MODUL OLIMPIADE ASTRONOMI (EDISI I)


1 MODUL OLIMPIADE ASTRONOMI (EDISI I) ISI : RANGKUMAN MATERI ASTRONOMI SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN SESUAI MATERI PEMBAHASAN SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN SOAL-SOAL ...

53 downloads 314 Views 5MB Size

Recommend Documents


OLIMPIADE ASTRONOMI Tingkat Provinsi
1 OLIMPIADE ASTRONOMI Tingkat Provinsi Copyright (c) 2018 Ridlo W. Wibowo Sulistiyowati Solusi ini dibuat tanpa jaminan kesesuaian dengan solusi resmi...

PEMBAHASAN SOAL OLIMPIADE ASTRONOMI SELEKSI KOTA TAHUN
1 PEMBAHASAN SOAL OLIMPIADE ASTRONOMI SELEKSI KOTA TAHUN 2010 Typed and Solved by Mariano N. Mohon saya dikontak jika ada yang perlu direvisi 1. Sal...

Soal Ujian Olimpiade Astronomi Kabupaten-Kota Tingkat SMA, 2008
1 Soal Ujian Olimpiade Astronomi Kabupaten-Kota Tingkat SMA, 008 Waktu : 150 menit Nama : Sekolah: kabupaten/kota : Provinsi: Tanggal Lahir: Kelas (ta...

KOTA 2017 CALON TIM OLIMPIADE ASTRONOMI INDONESIA 2018
1 HAK CIPTA DILINDUNGI UNDANG-UNDANG SOAL SELEKSI OLIMPIADE SAINS TINGKAT KABUPATEN/KOTA 2017 CALON TIM OLIMPIADE ASTRONOMI INDONESIA 2018 Bidang Astr...

Soal Ujian Olimpiade Astronomi Kabupaten-Kota Tingkat SMA, 2008
1 Soal Ujian Olimpiade Astronomi Kabupaten-Kota Tingkat SMA, 008 Waktu : 150 menit Nama : Sekolah: kabupaten/kota : Provinsi: Tanggal Lahir: Kelas (ta...

SOAL SELEKSI PESERTA OLIMPIADE SAINS NASIONAL BIDANG ASTRONOMI
1 SOAL SELEKSI PESERTA OLIMPIADE SAINS NASIONAL BIDANG ASTRONOMI Waktu Jumlah Soal : 150 menit : 30 Soal 1. Bintang A memiliki tingkat kecemerlangan t...

KOTA 2014 CALON TIM OLIMPIADE ASTRONOMI INDONESIA 2015
1 HAK CIPTA DILINDUNGI UNDANG-UNDANG SOAL SELEKSI OLIMPIADE SAINS TINGKAT KABUPATEN/KOTA 2014 CALON TIM OLIMPIADE ASTRONOMI INDONESIA 2015 Bidang Astr...

Diketik ulang oleh : Copyright Bank Soal UJIAN NASIONAL & OLIMPIADE IPA, MATEMATIKA, FISIKA, BIOLOGI, KIMIA, ASTRONOMI,
1 2 . 1. Perhatikan tabel berikut! No. Besaran Satuan (dalam SI) Alat ukur (1) Suhu celsius Termometer (2) Waktu sekon Stopwatch (3) Massa kilogram Ne...

MODUL PERKULIAHAN EDISI 1 MATEMATIKA DISKRIT
1 MODUL PERKULIAHAN EDISI 1 MATEMATIKA DISKRIT Penulis : Nelly Indriani Widiastuti S.Si., M.T. JURUSAN TEKNIK INFORMATIKA UNIVERSITAS KOMPUTER INDONES...

MODUL SIAP UJIAN NASIONAL ( EDISI 2 )
1 MODUL SIAP UJIAN NASIONAL ( EDISI )2 3 Modul Siap Ujian Nasional ( Edisi ) 05 SMP INSAN CENDEKIA MADANI Modul Siap Ujian Nasional ( Edisi ) 05 SMP I...


