keseluruhan revolusi. Hasil perhitungannya memberi perbedaan sebesar 13% dari hasil yang ada saat ini. Ptolemy dan Teori Geosentrik Ptolemy (c 150AD) menyatakan bahwa semua objek bergerak relatif terhadap bumi. Dan teori ini dipercaya selama hampir 1400 tahun. Tapi teori geosentrik mempunyai kelemahan, yaitu Matahari dan Bulan bergerak dalam jejak lingkaran mengitari Bumi, sementara planet bergerak tidak teratur dalam serangkaian simpul ke arah timur. Untuk mengatasi masalah ini, Ptolemy mengajukan dua komponen gerak. Yang pertama, gerak dalam orbit lingkaran yang seragam dengan periode satu tahun pada titik yang disebut deferent. Gerak yang kedua disebut epycycle, gerak seragam dalam lintasan lingkaran dan berpusat pada deferent. Teori heliosentrik dan gereja Nicolaus Copernicus (1473-1543) merupakan orang pertama yang secara terang-terangan menyatakan bahwa Matahari merupakan pusat sistem Tata Surya, dan Bumi bergerak mengeliinginya dalam orbit lingkaran. Untuk masalah orbit, data yang didapat Copernicus memperlihatkan adanya indikasi penyimpangan kecepatan sudut orbit planet-planet. Namun ia mempertahankan bentuk orbit lingkaran dengan menyatakan bahwa orbitnya tidak kosentrik. Teori heliosentrik disampaikan Copernicus dalam publikasinya yang berjudul De Revolutionibus Orbium Coelestium kepada Paus Pope III dan diterima oleh gereja. Tapi dikemudian hari setelah kematian Copernicus pandangan gereja berubah ketika pada akhir abad ke-16 filsuf Italy, Giordano Bruno, menyatakan semua bintang mirip dengan Matahari dan masing-masing memiliki sistem planetnya yang dihuni oleh jenis manusia yang berbeda. Pandangan inilah yang menyebabkan ia dibakar dan teori Heliosentrik dianggap berbahaya karena bertentangan dengan pandangan gereja yang menganggap manusialah yang menjadi sentral di alam semesta. Lahirnya Hukum Kepler Walaupun Copernicus telah menerbitkan tulisannya tentang Teori Heliosentrik, tidak semua orang setuju dengannya. Salah satunya, Tycho Brahe (1546-1601) dari Denmark yang mendukung teori matahari dan bulan mengelilingi bumi sementara planet lainnya mengelilingi matahari. Tahun 1576, Brahe membangun sebuah observatorium di pulau Hven, di laut Baltic dan melakukan penelitian disana sampai kemudian ia pindah ke Prague pada tahun 1596. Di Prague, Brahe menghabiskan sisa hidupnya menyelesaikan tabel gerak planet dengan bantuan asistennya Johannes Kepler (1571-1630). Setelah kematian Brahe, Kepler menelaah data yang ditinggalkan Brahe dan menemukan bahwa orbit planet tidak sirkular melainkan elliptik. Kepler kemudian mengeluarkan tiga hukum gerak orbit yang dikenal sampai saat ini yaitu ; Planet bergerak dalam orbit ellips mengelilingi matahari sebagai pusat sistem. Radius vektor menyapu luas yang sama dalam interval waktu yang sama. Kuadrat kala edar planet mengelilingi matahari sebanding dengan pangkat tiga jarak rata-rata dari matahari. Kepler menuliskan pekerjaannya dalam sejumlah buku, diantaranya adalah Epitome of The Copernican AstronomyIndex Librorum Prohibitorum yang merupakan buku terlarang bagi umat Katolik. Dalam daftar ini juga terdapat publikasi Copernicus, De Revolutionibus Orbium Coelestium. dan segera menjadi bagian dari daftar Awal mula dipakainya teleskop Pada tahun 1608, teleskop dibuat oleh Galileo Galilei (1562-1642), .Galileo merupakan seorang professor matematika di Pisa yang tertarik dengan mekanika khususnya tentang gerak planet. Ia salah satu yang tertarik dengan publikasi Kepler dan yakin tentang teori heliosentrik. Dengan teleskopnya, Galileo berhasil menemukan satelit-satelit Galilean di Jupiter dan menjadi orang pertama yang melihat keberadaan cincin di Saturnus. Salah satu pengamatan penting yang meyakinkannya mengenai teori heliosentrik adalah masalah fasa Venus. Berdasarkan teori geosentrik, Ptolemy menyatakan venus berada dekat dengan titik diantara matahari dan bumi sehingga pengamat dari bumi hanya bisa melihat venus saat mengalami fasa sabit. Tapi berdasarkan teori heliosentrik dan didukung pengamatan Galileo, semua fasa Venus bisa terlihat bahkan ditemukan juga sudut piringan venus lebih besar saat fasa sabit dibanding saat purnama. Publikasi Galileo yang memuat pemikirannya tentang teori geosentrik vs heliosentrik, Dialogue of The Two Chief World System, menyebabkan dirinya dijadikan tahanan rumah dan dianggap sebagai penentang oleh gereja. Dasar yang diletakkan Newton Di tahun kematian Galileo, Izaac Newton (1642-1727) dilahirkan. Bisa dikatakan Newton memberi dasar bagi pekerjaannya dan orang-orang sebelum dirinya terutama mengenai asal mula Tata Surya. Ia menyusun Hukum Gerak Newton dan kontribusi terbesarnya bagi Astronomi adalah Hukum Gravitasi yang membuktikan bahwa gaya antara dua benda sebanding dengan massa masing-masing objek dan berbanding terbalik dengan kuadrat jarak antara kedua benda. Hukum Gravitasi Newton memberi penjelasan fisis bagi Hukum Kepler yang ditemukan sebelumnya berdasarkan hasil pengamatan. Hasil pekerjaannya dipublikasikan dalam Principia yang ia tulis selama 15 tahun. Teori Newton menjadi dasar bagi berbagai teori pembentukan Tata Surya yang lahir kemudian, sampai dengan tahun 1960 termasuk didalamnya teori monistik dan teori dualistik. Teori monistik menyatakan bahwa matahari dan planet berasal dari materi yang sama. Sedangkan teori dualistik menyatakan matahari dan bumi berasal dari sumber materi yang berbeda dan terbetuk pada waktu yang berbeda. Teori Pembentukan Tata Surya Sesudah Newton Kemunculan Newton dengan teori gravitasinya menjadi dasar yang kuat dalam menciptakan teori ilmiah pembentukan Tata Surya. Dalam artikel ini akan dibahas teori pembentukan Tata Surya yang lahir sesudah era Newton sampai akhir abad ke-19. Perkembangan teori pembentukan Tata Surya sampai dengan tahun 1960 terbagi dalam dua kelompok pemikiran yakni teori monistik yang menyatakan bahwa matahari dan planet berasal dari materi yang sama. Dan yang kedua teori dualistik menyatakan matahari dan bumi berasal dari sumber materi yang berbeda dan terbetuk pada waktu yang berbeda. Teori Komet Buffon Tahun 1745, George comte de Buffon (1701-1788) dari Perancis mempostulatkan teori dualistik dan katastrofi yang menyatakan bahwa tabrakan komet dengan permukaan matahari menyebabkan materi matahari terlontar dan membentuk planet pada jarak yang berbeda. Kelemahannya Buffon tidak bisa menjelaskan asal komet. Ia hanya mengasumsikan bahwa komet jauh lebih masif dari kenyataannya. Teori Nebula Laplace Ada beberapa teori yang menginspirasi terbentuknya teori Laplace, dimulai dari filsuf Perancis, Renè Descartes (1596-1650) yang percaya bahwa angkasa terisi oleh “fluida alam semesta” dan planet terbentuk dalam pusaran air. Sayangnya teori ini tidak didukung dasar ilmiah. Seratus tahun kemudian Immanuel Kant (1724-1804) menunjukkan adanya awan gas yang berkontraksi dibawah pengaruh gravitasi sehingga awan tersebut menjadi pipih. Ide ini didasarkan dari teori pusaran Descartes tapi fluidanya berubah menjadi gas. Setelah adanya teleskop, William Herschel (1738-1822) mengamati adanya nebula yang ia asumsikan sebagai kumpulan bintang yang gagal. Tahun 1791, ia melihat bintang tunggal yang dikelilingi halo yang terang. Hal inilah yang memberinya kesimplan bahwa bintang terbentuk dari nebula dan halo merupakan sisa nebula. Dari teori-teori ini Pierre Laplace (1749-1827) menyatakan adanya awan gas dan debu yang berputar pelan dan mengalami keruntuhan akibat gravitasi. Pada saat keruntuhan, momentum sudut dipertahankan melalui putaran yang dipercepat sehingga terjadi pemipihan. Selama kontraksi ada materi yang tertinggal kedalam bentuk piringan sementara pusat massa terus berkontraksi. Materi yang terlepas kedalam piringan akan membentuk sejumlah cincin dan materi di dalam cincin akan mengelompok akibat adanya gravitasi. Kondensasi juga terjadi di setiap cincin yang menyebabkan terbentuknya sistem planet. Materi di dalam awan yang runtuh dan memiliki massa dominan akan membentuk matahari. Namun menurut Clerk Maxwell (1831-1879) letak permasalahan teori ini cincin hanya bisa stabil jika terdiri dari partikel-partikel padat bukannya gas. Menurut Maxwell cincin tidak bisa berkondensasi menjadi planet karena gaya inersianya akan memisahkan bagian dalam dan luar cincin. Seandainya proses pemisahan bisa terlewati, massa cincin masih jauh lebih masif dibanding massa planet yang terbentuk. Permasalahan lain muncul dari distribusi momentum sudut dimana tidak ada mekanisme tertentu yang bisa menjelaskan bahwa keberadaan materi dalam jumlah kecil, yang membentuk planet, bisa memiliki semua momentum sudutnya. Seharusnya sebagian besar momentum sudut berada di pusat objek. Jika momentum sudut intrinsik dari materi luar bisa membentuk planet, maka kondensasi pusat tidak mungkin runtuh untuk membentuk bintang, Penyempurnaan Teori Laplace Tahun 1854, Edouard Roche (1820-1883) mengatakan bahwa awan yang diajukan Laplace dalam teorinya bisa memiliki kondensasi pusat yang tinggi sehingga sebagian besar massa berada dekat spin axis dan memiliki kaitan yang kecil dengan momentum angular. Tahun 1873, Roche menyempurnakan teori Laplace dengan analisis “Matahari ditambah atmosfer”, yang memiliki kondensasi pusat yang tinggi. Model ini berada diluar rentang planet dan mengalami keruntuhan saat mendingin. Dalam model ini atmosfer berkorotasi terhadap matahari. Saat sistem mengalami keruntuhan kecepatan sudut bertambah untuk mempertahankan momentum sudut sementara jarak mengecil. Jika jarak mengecil lebih cepat dari radius efektif atmosfer, maka semua atmosfer diluar jarak akan membentuk cincin. Keberatan dari James Jeans (1877-1946). Ia menunjukkan dengan distribusi nebula yang diberikan oleh Roche, materi luar akan menjadi renggang sehingga tidak dapat melawan gaya pasang surut terhadap pusat massanya dan kondensasi tidak akan terjadi. Jeans juga mennunjukkan bahwa untuk materi di dalam cincin yang mengalir dari nebula yang runtuh menuju kondensasi membutuhkan kerapatan yang lebih besar dari kerapatan sistem. Hal ini akan menghasilkan massa atmosfer dengan magnitudo mendekati magnitudo di pusat massa, sehingga bisa menyelesaikan permasalahan momentum sudut. Teori Pembentukan Tata Surya Awal Abad ke-20 Perkembangan teori pementukan Tata Surya pada dekade terakhir abad ke-19 dan dekade pertama abad ke-20, didominasi oleh 2 orang Amerika yakni Thomas Chamberlin (1843-1928) dan Forest Moulton (1872-1952). Dalam membangun teorinya, mereka melakukan komunikasi secara konstan, bertukar pemikiran dan menguji ide-ide yang muncul, namun publikasi atas karya besar mereka dilakukan secara terpisah. Pada tahun 1890-an, Chamberlin menawarkan solusi untuk teori nebula Laplace. Ia menawarkan adanya satu akumulasi yang membentuk planet atau inti planet (objek kecil terkondensasi diluar materi nebula) yang kemudian dikenal sebagai planetesimal. Menurut Chamberlin, planetesimal akan bergabung membentuk proto planet. Namun karena adanya perbedaan kecepatan partikel dalam dan partikel luar, dimana partikel dalam bergerak lebih cepat dari partikel luar, maka objek yang terbentuk akan memiliki spin retrograde. Walaupun ide planetesimal ini cukup baik, sejak tahun 1900 Chamberlin dan Moulton mengembangkan teori alternatif untuk pembentukan planet. Keduanya mengembangkan teori tentang materi yang terlontar dari bintang membentuk nebula spiral. Nebula spiral ini tidak diketahui asalnya dan berhasil dipotret oleh para pengamat. Menurut mereka, materi yang terlontar ini bisa membentuk planet yang akan mengitari bintang induknya. Tapi ide ini kemudian mereka tolak karena orbit yang mereka dapatkan terlalu eksentrik/lonjong. Chamberlin kemudian membangun teori baru yang melibatkan erupsi matahari. Ia memberikan kemungkinan bahwa spiral nebula merupakan hasil interaksi pemisahan dari bintang yang berada dalam proses erupsi dengan bintang lainnya. Teori ini membutuhkan matahari yang aktif dengan prominensa yang masif. Namun sayangnya gaya pasang surut bintang yang berinteraksi dengan matahari hanya mampu menahan materi prominensa di luar matahari tapi tidak mampu memindahkan materi dari matahari. Untuk itu dibutuhkan jarak matahari-bintang lebih besar dari limit Roche untuk matahari dan massa masif yang lebih besar dari massa matahari untuk bintang lainnya. Teori Pasang Surut Jeans Astronomi Inggris, James Jeans (1877-1946) mengemukakan Tata Surya merupakan hasil interaksi antara bintang lain dan matahari. Perbedaan ide yang ia munculkan dengan ide Chamberlin – Moulton terletak pada absennya prominensa. Menurut Jeans dalam interaksi antara matahari dengan bintang lain yang melewatinya, pasang surut yang ditimbulkan pada matahari sangat besar sehingga ada materi yang terlepas dalam bentuk filamen. Filamen ini tidak stabil dan pecah menjadi gumpalan-gimpalan yang kemudian membentuk proto planet. Akibat pengaruh gravitasi dari bintang proto planet memiliki momentum sudut yang cukup untuk masuk kedalam orbit disekitar matahari. Pada akhirnya efek pasang surut matahari pada proto planet saat pertama kali melewati perihelion memberikan kemungkinan bagi proses pembentukan planet untuk membentuk satelit. Pada model ini tampaknya spin matahari yang lambat dikesampingkan karena dianggap matahari telah terlebih dahulu terbentuk sebelum proses pembentukan planet. Selain itu tanpa adanya prominensa maka kemiringan axis solar spin dan bidang orbit matahari-bintang tidak akan bisa dijelaskan. Tahun 1919, Jeans memperbaharui teorinya. Ia menyatakan bahwa saat pertemuan kedua bintang terjadi, radius matahari sama dengan orbit Neptunus. Pengubahan ini memperlihatkan kemudahan untuk melontarkan materi pada jarak yang dikehendaki. Materinya juga cukup dingin, dengan temperatur 20 K dan massa sekitar ½ massa jupiter. Harold Jeffreys (1891-1989) yang sebelumnya mengkritik teori Chamberlin-Moulton juga memberikan beberapa keberatan atas teori Jeans. Keberatan pertamanya mengenai keberadaan bintang masif yang jarang sehingga kemungkinan adanya bintang yang berpapasan dengan matahari pada jarak yang diharapkan sangatlah kecil. Tahun 1939, keberatan lain datang dari Lyman Spitzer (1914-1997). Menurutnya jika matahari sudah berada dalam kondisi sekarang saat materinya membentuk Jupiter maka diperlukan materi pembentuk yang berasal dari kedalaman dimana kerapatannya sama dengan kerapatan rata-rata matahari dan temperatur sekitar 106 K. Tapi jika harga temperatur ini dipakai dalam persamaan untuk massa kritis jeans, maka massa minimum Jupiter menjadi 100 kali massa Jupiter saat ini.