MODUL OLIMPIADE ASTRONOMI (EDISI I)

ISI : RANGKUMAN MATERI ASTRONOMI SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN SESUAI MATERI PEMBAHASAN SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN SEBAGAI LATIHAN

Mariano Nathanael, S.Si. 2011

MODUL OSN ASTRONOMI

KATA PENGANTAR Isi materi ini dalam modul ini berasal dari pengalaman penulis dalam mengajarkan dan melatih siswa SMA untuk menyiapkan diri menghadapi Olimpiade Sains Nasional (OSN) untuk bidang Astronomi Banyak sekali bantuan penulis dapatkan dari berbagai sumber dan dirangkumkan ke dalam modul ini. Mohon modul ini dipergunakan dengan bijaksana karena isi di dalamnya belum dengan sengaja diperiksa oleh penulis. Jika ada kesalahan dalam isi, jangan segan-segan menghubungi penulis lewat blog http://soal-olim-astro.blogspot.com atau melalui email : [email protected]

Salam Astronomi ! Oktober 2011 Mariano Nathanael

1

MODUL OSN ASTRONOMI

DAFTAR ISI No

Judul

Hal

1

MATERI : BOLA LANGIT – ASTRONOMI BOLA

3 – 28

2

MATERI : TATA SURYA

29 – 47

3

MATERI : MEKANIKA BENDA LANGIT

48 – 68

4

MATERI : WAKTU DAN PENANGGALAN KALENDER

69 – 77

5

MATERI : GERHANA

78 – 93

6

MATERI : MATAHARI DAN AKTIVITASNYA

94 – 99

7

MATERI : FISIKA BINTANG

100 – 146

8

MATERI : BINTANG GANDA

146 – 155

9

MATERI : GALAKSI DAN KOSMOLOGI DASAR

156 – 179

10

PEMBAHASAN OSK 2011 KODE 02

180 - 199

11

PEMBAHASAN OSK 2011 KODE 01

200 – 219

12

PEMBAHASAN OSK 2010

220 – 233

13

PEMBAHASAN OSK 2009

234 – 260

14

PEMBAHASAN OSK 2008

261 – 277

15

PEMBAHASAN OSP 2011

278 – 301

16

PEMBAHASAN OSP 2010

302 – 320

17

SOAL OSN 2010

320 - 325

18

SOAL OSP 2008

326 – 332

19

SOAL OSN 2010

333 - 341

2

MODUL OSN ASTRONOMI BOLA LANGIT – ASTRONOMI BOLA

A. Diameter sudut dan besaran sudut  Jarak di bola langit lebih sering dinyatakan dalam satuan sudut, hal ini diterapkan juga untuk diameter benda langit (diameter Matahari, Bulan atau planet), disebut diameter sudut (untuk diameter) atau jarak sudut (untuk jarak antar benda langit). Satuan yang dipakai dalam derajat/menit busur/detik busur atau dalam satuan radian.  Pengamat Diameter Sudut (α), dalam radian

Diameter Benda Langit sebenarnya (D), dalam km

Jarak pengamat ke benda langit (r), dalam km

 Hubungan antar satuan sudut adalah sbb. : 10 = 60‘ (menit busur) = 3600‖ (detik busur) 1 rad (radian) = (

) = 57,2960 = 3437‘,747 = 206264‖,806

(sering dibulatkan menjadi 206265‖) B. Ukuran Waktu Yang dipakai dalam Bola Langit  Waktu dalam bola langit sering dinyatakan juga dalam satuan sudut, dengan hubungan sbb. : 24 Jam = 3600 (secara rata-rata benda langit beredar melintasi bola langit dalam lintasan lingkaran yaitu sudut 3600 dalam gerakan hariannya dengan periode 24 jam) 1 Jam = 150

atau

10 = 4 menit

C. Bola Langit  Bola langit adalah : -

langit yang terlihat dari pengamat di Bumi yang berbentuk bola

-

pengamat berada di pusat bola

-

jari-jari bola langit tak berhingga

-

semua benda langit dianggap menempel atau diproyeksikan pada bola langit tersebut