Koset dan Teorema Lagrange

Pengertian koset: jika H adalah subgrup dari grup(G;o) dan adalah elemen dari G maka Ha = {h o alh∈ H} dapat diartikan sebagai koset kanan dari H dalam G, sedangkan aH = {a o hlh∈ H} disebut sebagai koset kiri dari H dalam G.

Teorema Lagrange: jika G adalah suatu grup berhingga dan S adalah subgrup dari G, maka order dari S akan membagi habis order dari G dan dapat dituliskan sebagai n(S)In(G) atau dengan kata lain subgrup akan membagi habis grupnya sehingga dapat ditulis sebagai (S)I(G).

Sebagai contoh:
carilah semua koset dari 4Z ≤ 2Z
di mana Z = {.....-2, -1, 0, 1, 2.......}
maka 2Z = {.....,-4, -2, 0, 2, 4,........} dan 4Z ={......-8, -4, 0, 4, 8............} karena yang akan dicari adalah  4Z ≤ 2Z maka yang akan jadi grup adalah 2Z  dan untuk pencarian koset yang digunakan adalah elemen dari 2Z yaitu  {........-4 ,-2, 0, 2, 4..........}.

Koset kanan
4Z + 0 = {.......-8, -4, 0, 4, 8........}
4Z + 2 = {.........-6, -2,2,6, 10.......}
4Z + 4 = {........-4, 0, 4, 8..............}

Koset kiri
0 + 4Z = {.......-8, -4, 0, 4, 8........}
2 + 4Z = {.........-6, -2,2,6, 10.......}
4 + 4Z = {........-4, 0, 4, 8..............}

Jadi kosetnya adalah 4Z+ 0, 4Z+2, 0+4Z,2+4Z. Hal ini terjadi karena pada koset 0+4Z dan 4+4Z terjadi pengulangan sehingga dapat dianggap sama, begitu juga pada koset kirinya.

Bisakah Kita Mengenali Black Hole ?

 

MUNGKIN tidak ada objek astronomi yang sepopuler lubang hitam (black hole). Di dalam arena diskusi dengan masyarakat luas di setiap kesempatan, pertanyaan mengenai objek eksotik yang satu ini seakan tidak pernah lupa untuk dilontarkan. Siapa sangka, istilah yang pertama kali diberikan oleh John Archibald Wheeler pada 1969 sebagai ganti nama yang terlalu panjang, yaitu completely gravitational collapsed stars, ini menjadi sedemikian akrab di kalangan awam sekalipun?

Konsep lubang hitam pertama kali diajukan oleh seorang matematikawan-astronom berkebangsaan Jerman, Karl Schwarzschild, pada tahun 1916 sebagai solusi eksak dari persamaan medan Einstein (Relativitas Umum). Penyelesaian berupa persamaan diferensial orde dua nonlinear--yang dihasilkan Schwarzschild hanya dengan bantuan pensil dan kertas kala itu--sangat memikat Einstein. Pasalnya, relativitas umum yang bentuk finalnya telah dipaparkan Einstein di Akademi Prusia pada 25 November 1915, oleh penemunya sendiri "hanya" berhasil dipecahkan dengan penyelesaian pendekatan. Bahkan dalam perkiraan Einstein, tidak akan mungkin menemukan solusi eksak dari persamaan medan temuannya tersebut.

Istilah lubang hitam sendiri menggambarkan kondisi kelengkungan ruang-waktu di sekitar benda bermassa dengan medan gravitasi yang sangat kuat. Menurut teori relativitas umum, kehadiran massa akan mendistorsi ruang dan waktu. Dalam bahasa yang sederhana, kehadiran massa akan melengkungkan ruang dan waktu di sekitarnya. Ilustrasi yang umum digunakan untuk mensimulasikan kelengkungan ruang di sekitar benda bermassa dalam relativitas umum adalah dengan menggunakan lembaran karet sangat elastis untuk mendeskripsikan ruang 3 dimensi ke dalam ruang 2 dimensi.

Bila kita mencoba menggelindingkan sebuah bola pingpong di atas hamparan lembaran karet tersebut, bola akan bergerak lurus dengan hanya memberi sedikit tekanan pada lembaran karet. Sebaliknya, bila kita letakkan bola biliar yang massanya lebih besar (masif) dibandingkan bola pingpong, akan kita dapati lembaran karet melengkung dengan cekungan di pusat yang ditempati oleh bola biliar tersebut. Semakin masif bola yang kita gunakan, akan semakin besar tekanan yang diberikan dan semakin dalam pula cekungan pusat yang dihasilkan pada lembaran karet.

Sudah menjadi pengetahuan publik bila gerak Bumi dan planet-planet lain dalam tata surya mengorbit Matahari sebagai buah kerja dari gaya gravitasi, sebagaimana yang telah dibuktikan oleh Isaac Newton pada tahun 1687 dalam Principia Mathematica-nya. Melalui persamaan matematika yang menjelaskan hubungan antara kelengkungan ruang dan distribusi massa di dalamnya, Einstein ingin memberikan gambaran tentang gravitasi yang berbeda dengan pendahulunya tersebut. Bila sekarang kita menggulirkan bola yang lebih ringan di sekitar bola yang masif pada lembaran karet di atas, kita menjumpai bahwa bola yang ringan tidak lagi mengikuti lintasan lurus sebagaimana yang seharusnya, melainkan mengikuti kelengkungan ruang yang terbentuk di sekitar bola yang lebih masif. Cekungan yang dibentuk telah berhasil "menangkap" benda bergerak lainnya sehingga mengorbit benda pusat yang lebih masif tersebut. Inilah deskripsi yang sama sekali baru tentang penjelasan gerak mengorbitnya planet-planet di sekitar Matahari a la relativitas umum. Dalam kasus lain bila benda bergerak menuju ke pusat cekungan, benda tersebut tentu akan tertarik ke arah benda pusat. Ini juga memberi penjelasan tentang fenomena jatuhnya meteoroid ke Matahari, Bumi, atau planet-planet lainnya.

Radius kritis

Melalui persamaan matematisnya yang berlaku untuk sembarang benda berbentuk bola sebagai solusi eksak atas persamaan medan Einstein, Schwarzschild menemukan bahwa terdapat suatu kondisi kritis yang hanya bergantung pada massa benda tersebut. Bila jari-jari benda tersebut (bintang misalnya) mencapai suatu harga tertentu, ternyata kelengkungan ruang-waktu menjadi sedemikian besarnya sehingga tak ada satupun yang dapat lepas dari permukaan benda tersebut, tak terkecuali cahaya yang memiliki kelajuan 300.000 kilometer per detik! Jari-jari kritis tersebut sekarang disebut Jari-jari Schwarzschild, sementara bintang masif yang mengalami keruntuhan gravitasi sempurna seperti itu, untuk pertama kalinya dikenal dengan istilah lubang hitam dalam pertemuan fisika ruang angkasa di New York pada tahun 1969.

Untuk menjadi lubang hitam, menurut persamaan Schwarzschild, Matahari kita yang berjari-jari sekira 700.000 kilometer harus dimampatkan hingga berjari-jari hanya 3 kilometer saja. Sayangnya, bagi banyak ilmuwan kala itu, hasil yang diperoleh Schwarzschild dipandang tidak lebih sebagai sebuah permainan matematis tanpa kehadiran makna fisis. Einstein termasuk yang beranggapan demikian. Akan terbukti belakangan, keadaan ekstrem yang ditunjukkan oleh persamaan Schwarzschild sekaligus model yang diajukan fisikawan Amerika Robert Oppenheimer beserta mahasiswanya, Hartland Snyder, pada 1939 yang berangkat dari perhitungan Schwarzschild berhasil ditunjukkan dalam sebuah simulasi komputer.

Kelahiran lubang hitam

Bagaimana proses fisika hingga terbentuknya lubang hitam? Bagi mahasiswa tingkat sarjana di Departemen Astronomi, mereka mempelajari topik ini di dalam perkuliahan evolusi Bintang. Waktu yang diperlukan kumpulan materi antarbintang (sebagian besar hidrogen) hingga menjadi "bintang baru" yang disebut sebagai bintang deret utama (main sequence star), bergantung pada massa cikal bakal bintang tersebut. Makin besar massanya, makin singkat pula waktu yang diperlukan untuk menjadi bintang deret utama. Energi yang dimiliki "calon" bintang ini semata-mata berasal dari pengerutan gravitasi. Karena pengerutan gravitasi inilah temperatur di pusat bakal bintang menjadi meninggi.

Dari mana bintang-bintang mendapatkan energi untuk menghasilkan kalor dan radiasi, pertama kali dipaparkan oleh astronom Inggris Sir Arthur Stanley Eddington. Sir Eddington juga yang pernah memimpin ekspedisi gerhana Matahari total ke Pulau Principe di lepas pantai Afrika pada 29 Mei 1919 untuk membuktikan ramalan teori relativitas umum tentang pembelokan cahaya bintang di dekat Matahari. Meskipun demikian, fisikawan nuklir Hans Bethe-lah yang pada tahun 1938 berhasil menjelaskan bahwa reaksi fusi nuklir (penggabungan inti-inti atom) di pusat bintang dapat menghasilkan energi yang besar. Pada temperatur puluhan juta Kelvin, inti-inti hidrogen (materi pembentuk bintang) mulai bereaksi membentuk inti helium. Energi yang dibangkitkan oleh reaksi nuklir ini membuat tekanan radiasi di dalam bintang dapat menahan pengerutan yang terjadi. Bintang pun kemudian berada dalam kesetimbangan hidrostatik dan akan bersinar terang dalam waktu jutaan bahkan milyaran tahun ke depan bergantung pada massa awal yang dimilikinya.

Semakin besar massa awal bintang, semakin cepat laju pembangkitan energinya sehingga semakin singkat pula waktu yang diperlukan untuk menghabiskan pasokan bahan bakar nuklirnya. Manakala bahan bakar tersebut habis, tidak akan ada lagi yang mengimbangi gravitasi, sehingga bintang pun mengalami keruntuhan kembali.

Nasib akhir sebuah bintang ditentukan oleh kandungan massa awalnya. Artinya, tidak semua bintang akan mengakhiri hidupnya sebagai lubang hitam. Untuk bintang-bintang seukuran massa Matahari kita, paling jauh akan menjadi bintang katai putih (white dwarf) dengan jari-jari lebih kecil daripada semula, namun dengan kerapatan mencapai 100 hingga 1000 kilogram tiap centimeter kubiknya! Tekanan elektron terdegenerasi akan menahan keruntuhan lebih lanjut sehingga bintang kembali setimbang. Karena tidak ada lagi sumber energi di pusat bintang, bintang katai putih selanjutnya akan mendingin menjadi bintang katai gelap (black dwarf).