3

MODUL OSN ASTRONOMI

 Pada bola langit terdapat lingkaran-lingkaran yang disebut lingkaran kecil dan lingkaran besar.  Lingkaran besar adalah lingkaran pada bola langit dengan pusat lingkaran adalah pusat bola  Lingkaran kecil adalah lingkaran pada bola langit dengan pusat lingkaran bukan pusat bola

 Pada bola langit terdapat beberapa titik istimewa dan beberapa lingkaran besar yang istimewa. Perhatikan gambar dan keterangan berikut :

4

MODUL OSN ASTRONOMI  Titik-titik istimewa pada bola langit -

Titik Zenith : Titik yang berada tepat di atas kepala pengamat

-

Titik Nadir : Titik yang berada tepat di bawah kaki pengamat

-

Titik Kardinal : 4 Titik arah mata angin, yaitu : Utara, Timur, Selatan dan Barat

-

Titik Kutub Langit : Perpanjangan kutub-kutub Bumi ke langit, yaitu : Kutub Langit Utara (KLU) dan Kutub Langit Selatan (KLS). Garis yang menghubungkan KLU dan KLS adalah sumbu putar dari gerakan bola langit Kemiringan KLU – KLS sama dengan lintang geografis pengamat di Bumi. Jika pengamat berada di Lintang selatan, maka KLS berada di atas horizon (di atas titik Selatan), jika pengamat berada di Lintang Utara, maka KLU berada di atas horizon (di atas titik Utara.

 Lingkaran-lingkaran besar yang istimewa pada bola langit -

Lingkaran Meridian : Lingkaran yang melalui Utara, Zenith, Selatan dan Nadir. Semua benda langit pasti melintasi lingkaran meridian ini. Jika benda langit berada di setengah lingkaran atas lingkaran meridian, maka benda langit tersebut disebut transit atau sedang berada di Kulminasi Atas Jika benda langit berada di setengah lingkaran bawah meridian, maka benda langit tersebut disebut sedang berada di Kulminasi Bawah

-

Lingkaran Horizon : Adalah lingkaran batas pandang pengamat di kaki langit Jika benda langit ada di atas horizon maka benda langit akan terlihat oleh pengamat Jika benda langit ada di bawah horizon maka benda langit tidak terlihat oleh pengamat Jika benda langit berada di horizon, maka disebut terbit jika sedang bergerak ke arah atas horizon atau disebut terbenam jika sedang bergerak ke arah bawah horizon

-

Lingkaran Ekuator : Adalah lingkaran yang merupakan perpanjangan dari ekuator bumi ke bola langit. Semua benda langit setiap hari akan berputar di bola langit sejajar dengan lingkaran ekuator

5

MODUL OSN ASTRONOMI TATA KOORDINAT HORIZON  Berdasarkan posisi di cakrawala (horizon).  Paling mudah dipahami, karena mudah dibayangkan letaknya dalam bola langit.  Kelemahan : bergantung tempat di permukaan bumi, jika tempat pengamat berbeda, maka horizonnya berbeda. Kelemahan lainnya yaitu, terpengaruh oleh gerak harian benda langit.  Koordinat dinyatakan dalam Azimuth (Az) dan Altitude - ketinggian benda (Alt).

 Azimuth (Az,A) : diukur dari titik utara bidang horizon ke arah timur, biasanya dinyatakan dalam jam dengan 1 jam=15 derajat dan 1 derajat = 4 menit Contoh : Jika kita ingin melakukan konversi Azimuth bintang di atas yaitu 2h15m ke dalam derajat, maka langkahpengerjaannya adalah sebagai berikut : 2h = 2 x 15

= 30

15m = 15m/4m x 1

= 3 sisa 3 menit.