Untuk bintang-bintang dengan massa awal yang lebih besar, setelah bintang melontarkan bagian terluarnya akan tersisa bagian inti yang mampat. Jika massa inti yang tersisa tersebut lebih besar daripada 1,4 kali massa Matahari (massa Matahari: 2x10 pangkat 30 kilogram), gravitasi akan mampu mengatasi tekanan elektron dan lebih lanjut memampatkan bintang hingga memaksa elektron bergabung dengan inti atom (proton) membentuk netron. Bila massa yang dihasilkan ini kurang dari 3 kali massa Matahari, tekanan netron akan menghentikan pengerutan untuk menghasilkan bintang netron yang stabil dengan jari-jari hanya belasan kilometer saja. Sebaliknya, bila massa yang dihasilkan pasca ledakan bintang lebih dari 3 kali massa Matahari, tidak ada yang bisa menahan pengerutan gravitasi. Bintang akan mengalami keruntuhan gravitasi sempurna membentuk objek yang kita kenal sebagai lubang hitam. Bila bintang katai putih dapat dideteksi secara fotografik dan bintang netron dengan teleskop radio, lubang hitam tidak akan pernah dapat kita lihat secara langsung!

Mengenali lubang hitam

Bila memang lubang hitam tidak akan pernah bisa kita lihat secara langsung, lantas bagaimana kita bisa meyakini keberadaannya? Untuk menjawab pertanyaan ini, John Wheeler sebagai tokoh yang mempopulerkan istilah lubang hitam, memiliki sebuah perumpamaan yang menarik. Bayangkan Anda berada di sebuah pesta dansa di mana para pria mengenakan tuksedo hitam sementara para wanita bergaun putih panjang. Mereka berdansa sambil berangkulan, dan karena redupnya penerangan di dalam ruangan, Anda hanya dapat melihat para wanita dalam balutan busana putih mereka. Nah, wanita itu ibarat bintang kasat mata sementara sang pria sebagai lubang hitamnya. Meskipun Anda tidak melihat pasangan prianya, dari gerakan wanita tersebut Anda dapat merasa yakin bahwa ada sesuatu yang menahannya untuk tetap berada dalam "orbit dansa".

Demikianlah para astronom dalam mengenali keberadaan sebuah lubang hitam. Mereka menggunakan metode tak langsung melalui pengamatan bintang ganda yang beranggotakan bintang kasat mata dan sebuah objek tak tampak. Beruntung, semesta menyediakan sampel bintang ganda dalam jumlah yang melimpah. Kenyataan ini bukanlah sesuatu yang mengherankan, sebab bintang-bintang memang terbentuk dalam kelompok. Hasil pengamatan menunjukkan bahwa di galaksi kita, Bima Sakti, terdapat banyak bintang yang merupakan anggota suatu gugus bintang ataupun asosiasi.

Telah disebutkan di atas bahwa medan gravitasi lubang hitam sangat kuat, jauh lebih kuat daripada bintang kompak lainnya seperti bintang “katai putih” maupun bintang netron. Dalam sebuah sistem bintang ganda berdekatan, objek yang lebih masif dapat menarik materi dari bintang pasangannya. Demikian pula dengan lubang hitam. lubang hitam menarik materi dari bintang pasangan dan membentuk cakram akresi di sekitarnya (bayangkan sebuah donat yang pipih bentuknya). Bagian dalam dari cakram yang bergerak dengan kelajuan mendekati kelajuan cahaya, akan melepaskan energi potensial gravitasinya ketika jatuh ke dalam lubang hitam. Energi yang sedemikian besar diubah menjadi kalor yang akan memanaskan molekul-molekul gas hingga akhirnya terpancar sinar-X dari cakram akresi tersebut. Sinar-X yang dihasilkan inilah yang digunakan oleh para astronom untuk mencurigai keberadaan sebuah lubang hitam dalam suatu sistem bintang ganda. Untuk lebih meyakinkan bahwa bintang kompak tersebut benar-benar lubang hitam alih-alih bintang “katai putih” ataupun bintang netron, astronom menaksir massa objek tersebut dengan perangkat matematika yang disebut fungsi massa. Bila diperoleh massa bintang kompak lebih dari 3 kali massa Matahari, besar kemungkinan objek tersebut adalah lubang hitam.

disadur dari www.fisikanet.lipi.go.id

Keajaiban Siklus Matahari

 

MATAHARI dalam perjalanan evolusinya sebagai sebuah bintang menunjukkan sifat-sifat dinamis, baik di lapisan luar (fotosfer, kromosfer, korona) maupun lapisan dalam. Salah satu keajaiban perilaku evolusi matahari adalah fenomena siklus aktivitas 11 tahun.

Siklus merupakan perulangan peristiwa yang biasa terjadi di alam. Siang berganti malam, akibat rotasi bumi pada porosnya. Musim silih berganti akibat kemiringan poros rotasi bumi terhadap bidang orbitnya mengitari matahari (ekuator bumi membentuk sudut 23,5 derajat terhadap bidang ekliptika). Dan matahari ternyata juga memiliki siklus aktivitas.

Berbagai perioda siklus matahari telah diidentifikasi, baik dalam jangka puluhan maupun ratusan tahun. Salah satu yang mudah diamati adalah siklus aktivitas 11 tahun. Fenomena ini bahkan sudah diketahui oleh para pengamat matahari sejak abad ke-17, mengingat metoda yang digunakan sangatlah sederhana, yaitu menghitung jumlah bintik secara rutin setiap hari.

Adalah seorang Galileo Galilei yang membuat terobosan besar dalam sejarah pengamatan astronomi. Setelah merampungkan teleskop buatan sendiri tahun 1610, salah satu benda langit yang menjadi sasaran adalah matahari. Ia takjub lantaran permukaan matahari dihiasi bintik-bintik hitam secara acak dan berkelompok. Bila diamati dari hari ke hari ternyata jumlah bintik dalam suatu kelompok berubah, demikian pula jumlah kelompok bintik secara keseluruhan.

Sayangnya, Galileo tidak melakukan observasi setiap hari dalam kurun waktu panjang. Karena itu ia bukanlah penemu salah satu misteri akbar yang menjadi bagian dari evolusi Matahari, yaitu pemunculan bintik mengikuti suatu pola tertentu atau siklus. Entah secara kebetulan, dalam kurun waktu tahun 1645 - 1715, pemunculan bintik sangat sedikit. Rentang waktu matahari dalam kondisi 'tidak aktif' ini disebut sebagai Mauder Minimum. Hal ini pula yang mungkin menyebabkan fenomena siklus aktivitas matahari tidak diketahui sebelum tahun 1715.

Satu hal yang menarik, aktivitas matahari minimum itu ternyata menyebabkan suhu seluruh muka bumi sangat dingin sepanjang tahun. Sungai di kawasan lintang rendah yang biasanya tidak membeku pun jadi beku, dan salju menutupi di berbagai belahan dunia. Tak berlebihan bila masa itu disebut Little Ice Age. Ada bukti-bukti abad es ini pernah terjadi jauh di masa lampau. Akankah bumi mengalami abad es kembali di masa yang akan datang? Pemahaman perilaku siklus matahari diharapkan dapat menjawab teka-teki ini.

Siklus Matahari

Pengamatan matahari secara sistematis mulai dilakukan di Observatorium Zurich tahun 1749, atau lebih dari seabad setelah pengamatan Galileo. Selama berpuluh-puluh tahun observatorium ini menjadi pelopor dalam pengamatan Matahari. Dari ketekunan dan jerih payah selama puluhan tahun ini, akhirnya terungkap pemunculan bintik mengikuti suatu siklus dengan perioda sekira 11 tahun.

Meski fenomena itu sudah diketahui ratusan tahun silam, perilaku atau sifat-sifat siklus aktivitas matahari 11 tahun masih merupakan topik penelitian yang relevan dilakukan oleh para peneliti pada saat ini. Entah dalam upaya untuk memahami fisika matahari maupun mengaji pengaruhnya bagi lingkungan tata surya. Khususnya, pengaruh aktivitas itu terhadap lingkungan bumi, yang lebih pupuler dengan sebutan cuaca antariksa (space weather).

Satu abad kemudian, yaitu tahun 1849, observatorium lainnya (Royal Greenwich Observatory, Inggris) memulai pengamatan Matahari secara rutin. Dengan demikian, data dari kedua observatorium tersebut saling melengkapi. Ada kalanya sebuah observatorium tidak mungkin melakukan pengamatan karena kondisi cuaca ataupun teleskop dalam perawatan.

Siklus 11 tahun aktivitas matahari merupakan suatu keajaiban alam. Bagaimana sebenarnya proses pembangkitan siklus 11 tahun itu, hingga kini masih menjadi topik penelitian menarik bagi para ahli. Dari berbagai studi yang telah dilakukan, terungkap pembangkitan siklus itu berkaitan dengan proses internal matahari. Terjadi pada suatu lapisan di bawah fotosfer yang disebut lapisan konvektif.

Lapisan konvektif mempunyai ketebalan sekira 30 dari jari-jari matahari. Namun, lapisan ini memunyai peranan penting dalam proses penjalaran energi yang dibangkitkan oleh inti matahari sebelum dipancarkan keluar dari fotosfer. Di antara inti dan lapisan konvektif terdapat lapisan radiatif.

Satu-satunya teori yang bisa menjelaskan fenomena siklus 11 tahun secara tepat adalah teori "Dinamo Matahari" (Solar Dynamo). Seorang pakar bidang ini, Prof. Hirokazu Yoshimura dari Departemen Astronomi, Universitas Tokyo, telah melakukan studi intensif proses dinamo matahari melalui simulasi 3D menggunakan komputer. Begitu ketatnya menjaga kerahasiaan penelitian yang tengah dilakukan, laboratorium tempat ia bekerja senantiasa tertutup rapat. Salah seorang staf Matahari Watukosek-LAPAN, Maspul Aini Kambry, boleh jadi satu-satunya orang Indonesia yang sering berdiskusi di dalam laboratoriumnya ketika ia mengambil program doktor.

Melalui kerja sama penelitian, mereka berhasil membuktikan adanya siklus 55 tahun (55 years grand cycle) berdasarkan hasil simulasi dinamo matahari, yang dikonfirmasi melalui analisis observasi bintik menggunakan data dari National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). Penemuan yang dituangkan dalam tesis doktor M.A. Kambry, sempat diekspos salah satu koran terkemuka Jepang, Yomiuri Shimbun, setelah dipresentasikan dalam suatu simposium astronomi (tenmon gakkai) di Jepang, 13 tahun silam

Kelas Spektra Bintang

Ketika kita menatap bintang di langit malam, kita dihadapkan pada kubah raksasa yang disebut bola langit. Orang yunani kuno membagi bola langit ini ke dalam daerah-daerah yang disebut rasi. Sampai saat ini diketahui ada 88 rasi bintang. Nama-nama rasi ini kebanyakan bersumber dari mitologi Yunani seperti Canis Major, Ursa Minor, Scorpio, dan Orion.

Ada banyak cara dalam penamaan bintang di antaranya dengan memberi nama dari bahasa Yunani (Scorpio, Crux, Ophiucus, Aquarius, Orion), penamaan berdasarkan rasi tempat bidang  tersebut berada (contoh : Alpha Centauri berarti bintang paling terang pada konstelasi Centauri, bintang kedua paling terang disebut Beta, dan seterusnya), dan penamaan berdasarkan nomor urutnya dalam katalog atau cara modern (contoh : NGC 6205).

Salah satu cara pengklasifikasian bintang adalah berdasarkan suhunya dan kemiripan susunan garis spektrumnya. Ada beberapa versi pengklasifikasian bintang, berikut pengklasifikasian bintang menurut Angelo Secchi (1863):
1. Kelas spektra O
Berwarna biru, temperatur > 30.000 K, garis-garis He terionisasi, garis N terionisasi 2x, garis Si terionisasi 3x, garis H tampak tapi lemah.
Contoh bintang : Alnitak, Bintang 10 Lacerta.
2. Kelas spektra B
Berwarna biru, temperatur 11.000 - 30.000 K, garis He netral, garis Si terionisasi 1 atau 2 x, garis O terionisasi, garis H tampak lebih jelas ketimbang kelas O.
Contoh bintang : Rigel, Spica.
3. Kelas spektra A
Berwarna biru, temperatur 7.500 - 11.000 K, garis H sangat kuat, garis Mg, Si, Fe, dan Ca terionisasi 1x, garis logam netral tampak lemah.
Contoh bintang : Sirius, Vega.
4. Kelas spectra F
Berwarna biru keputih-putihan, temperatur 6.000 - 7.500 K, garis H lebih lemah dari kelas A, garis Ca, Fe, Cr terionisasi 1x, garis Fe dan Cr netral.
Contoh bintang : Canopus, Procyon.
5. Kelas spectra G
Berwarna putih kekuning-kuningan, temperatur 5.000 - 6.000 K, garis H lebih lemah, garis Ca terionisasi, pita molekul G-Band sangat kuat.
Contoh bintang : Capella, Matahari.
6. Kelas spectra K
 Berwarna jingga kemerah-merahan, temperatur 3.500 - 5.000 K, garis H sangat lemah, garis logam netral mendominasi, Pita Titanium Oksida tampak.
Contoh bintang : Arcturus, Aldebaran.
7. Kelas spectra M
Berwarna merah, temperature 2.500 - 3.000 K, pita molekul Titanium Oksida sangat mendominasi, garis logam netral tampak dengan jelas..
Contoh bintang : Betelgeuse, Antares.

Selain penggolongan kelas spectra O-B-A-F-G-K-M, ada juga yang mengklasifikasikan ke dalam kelas W-O-B-A-F-G-K-M-R-N-S.  Untuk mudah mengingatnya, bisa menggunakan jembatan keledai Wow-Oh-Be-A-Fine-Girl-Kiss-Me-Right-Now-Sweetie. Dari situ  terlihat bahwa bintang yang paling panas warnanya justru biru, bukan merah. Semakin merah suatu bintang, maka semakin dingin suhunya.

Bagaimana Cara Astronom Menentukan Usia Sebuah Bintang?

Bagi kebanyakan orang, bila kita melihat bintang di langit, tentunya kita mendapatkan bahwa semua bintang hampirlah serupa satu sama lain, yaitu bola gas yang berpijar kemerlap. Pertanyaannya adalah, bagaimanakah kita tahu berapa usia bintang itu?

Belum lama ini, astronom telah mendapatkan sebuah metode untuk menentukan usia bintang secara akurat dari mengamati bagaimana bintang itu berotasi. Bagaikan sebuah gasing yang diputar di atas meja, maka seberapa cepat atau lambat bintang itu berotasi dapat menjadi penentu waktu berapakah usia sebuah bintang.

Hal tersebut disampaikan oleh astronom bernama Soren Meibom dari Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics pada pertemuan American Astronomical Society ke 218.


Mengapa para astronom perlu memahami usia sebuah bintang?

Kajian usia bintang mempunyai peran yang sangat penting pada berbagai studi di astronomi, secara khusus tentunya bagi pencarian planet-planet di luar Tata Surya, mempelajari bagaimana pembentukannya, perkembangannya, dan mengapa setiap sistem keplanetan yang telah ditemukan begitu unik satu dengan yang lainnya.

Dengan mengetahui usia bintang, maka kita dapat menentukan usia planet-planetnya, serta apakah mungkin ada kehidupan yang sempat tumbuh di luar sana.


Semakin tua usia planet, semakin besar kemungkinan kehidupan terbentuk, karena sebagaimana yang telah diketahui sistem keplanetan yang berada pada sebuah bintang biasanya terbentuk bersamaan dengan kelahiran bintang itu sendiri.

Mengetahui usia bintang cenderung mudah untuk ditentukan apabila bintang yang akan diukur itu berada di dalam sebuah sistem gugus bintang.

Adalah pengetahuan dasar bagi astronomi untuk mendapatkan hubungan warna dan kecerlangan bintang-bintang di dalam gugus guna menentukan usia gugus, akan tetapi kondisinya akan menjadi sangat sulit apabila bintang yang akan ditentukan usianya tidak berada dalam satu sistem gugus.

Sebagaimana bintang-bintang yang telah ditemukan mempunyai sistem keplanetan, kebanyakan tidak berada di dalam gugus, sehingga menentukan usianya menjadi tantangan tersendiri dalam studi astronomi.

Penelitian yang dilakukan oleh Meibon dkk mempergunakan pengamatan dari wahana Kepler, dengan melakukan pengukuran rasio rotasi pada sebuah gugus berusia 1 milyar tahun yang disebut sebagai NGC 6811.

NGC 6811

Nilai ini hampir mencapai dua kali lipat dari penelitian sebelumnya, dan usia sekitar itu masih dikatakan penyelidikan pada gugus muda.

Penelitian ini memberi pemahaman baru pada hubungan rasio rotasi bintang dengan usianya. Jika kesahihan hubungan rotasi bintang dan usia dapat diperoleh, maka pengukuran periode rotasi bintang dari setiap bintang dapat dipergunakan untuk menentukan usianya – sebuah teknik yang disebut sebagai gyrochronology, tetapi hal ini tidak serta merta dapat dipergunakan.

Sebagaimana sistem waktu di Bumi yang memerlukan standar, maka sistem penentuan waktu (usia) tersebut harus dapat dikalibrasikan kepada sebuah standar.

Sebagaimana kita di Bumi menyatakan bahwa satu tahun terdiri dari 365 hari, dst, maka agar dapat mendapat kesesuaian waktu, harus dapat diperoleh sebuah kestandaran.

Untuk itu, maka langkah pertama yang para peneliti itu lakukan adalah memulai dari pengukuran sebuah sistem gugus yang telah diketahui usianya.

Dengan mengukur rotasi pada bintang-bintang anggota gugus, dapat dipelajari rasio putaran bintang-bintangnya untuk menentukan usia-usianya. Pengukuran rotasi bintang anggota gugus pada usia yang berbeda dapat menghubungkan antara putaran dan usianya.

Untuk dapat mengukur putaran bintang, astronom harus mendapatkan perubahan kecerlangan bintang akibat adanya bintik bintang pada permukaan bintang, sebagaimana bintik Matahari pada permukaan Matahari.

Bila ada bintik terbentuk pada permukaan dan berada pada arah ke pengamat, maka bintang akan mengalami sedikit peredupan, sampai ketika bintik itu menghilang, dan bintang kembali sedikit lebih cerlang.

Dengan menentukan berapa lama bintik itu berotasi pada permukaan bintang, maka dapat ditentukan berapa cepat bintang yang diamati berotasi.

Tentunya perubahan kecerlangan bintang akibat bintik adalah sangat-sangat kecil, lebih kecil dari satu persen dan menjadi lebih kecil lagi pada bintang yang lebih tua.