3m = (3m/4m) x 60‘

= 45‘

Maka didapatkan hasil akhir konversi 33 45‘  Altitude (Alt,a) : Ketinggian bintang, dilambangkan dengan huruf a. Maksimum besarnya altitude,a, adalah 90 , dihitung dari bidang horizon sampai ke titik zenith.  Jarak Zenith (Zenith Distance, z) : Jarak sudut yang diukur dari zenith ke posisi benda langit atau bintang. Berdasarkan definisi ini, maka secara sederhana jarak zenith adalah : TATA KOORDINAT EKUATOR  Jika tata koordinat Horizon setiap detik selalu berubah karena perputaran bola langit dan letak posisi pengamat di Bumi, maka tata koordinat ekuator memanfaatkan acuan koordinat di bola langit yang bergerak bersama bola langit sehingga koordinat ekuatorial suatu bintang selalu tetap dan tidak pernah berubah.  Titik acuan koordinat ini adalah Titik Aries/vernal ekuinoks yang diberi koordinat ekuator (0, 0) 6

MODUL OSN ASTRONOMI  Koordinat : Asensio Rekta (α) dan Deklinasi (δ).  Askensio Rekta adalah panjang busur, dihitung dari titik Aries ( titik g, Titik Musim Semi, (titik Hamal) pada lingkaran ekuator langit sampai ke titik kaki (K) dengan arah penelusuran ke arah timur. Rentang AR: 0 s/d 24 jam atau 0 o s/d 3600.  Bisa juga dipakai kebalikan dari Asensiorecta, yaitu Sudut Jam/Hour Angle (HA), yaitu sudut bintang yang diukur dari meridian dengan arah lingkaran yang sejajar dengan ekuator, positif jika ke Barat dan negatif jika ke arah Timur. Misalnya suatu bintang memiliki sudut jam 2j, artinya bintang itu sudah transit 2 jam yang lalu, jika HA = - 3j, artinya 3 jam lagi akan transit. Sudut jam bintang (HA) tentu akan berubah terus setiap saat, tetapi asensiorekta (α) selalu tetap. Hubungan HA dan α adalah : LST = HA + α. (LST = Local Siderial Time, adalah sudut jam dari titik Aries).  Deklinasi adalah panjang busur dari titik kaki (K) pada lingkaran ekuator langit ke arah kutub langit, sampai ke letak benda pada bola langit. Deklinasi berharga positif ke arah KLU, dan negatif ke arah KLS. Rentang d : 0 o s/d 90 o atau 0 o s/d –90o

TITIK ARIES •

Adalah titik yang terletak di langit dan ‗bergerak‘ pada lintasan perpanjangan ekuator bumi pada bola langit, terbit tepat di Timur dan terbenam tepat di Barat



Suatu titik khayal di langit yang merupakan titik pertemuan bidang ekliptika (bidang orbit bumi dan matahari) dengan ekuator langit (perpanjangan ekuator bumi ke langit).

7

MODUL OSN ASTRONOMI •

Ada dua titik pertemuan tersebut di ekliptika, titik Aries diambil ketika matahari tepat berada pada perpotongan kedua bidang tersebut (bidang ekliptika dan bidang ekuator), yaitu pada tanggal 21 Maret, bertempat di titik kulminasi bawah pada bola langit



Titik ini disebut titik Hamal atau titik vernal equinox atau titik musim semi



Titik ini menjadi titik nol (titik acuan) acuan bagi Kerangka Koordinat Ekuator (Ascensio recta, Deklinasi), dengan koordinat (00,00)



Dahulu titik ini diambil sebagai acuan karena musim semi dimulai ketika titik Aries telah menempuh transit atau Kulminasi Atas



Letak titik ini pada bola langit yaitu di gugusan rasi Pisces



Pada bidang ekliptika, titik Aries bergeser pada arah positif (searah jarum jam) dengan kecepatan rata-rata 50,3‖ per tahun karena presisi bumi. Pergeseran ini berlawanan dengan gerakan bumi mengelilingi matahari yang berarah negatif (berlawanan jarum jam).