Dengan demikian pengukuran rotasi bintang pada bintang-bintang yang lebih tua dari setengah milyar tahun tidak dapat dilakukan dari permukaan Bumi dikarenakan gangguan atmosfer Bumi.

Tetapi permasalah itu saat ini telah dapat diatasi mempergunakan pengamatan wahana Kepler, karena wahana itu telah dirancang guna mengukur kecerlangan bintang dengan sangat presisi guna penentuan adanya sistem keplanetan pada bintang-bintang.

Tentunya menentukan hubungan usia-rotasi pada kasus NGC 6811 ini bukanlah pekerjaan mudah bagi Meibom dkk karena mereka telah menghabiskan waktu empat tahun menentukan bintang-bintang anggota gugus atau kebetulan bintang lain yang berada pada arah pandang yang sama.

Hal ini dilakukan mempergunakan peralatan yang disebut Hectochelle yang terpasang pada teleskop MMT di Mt. Hopkins Arizona selatan. Alat Hectochelle dapat mengamati 240 bintang secara bersamaan, dan dengan demikian telah mengamati sekitar 7000 bintang selama empat tahun pengamatannya.

Setelah mengetahui bintang-bintang yang merupakan anggota gugus, maka selanjutnya data dari Kepler dipergunakan untuk menentukan seberapa cepat bintang-bintang itu berputar.

Mereka menemukan periode rotasi antara 1 sampai 11 hari (yang lebih panas dan masif berputar lebih cepat), dibanding dengan Matahari yang rasio putarannya hanya 30 hari.

Yang paling penting dari temuan mereka adalah adanya hubungan massa bintang dengan rasio rotasi dengan sebaran data yang kecil. Temuan ini mengkonfirmasi bahwa gyrochronology adalah metode baru yang dapat dipergunakan untuk mempelajari usia sebuah bintang.

Tim Meibom saat ini berencana untuk mempelajari sistem gugus yang lebih tua guna mengkalibrasi penentu waktu bintang mereka. Ini tentunya merupakan langkah yang lebih sulit karena bintang yang lebih tua berputar lebih lambat dan memiliki lebih sedikit bintik-bintik, yang artinya perubahan kecerlangannya akan sangat-sangat kecil.

Pekerjaan Meibom dkk itu telah menjadi sebuah lompatan dalam pemahaman pada bagaimanakah bintang-bintang di langit (termasuk Matahari) bekerja, demikian juga pada pada pemahaman sistem keplanetan di bintang-bintang yang jauh.

Tokoh Ilmuan Astronomi Dunia

Anaximander (610-546 SM)

 Seorang ilmuwan Yunani yang sering disebut sebagai “Bapak Ilmu Astronomi”. Ia menganggap bentuk Bumi sebagai silinder dan angkasa berputar tiap hari mengelilinginya.
Aristharkus (abad ke-3 SM)

Seorang ilmuwan Yunani yang percaya bahwa Matahari adalah pusat alam semesta. Ia orang pertama yang menghitung ukuran relatif Matahari, Bumi dan Bulan. Ia menemukan bahwa diameter bulan lebih dari 30% diameter Bumi (sangat dekat dengan nilai sebenarnya yaitu 0,27 kali diameter bumi). Ia juga memperkirakan bahwa Matahari memiliki diameter 7 kali diameter Bumi. Ini kira-kira 15 kali lebih kecil dari ukuran sebenarnya yang kita ketahui saat ini.

Aristoteles (384-322 SM)

Seorang ilmuwan Yunani yang percaya bahwa Matahari, Bulan dan planet-planet mengitari Bumi pada permukaan serangkaian bola angkasa yang rumit. Ia mengetahui bahwa Bumi dan Bulan berbentuk bola dan bahwa bulan bersinar dengan memantulkan cahaya Matahari, tetapi ia tak percaya bahwa Bumi bergerak dalam Antariksa ataupun bergerak dalam porosnya.

James Bradley (1693-1762)

Seorang ahli astronomi Inggris yang menemukan penyimpangan yang disebut Aberasi Sinar Cahaya di tahun 1728, yaitu bukti langsung pertama yang dapat diamati bahwa Bumi beredar mengelilingi Matahari. Dari besarnya penyimpangan ia menghitung kecepatan cahaya sebesar 295.000 km/dt. Hanya sedikit lebih kecil dari nilai sebenarnya (299.792,4574 km/dt, US National Bureau of Standards).
Tycho Brahe (1546-1601)

Seorang ahli astronomi Denmark, dipandang sebagai pengamat terbesar di zaman pra-teleskop. Dengan memakai alat bidik sederhana, Brahe mengukur posisi planet dengan ketelitian yang lebih besar dari siapapun sebelumnya. Hal ini memungkinkan asistennya, Johannes Kepler untuk memecahkan hukum gerakan planet.

Nicolaus Copernicus (1473-1543)

Seorang ahli astronomi Polandia yang mencetuskan pandangan bahwa Bumi bukanlah pusat alam semesta sebagaimana pandangan umum pada masanya, melainkan mengitari Matahari seperti planet lainnya. Pola berani ini disajikan dalam bukunya Mengenai Perkisaran Bola-Bola Angkasa yang terbit ditahun wafatnya. Polanya itu lebih memudahkan penjelasan tentang gerakan planet sesuai pengamatan. teorinya didukung oleh pengamatan Galileo dan dibenarkan oleh perhitungan Johannes Kepler
John Ludwig Emil Dreyer (1852-1926)

Seorang ahli astronomi Denmark yang menghimpun sebuah katalog utama yang memuat hampir 8000 kelompok bintang dan Nebula. Katalog yang disusunnya disebut Katalog Umum Baru (the New General Catalogue, NGC).
Eratosthenes (276-196 SM)

Seorang ahli astronomi Yunani yang pertama-tama mengukur besarnya Bumi secara teliti. Ia mencatat perbedaan ketinggian Matahari di langit sebagaimana terlihat pada tanggal yang sama dari dua tempat pada garis utara-selatan yang jaraknya diketahui. Dari pengamatannya, ia menghitung bahwa Bumi mestinya bergaris tengah 13.000 km. Hampir tepat dengan angka yang sebenarnya (12.756,28 km pada katulistiwa).
Galileo Galilei (1564-1642)

Seorang ilmuwan Italia yang menciptakan revolusi dalam astronomi dengan pengamatan perintisnya di angkasa. Dalam tahun 1609, Galileo mendengar mengenai penciptaan teleskop dan membuat satu bagi dirinya. Dengan itu ia menemukan kawah-kawah bulan, melihat bahwa Venus menunjukkan fase-fase sambil ia mengitari Matahari dan menemukan bahwa Jupiter memiliki empat buah Bulan.
Johann Gottfried Galle (1812-1910)

Seorang ahli astronomi Jerman yang menemukan planet Neptunus. Dengan menggunakan perhitungan Urbain Leverrier, Galle menemukan Neptunus pada malam hari, di tanggal 23 September 1846, tidak seberapa jauh dari posisi yang semula diperhitungkan.
George Gamow (1904-1968)

Seorang ahli astronomi Amerika pendukung teori ledakan besar (Big Bang). Menurut hitungannya, kira-kira 10% bahan dalam alam semesta seharusnya adalah Helium yang terbentuk dari Hidrogen selama terjadinya ledakan besar; pengamatan telah membenarkan ramalan ini. Ia juga meramalkan adanya suatu kehangatan kecil dalam alam semesta sebagai peninggalan ledakan besar. Radiasi Latar belakang ini akhirnya ditemukan pada 1965.

Sir William Herschel (1738-1822)

Seorang ahli astronomi Inggris, lahir di Jerman, yang menemukan planet Uranus pada tanggal 17 Maret 1781 beserta dua satelitnya dan juga dua satelit Saturnus. Herscel membuat survey lengkap langit utara dan menemukan banyak bintang ganda dan nebula. Untuk menangani pekerjaan ini, ia membangun sebuah reflektor 122 cm, terbesar di dunia saat itu. Survey langit Herschel itu meyakinkan bahwa galaksi kita berupa sistem bintang berbentuk lensa, dengan kita di dekat pusat. Pandangan ini diterima hingga zaman Harlow Shapley.

Hipparkus (abad ke-2 SM)

Seorang ahli astronomi Yunani yang dianggap terbesar di zamannya. Ia membuat sebuah katalog 850 bintang dengan teliti yang dibagi kedalam enam kelompok kecerlangan atau magnitudo; bintang paling cemerlang dengan magnitudo 1 dan yang paling lemah (yang tampak dengan mata telanjang) dengan magnitudo 6. Suatu sistem magnitudo yang disesuaikan masih digunakan dewasa ini. Hipparkus menemukan bahwa posisi bumi agak goyah di antariksa, suatu efek yang disebut presesi.

Sir Fred Hoyle (1915-…)

Seorang ahli astronomi Inggris yang dikenal karena karyanya mengenai Teori Keadaan Tunak yang menyangkal bahwa alam semesta diawali dengan suatu ledakan besar. Hoyle menunjukkan bagaimana unsur-unsur kimia berat dalam alam semesta tersusun dari hidrogen dan helium dengan reaksi-reaksi nuklir di dalam bintang, dan tersebar dalam antariksa oleh ledakan supernova.