Hubungan Matahari dan Titik Ares Tanggal

Matahari dan titik Aries

21 Maret

Matahari berimpit dengan Titik Aries di Kulminasi Bawah (beda sudut 00 = 0j)

22 Juni

Matahari di kulminasi bawah, titik Aries tepat di Timur (beda sudut 900 = 6j)

23 September

Matahari di kulminasi bawah, titik Aries di kulminasi atas (beda sudut 1800 = 12j)

22 Desember

Matahari di kulminasi bawah, titik Aries tepat di Barat (beda sudut 2700 = 18j)

Catatan :

Matahari di Kulminasi Bawah  Posisi Matahari pukul 00.00 Matahari di Kulminasi Atas  Posisi Matahari pukul 12.00

8

MODUL OSN ASTRONOMI  Setiap hari pukul 00.00 (tengah malam), titik Aries selalu bergeser di langit ke arah Timur sejauh sekitar 4 menit, dan kembali lagi berimpit dengan Matahari setelah satu tahun tropis (365,265 hari)  Karena asensiorekta adalah jarak sudut ke titik Aries, maka asensiorekta Matahari bisa dicari dengan prinsip ini.  Contoh : Carilah Asensiorekta Matahari pada tanggal 17 Agustus! Jawab :

Cara 1 : Manfaatkan 4 tanggal istimewa : 1) Selisih 17 Agustus dengan salah satu dari 4 tanggal istimewa terdekat (23 September) : 36 hari 2) Selisih satu hari = 4 menit, jadi selisih 36 hari = 36 x 4 = 144 menit = 2j 24m 3) Karena 23 September di depan 17 Agustus, maka beda sudut Titik Aries dan Matahari (asensiorekta Matahari) adalah : 12j – 2j 24m = 9j 36m Cara 2 : Manfaatkan 1 tahun tropis = 365,24218967 hari = 3600

Meskipun kedua cara memiliki selisih sekitar 11 menit, tetapi kedua cara tetap bisa dipakai/berlaku dengan batas-batas kesalahan tertentu dikarenakan : Kecepatan revolusi Bumi mengelilingi Matahari tidak konstan dan juga bentuk lintasan Bumi tidak berupa lingkaran, tetapi elips. WAKTU BINTANG (LST = Local Siderial Time)  Sudut Jam (Hour Angle – HA) dari titik Aries disebut disebut juga Waktu Bintang yang diukur dari titik sigma (perpotongan ekuator dan meridian) positif ke arah Barat.  Bisa dinyatakan dalam satuan sudut (derajat) atau bisa juga dalam satuan jam  Jika LST = 0, artinya Titik Aries berada di meridian atau kulminasi Atas  Jika LST = 12j = 1800, artinya Titik Aries sedang di kulminasi Bawah  Jika dinyatakan dalam satuan jam matahari, maka

 Cara mencari Waktu Bintang (LST) : Prinsip dasar : Setiap hari pukul 00.00 (tengah malam), titik Aries selalu bergeser di langit ke arah Timur sejauh sekitar 4 menit, dan kembali lagi berimpit dengan Matahari setelah satu tahun tropis (365,24218967 hari) ditanggal 21 Maret pukul 00.00 tengah malam.

9

MODUL OSN ASTRONOMI Tanggal

Waktu Matahari

Waktu Bintang

Sudut jam Titik Aries

Posisi Titik Aries

21 Maret

00.00

12.00 WB

+ 12j

Titik Aries di Kulminasi Bawah

22 Juni

00.00

18.00 WB

- 6j

Titik Aries di Timur

23 September

00.00

00.00 WB

0j

Titik Aries di Meridian

22 Desember

00.00

06.00 WB

+ 6j

Titik Aries di Barat

 Sesuai prinsip tersebut, kita dapat mencari waktu bintang/LST dengan cara memanfaatkan 4 tanggal istimewa untuk titik Aries  Contoh : Carilah Asensiorekta Matahari pada tanggal 17 Agustus pukul 10.00! Jawab : hari

1) Selisih 17 Agustus dengan salah satu tanggal terdekat (September) : 36 2) Selisih satu hari = 4 menit, jadi selisih 36 hari = 36 x 4 = 144 menit = 02.24 3) Karena 23 September di depan 17 Agustus, maka Waktu Bintang Titik Aries tanggal 17 Agustus adalah : 00.00 – 02.24 = 21.36 WB  ini terjadi pukul 00.00 WM 4) Karena diminta pukul 10.00, maka WB = 21.36 + 10.00 = 31.36 = 07.36 WB

TRANSFORMASI KOORDINAT HORIZON DENGAN KOORDINAT EQUTORIAL  Berikut ini adalah persamaan-persamaan dalam transfomasi koordinat horizon dengan koordinat ekuatorial :