Edmond Halley (1656-1742)

Seorang ahli astronomi Inggris yang di tahun 1705 memperhitungkan bahwa komet yang terlihat dalam tahun-tahun 1531, 1607 dan 1682 sesungguhnya adalah benda yang sama yang bergerak dalam satu garis edar tiap 75 atau 76 tahun mengedari matahari. Komet tersebut kini dikenal sebagai Komet Halley. Dalam tahubn 1720, Halley menjadi ahli astronomi kerajaan yang kedua, Di Greenwich ia membuat studi yang memakan waktu lama mengenai gerakan bulan.

Edwin Hubble (1889-1953)

Seorang ahli astronomi Amerika yang di tahun 1924 menunjukkan bahwa terdapat galaksi lain di luar galaksi kita. Selanjutnya ia mengelompokkan galaksi menurut bentuknya yang spiral atau eliptik. Di tahun 1929 ia mengumumkan bahwa alam semesta mengembang dan bahwa galaksi bergerak saling menjauhi denga kecepatan yang semakin tinggi; hubungan ini kemudian disebut hukum Hubble. Jarak sebuah galaksi dapat dihitung dengan hukum Hubble bila kecepatan menjauhnya diukur dari pergeseran merah cahayanya. Menurut pengukuran terakhir, galaksi bergerak pada 15 km/dt tiap jarak satu juta tahun cahaya. Nama Hubble kini diabadikan pada sebuah teleskop raksasa di antariksa yang dioperasikan oleh NASA.

Immanuel Kant (1724-1804)

Seorang filsuf Jerman yang pada tahun 1755 mengajukan cikal-bakal teori modern tentang tata surya. Kant percaya bahwa planet-planet tumbuh dari sebuah cakram materi di sekeliling Matahari, sebuah gagasan yang kemudian dikembangkan oleh Marquis de Laplace. Kant juga berpendapat bahwa nebula suram yang terlihat di antariksa adalah galaksi tersendiri seperti galaksi Bima Sakti kita. Pendapat tersebut kini telah terbukti kebenarannya.

Johannes Kepler (1571-1630)

Seorang ahli matematika dan ahli Astronomi Jerman yang menemukan ketiga hukum dasar pergerakan planet. Pertama, dan yang terpenting, ia di tahun 1609 menunjukkan bahwa planet bergerak mengelilingi Matahari dalam orbit eliptik, bukannya dalam kombinasi lingkaran-lingkaran sebagaimana diperkirakan sebelumnya. Ia menunjukkan pula bahwa kecepatan planet berubah sepanjang orbitnya, lebih cepat bila lebih dekat dengan Matahari dan lebih lambat bila jauh. Di tahun 1619 ia menunjukkan bahwa jangka waktu yang diperlukan sebuah planet untuk menyelesaikan satu orbit berkaitan dengan rata-rata jaraknya dari matahari. Untuk perhitungannya, Kepler menggunakan pengamatan Tycho Brahe.

Laplace, Pierre Simon, Marquis de (1749-1827)

Seorang ahli matematika Prancis yang mengembangkan teori asal mula tata surya yang digagas oleh Immanuel Kant. Di tahun 1796, Laplace melukiskan bagaimana cincin-cincin materi yang terlempar dari Matahari dapat memadat menjadi planet-planet. Perincian teori tersebut telah ditinjau kembali, tetapi pada pokoknya tidak berbeda dengan teori-teori modern mengenai awal-mula terjadinya tata surya.

Henrietta Leavitt (1868-1921)

Seorang ahli astronomi Amerika yang menemukan sebuah teknik penting dalam astronomi untuk mengukur jarak bintang dengan memakai bintang-bintang Variabel Cepheid. di tahun 1912 ia menemukan bahwa kecerlangan rata-rata sebuah Cepheid berhubungan langsung dengan jangka waktu yang diperlukannya untuk berubah, dengan Cepheid paling cemelang memiliki periode paling lama.

Jadi, dengan mengukur waktu variasi cahaya sebuah Cepheid, para astronom dapat memperoleh kecerlangan sebenarnya, dengan demikian jaraknya dari bintang dan planet lain dapat pula dihitung.

Georges Lemaitre (1894-1966)

Seorang ahli astronomi Belgia yang pada tahun 1927 mencetuskan teori Ledakan Besar kosmologi yang menyatakan bahwa alam semesta dimulai dengan suatu ledakan besar dahulu kala dan bahwa sejak itu kepingannya masih terus beterbangan. Lemaitre mendasarkan teorinya pada pengamatan Edwin Hubble mengenai alam semesta yang mengembang.

Urbain Jean Joseph Leverrier (1811-1877)

Seorang ahli matematika Prancis yang memperhitungkan keberadaan planet Neptunus. Saat memeriksa gerakan Uranus, ia menemukan bahwa gerakannya dipengaruhi oleh sebuah planet tak dikenal. Perhitungan Leverrier memungkinkan penemuan Neptunus oleh Johann Galle.

Percival Lowell (1855-1916)

Seorang ahli astronomi Amerika yang memetakan saluran-saluran di Mars dan percaya tentang adanya kehidupan di planet tersebut. Dalam tahun 1894 ia mendirikan observatorium Lowell di Arizona guna mempelajari Mars. Lowell juga mempercayai adanya planet di seberang Neptunus yang belum ditemukan. Ia mulai mencarinya di langit dengan bantuan gambar foto. Planet baru itu, kemudian dinamai Pluto, akhirnya ditemukan oleh Clyde Tombaugh pada tahun 1930, setelah meninggalnya Lovell. Selain merupakan nama Dewa Kematian bangsa Yunani Kuno, dua huruf awal pada Pluto juga merupakan penghormatan untuk namanya.

Charles Messier (1730-1817)

Seorang ahli astronomi Prancis yang menyusun sebuah daftar berisi lebih dari 100 kelompok bintang dan nebula. Hingga sekarang, banyak diantara objek ini yang masih disebut dengan nomor Messier atau M, seperti M1, nebula Kepiting, dan M31, galaksi Andromeda.

Sir Isaac Newton (1642-1727)

Seorang ilmuwan Inggris yang melalui hukum-hukum gravitasinya membantu menerangkan mengapa planet mengitari Matahari. Johannes Kepler juga menghitung hal ini dengan hukumnya mengenai gerakan planet. Newton juga memberi sumbangan penting kepada astronomi pengamatan dengan penelitiannya mengenai cahaya dan optika. Di tahun 1668 ia membangun teleskop pemantul (reflektor) yang pertama di dunia.
Ptolomeus (abad ke-2 M)

Seorang ilmuwan Yunani yang menyusun gambaran baku mengenai Alam semesta yang dipakai oleh para ahli astronomi hingga zaman Renaissance. Menurut Ptolomeus, Matahari, Bulan, dan planet-planet beredar mengelilingi Bumi dengan suatu sistem yang rumit. Teori ini akhirnya ditentang dan dibuktikan kesalahannya oleh pandangan Copernicus. Ptolomeus menulis ensiklopedi besar astronomi Yunani yang disebut Almagest.

Pythagoras (abad ke-6 SM)

Seorang ilmuwan Yunani yang diketahui sebagai yang pertama kalinya mencetuskan gagasan bahwa Bumi berbentuk bola. Ia percaya bahwa Bumi terletak di pusat alam semesta dan benda-benda angkasa lain beredar mengelilingi Bumi.

Carl Sagan (1934-1996)

Seorang ilmuwan Amerika yang dikenal karena penelitiannya mengenai kemungkinan adanya bentuk kehidupan diluar planet Bumi. Ia terlibat sebagai peneliti dalam berbagai misi wahana tak berawak yang diluncurkan oleh NASA, diantaranya adalah misi Mariner ke planet Venus dan Viking ke planet Mars.

Giovanni Schiaparelli (1835-1910)

Seorang ahli astronomi Italia yang pertama kali melaporkan adanya “saluran” di permukaan planet Mars ketika planet tersebut mendekat di tahun 1877. Ia menamakannya canali, dari bahasa Italia yang berarti “saluran”. Ia tidak mempercayai bahwa saluran itu adalah buatan mahluk cerdas, tetapi penerjemahan yang kurang tepat memberi kesan yang keliru. Schiaparelli juga menunjukkan bahwa hujan meteor mengikuti garis edar sama seperti komet. Dari sana, ia menduga bahwa hujan meteor sebenarnya adalah puing sebuah komet.

Marteen Schmidt (1929-…)

Seorang ahli astronomi Amerika yang menemukan jarak-jarak kuasar dalam alam semesta. Di tahun 1963 ia mula-mula mengukur pergeseran merah dari kuasar C 273 yang ternyata begitu besar sehingga menurut hukum Hubble ia seharusnya terletak jauh diluar galaksi kita.
Harlow Shapley (1885-1972)

Seorang ahli astronomi Amerika yang di tahun 1921 pertama kali menghitung ukuran sebenarnya dari galaksi kita, dan menunjukkan bahwa Matahari tidak terletak di pusatnya. Shapley mengajukan gagasannya dari suatu studi mengenai kelompok globular perbintangan yang tersebar dalam suatu cincin di sekitar galaksi kita.

Dengan mengukur jaraknya dari kecerlangan bintang yang dikandungnya, ia memperkirakan bahwa galaksi kita kira-kira berdiameter 100.000 tahun cahaya dan bahwa Matahari terletak kira-kira 30.000 tahun cahaya dari pusatnya.

Clyde Tombaugh (1906-1997)

Ahli astronomi Amerika yang pada bulan Februari 1930 menemukan planet Pluto dengan mempergunakan gambar-foto yang diambil di observatorium Lowell. Setelah penemuan Pluto, Tombaugh melanjutkan survey foto sekeliling langit untuk mencari planet lain yang mungkin ada, tetapi tidak menemukan sesuatu.

Carl von Weizsacker, (1912-…)

Seorang astronom Jerman yang dalam tahun 1945 menggagas dasar teori-teori modern mengenai asal mula tata surya. Ia membayangkan bahwa planet terbentuk dari kumpulan partikel-partikel debu yang berasal dari sebuah cakram yang terdiri dari materi yang mengelilingi Matahari saat masih muda. Teorinya ini merupakan perubahan dari teori sebelumnya yang digagas oleh Kant dan Laplace.

List Ilmuwan Astronomi diatas hanya merupakan sebagian kecil dari Ilmuwan Astronomi yang mengawali pengamatan terhadap Angkasa dan Benda Langit lainnya .

Dasar - Dasar Spektroskopi Bintang

Spektroskopi adalah suatu cabang ilmu dalam astronomi yang mempelajari spektrum benda langit. Dari spektrum suatu benda langit dapat kita peroleh informasi mengenai temperatur, kandungan/ komponen zat penyusunnya, kecepatan geraknya, dll. Oleh sebab itu, spektroskopi merupakan salah satu ilmu dasar dalam astronomi. Spektrum sebuah bintang diperoleh dengan menggunakan alat yang disebut spektrograf.

Gambar 1. Spektrum
Gambar 2. Cara kerja spektrograf

Salah satu landasan spektroskopi adalah Hukum Kirchoff (1859):

1. Bila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, benda tadi akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang
2. Gas bertekanan rendah bila dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna, atau panjang gelombang tertentu saja. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis pancaran atau garis emisi. Letak setiap garis atau panjang gelombang garis tersebut merupakan ciri gas yang memancarkannya.
3. Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah), gas tersebut tersebut akan menyerap cahaya tersebut pada warna atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dilewatkan diselang-seling garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorpsi.

Gambar 3 & 4. Perbedaan spektrum kontinu, absorpsi dan emisi

Deret Balmer
Ilmuwan Swiss yang bernama Balmer merumuskan suatu persamaan deret untuk memprediksi panjang gelombang dari garis serapan yang dihasilkan gas hidrogen. Persamaan terebut dikenal dengan deret Balmer.

dengan : λ: panjang gelombang serapan (cm)
R_H : tetapan Rydberg (= 109678)

Gambar 5 : Spektrum emisi hidrogen yang menampilkan 4 garis spektrum pertama dalam deret Balmer

Teori Kuantum Planck

Planck mempostulatkan bahwa cahaya diradiasikan dalam bentuk paket - paket energi kecil, yang disebut kuantum. Teori inilah yang mendasari terciptanya bidang baru dalam dunia fisika, yaitu fisika kuantum.

Planck mengatakan bahwa energi dari tiap foton

E_o = h. f = hc//λ

h : tetapan Planck (h = 6,63 x 10^-34 J.s)
f : frekuensi dari foton
c = kecepatan cahaya (= 3.10^5 km/s)
λ = panjang gelombang foton

Pembentukan spektrum Bintang
Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 4 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya.

Miss A. Maury dari Harvard Observatory menemukan bahwa klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak berbeda banyak. Klasifikasi yang dibuat oleh Miss Maury selanjutnya diperbaiki kembali oleh Miss Annie J. Cannon. Hingga sekarang klasifikasi Miss Cannon ini digunakan.

Tabel 1 : Rangkuman klasifikasi bintang yang saat ini umum digunakan (sering digunakan ungkapan : Oh Be A Fine Girl (or Guy), Kiss Me) untuk mengingat urutan klasifikasi kelas spektrum bintang. (klik gambar untuk tampilan lebih jelas!).

Subkelas spektrum
Klasifikasi spektrum bintang O, B, A, F, G, K, M masih dibagi lagi dalam subkelas, yaitu
B0, B1, B2, B3, . . . . . . . . ., B9
A0, A1, A2, A3, . . . . . . . . ., A9
F0, F1, F2, F3, . . . . . . . . . ., F9

Semakin besar angka yang menyatakan menunjukkan suhu bintang semakin rendah pula. Pengunaan subkelas ini dimaksudkan agar pengklasifikasian spektrum bintang menjadi lebih spesifik sehingga lebih jelas dan tepat.
(untuk informasi lebih lanjut tentang kelas spektrum bintang di sini.)

Gambar 6. Spektrum bintang dari berbagai kelas spektrum

M-K Kelas (Kelas Luminositas Bintang)
Bintang dalam kelas spektrum tertentu ternyata dapat mempunyai luminositas yang berbeda. Pada tahun 1913 Adam dan Kohlscutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menentukan luminositas bintang.
Berdasarkan kenyataan ini pada tahun 1943 Morgan dan Keenan dari Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas, yaitu :

Kelas 1a	Maharaksasa yang sangat terang
Kelas 1b	Maharaksasa yang kurang terang
Kelas II	Raksasa yang terang
Kelas III	Raksasa
Kelas IV	Subraksasa
Kelas V	Bintang deret utama

Tabel 2. Kelas Luminositas Morgan Keenan

Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram H-R) di bawah ini.

Gambar 7. Kelas Luminositas dalam diagram H-R

Klasifikasi spektrum bintang sekarang ini merupakan penggabungan dari kelas spektrum dan kelas luminositas.

Contoh :
- G2 V : Bintang deret utama kelas spektrum G2
- G2 Ia : Bintang maharaksasa yang sangat terang kelas spektrum G2
- B5 III : Bintang raksasa kelas spektrum B5
- B5 IV : Bintang subraksasa kelas spektrum B5

Gerak Bintang
Bintang tidak diam, tapi bergerak di ruang angkasa. Pergerakan bintang ini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihat bintang seolah-olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang

Laju perubahan sudut letak suatu bintang disebut gerak sejati (proper motion). Gerak sejati bisanya diberi simbol dengan μ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun. Bintang yang gerak sejatinya terbesar adalah bintang Barnard dengan μ = 10”,25 per tahun (dalam waktu 180 tahun bintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama).

Gambar 8. Kecepatan bintang

Hubungan antara kecepatan tangensial (Vt) dan gerak sejati (μ):

Vt = 4,74 μ d

dengan :
Vt = kecepatan tangensial bintang (dalam km/s)
μ = laju gerak diri / proper motion (dalam “/ tahun )
d = jarak bintang (dalam parsec)

atau persamaan diatas dapat diubah ke dalam bentuk :

Vt = 4,74 μ/p

dengan p adalah sudut paralaks bintang (dalam detik busur).

Dalam pengukuran gerak sejati yang diukur bukan hanya besarnya tetapi juga ditentukan arahnya.

Gambar 9. Gerak sejati bintang

Persamaan-persamaan yang dapat digunakan untuk memperoleh nilai gerak sejati bintang:

μ_α cos δ = μ sin θ
μ_δ = μ cos θ

dengan :
μ_α = komponen pada arah α (asensiorekta)
μ_δ = komponen pada arah δ (deklinasi)
μ_α dan μ_δ dapat diukur --> μ dan θ dapat ditentukan.

Selain gerak sejati, informasi tentang gerak bintang diperoleh dari pengukuran kecepatan radial, yaitu komponen kecepatan bintang yang searah dengan garis pandang.
Kecepatan radial bintang dapat diukur dari efek Dopplernya pada garis spektrum dengan menggunakan rumus (untuk Vr mendekati c):

Jika Vr jauh lebih kecil dibandingkan kecepatan cahaya (c), maka:

Δλ/λ_o = Vr/c

dengan :
Δλ = selisih antara λ diam (λ_o) dengan λ yang teramati pada bintang. (dalam Å atau nm)
λ_o = panjang gelombang diam (dalam Å atau nm)
V_r = kecepatan radial (dalam km/s)
c = kecepatan cahaya (300.000 km/s )

Gambar 10. Red shift and blue shift

Karena Vt dan Vr sudah dapat kita tentukan dari rumus-rumus yang sudah dibahas tadi, kita bisa menghitung kecepatan linier bintang (kecepatan gerak bintang sebenarnya di ruang angkasa), yaitu :
V² = (V_t)² + (V_r)²

Contoh :
Garis spektrum suatu elemen yang panjang gelombang normalnya adalah 5000 Å diamati pada spektrum bintang berada pada panjang gelombang 5001 Å. Seberapa besarkah kecepatan pergerakan bintang tersebut ? Apakah bintang tersebut mendekati atau menjauhi Bumi ?
(Jawab : 60 km/s, MENJAUHI Bumi)

Sumber referensi:

1. Slide kuliah Astrofisika I, oleh Dr. Djoni N. Dawanas
2. Wikipedia
3. Gambar-gambar diperoleh dari sumber-sumber terpisah dari internet

Untuk referensi lainnya, silakan kunjungi:
1. Spectroscopy
2. Astronomynotes.com