Keterangan : 1. A merupakan azimuth, koordinat membujur dalam system koordinat horizon, dengan rentang (0h sampai 24h, atau 0 sampai 360 ) 2. a merupakan altitude atau ketinggian bintang, koordinat melintang dalam system koordinat horizon, dengan rentang (-90 sampai +90 ) 3. HA merupakan hour angle atau sudut jam bintang, koordinat membujur dalam system koordinat ekuatorial 4. 5.

merupakan declination atau deklinasi, koordinat melintang dalam system koordinat ekuatorial, dengan rentang (-90 sampai +90 ) merupakan lintang tempat pengamat, dengan rentang (-90 sampai +90 )

Dengan demikian kita dapatkan syarat kulminasi atas sebagai berikut : a. Untuk obyek yang kulminasi atas di selatan zenith, ketinggian bintangnya memenuhi persamaan 10

MODUL OSN ASTRONOMI b. Untuk obyek yang kulminasi atas di utara zenith, ketinggian bintangnya memenuhi persamaan BINTANG SIRKUMPOLAR  Adalah bintang-bintang yang tidak pernah terbit atau terbenam, tetapi selalu berada di atas horizon  Sayarat : Bintang dengan lintang .

tidak akan pernah tenggelam, selalu terlihat pada

 Ada juga bintang-bintang yang selalu di bawah horizon sehingga tidak pernah terlihat.  Syarat : Adalah Ketinggian bintang positif untuk obyek yang memenuhi Obyek yang memenuhi tidak akan pernah terlihat pada lintang .

.

MENENTUKAN WAKTU TERBIT DAN WAKTU TERBENAM BINTANG  Waktu terbit dan terbenam dapat ditentukan dengan rumus berikut :  Ini adalah persamaan untuk menentukan sudut jam bintang, HA, pada saat terbit atau terbenam. Setelah kita dapatkan sudut jam bintangnya, HA, dan diketahui asensiorekta bintang, , pada saat tertentu, maka kita gunakan persamaan berikut untuk menentukan waktu sideris local, LST, saat terbit dan terbenam : Waktu sideris local untuk terbit ditunjukkan dengan persamaan sebagai berikut : Sedangkan, waktu sideris local untuk terbenam ditunjukkan dengan persamaan berikut : Untuk mendapatkan akurasi lebih tinggi, maka kita harus melakukan koreksi terhadap efek refraksi atmosfer. efek refraksi atmosfer sebesar 34‘ jika bintang ada di horizon MENENTUKAN PANJANG SIANG HARI ATAU MALAM HARI  Dalam kasus matahari, waktu terbenam Matahari dinyatakan ketika bagian atas piringan Matahari tepat di horison teramati.  Panjang siang di suatu tempat di muka bumi pada tanggal tertentu diberikan oleh persamaan : Cos HA = - tg φ. tg δ HA = ½ Panjang siang hari φ = Lintang tempat pengamat, + jika LU dan – jika LS δ = Deklinasi Matahari, + di utara ekuator langit dan - di selatan ekuator langit 11

MODUL OSN ASTRONOMI  Rumus di atas mengabaikan banyak hal, misalnya : semi diameter Matahari, efek hamburan/refraksi atmosfer Bumi, dan elevasi lokasi pengamat di atas permukaan laut (dpl). Dalam perhitungan standar, semi diameter Matahari dianggap 16‘.  Ketika matahari terbit atau terbenam, ada 3 macam koreksi, yaitu koreksi semidiameter, koreksi refraksi dan koreksi dip. Secara standar, diameter sudut matahari kira-kira adalah 30‘, tetapi koreksi ketika matahari mendekati daerah horizon ini menyebabkan matahari menjadi lebih besar dari seharusnya. Matahari dikatakan terbenam jika piringan atas matahari sudah terbenam di horizon dan Matahari dikatakan terbit jika piringan atas matahari sudah tampak di horizon. Perhitungan yang teliti akan terbit dan terbenamnya Matahari harus melibatkan ketiga koreksi ini. Kita akan bahas satu demi satu secara singkat.  Koreksi semidiameter : Koreksi ini adalah koreksi piringan matahari pada saat terbit atau terbenam ketika mendekati horizon. Pada saat itu matahari/bulan tampak lebih besar dari biasanya. Dalam perhitungannya, koreksi ini adalah 16‘  Koreksi Refraksi Efek refraksi merupakan salah satu efek yang menyebabkan tinggi benda langit di sekitar horizon (tinggi semu) tidak sesuai dengan tingginya yang sebenarnya. Efek ini disebabkan oleh cahaya melewati medium atmosfir Bumi yang memiliki nilai indeks bias yang berbeda-beda (berlapis-lapis). Kecepatan cahaya di udara bergantung kepada temperatur dan tekanannya, sehingga indeks refraksi udara bervariasi untuk tiap lapisan atmosfer yang berbeda. Pada temperature dan tekanan standar, refraksi di horizon (disebut refraksi horizontal) memiliki nilai pendekatan sebesar 34‘. Jika benda sebenarnya sudah mencapai horizon, pengamat masih melihatnya setinggi 34‘ dari horizon. Semakin tinggi dari horizon, efek ini semakin kecil. Perhatikan tabel ini : Lintang Tampak

Sudut Refraksi

0

3521

1

2445

2

1824

3

1424

4

1143

10

518

30

141

60

034

90

000

Dengan sudut refraksi di horizon 34‘ dan semidiameter Matahari 16‘, maka ketinggian matahari pada waktu terbenam bukanlah 00, tetapi 50‘ dibawah horizon. Rumus untuk koreksi ini adalah : (menit)

12

MODUL OSN ASTRONOMI ΔHA adalah koreksi tambahan untuk setengah panjang siang (dalam satuan menit), φ lintang pengamat, δ deklinasi matahari saat itu, HA adalah setengah panjang siang yang dihitung pakai rumus : cos HA = - tan φ.tanδ Jadi panjang siang sebenarnya adalah : t = 2. (HA + ΔHA)  Koreksi dip : Adalah koreksi dari ketinggian. Pada bujur yang sama tetapi ketinggian yang berbeda, makat tentu pengamat di ketinggian h akan melihat matahari lebih dulu terbit daripada pengamat di ketinggian 0. Perhatikan gambar di bawah ini :

Didefinisikan jarak ke horizon adalah AB, dengan rumus : AB = √ Jika h << R, maka persamaan bisa didekati menjadi : AB =



meter

Didefinisikan sudut kedalaman (angle of dip) : θ (rad) = √ Jika h << R, maka persamaan di atas bisa didekati menjadi : θ(‗) = 1930√  Dengan demikian, ketinggian Matahari ketika terbit/terbenam bukan 00 melainkan -00 50‘. Karena atmosfer Bumi menyebarkan sinar Matahari, suasana TIDAK langsung gelap gulita saat Matahari terbenam  SENJA.  Dalam astronomi, dikenal 3 jenis senja atau fajar (diistilahkan dengan : twilight), yaitu : 1) Civil twilight  Kondisi langit masih cukup terang untuk manusia melakukan aktivitasnya di luar rumah, batasnya ketika Matahari berada 60 di bawah horizon 2) Nautical twilight  Kondisi langit cukup gelap untuk dapat mengamati bintangbintang yang terang tetapi kondisi langit masih cukup terang untuk dapat mengamati horizon. Biasanya digunakan oleh pelaut untuk menentukan tinggi bintang untuk keperluan navigasi. Batasnya ketika Matahari berada 120 di bawah horizon (-60 – -120). 3) Astronomical twilight  Kondisi langit masih cukup terang tetapi sudah cukup gelap untuk pengamatan bintang secara astronomis. Batasnya ketika Matahari berada 180 di bawah horizon (-120 – -180).  Untuk perhitungan fajar juga sama, tinggal dibalikkan saja.  Jika matahari sudah lebih dari 180 di bawah horizon, maka disebut astronomical darkness, yaitu pengaruh cahaya Matahari di langit benar-benar habis. 13

MODUL OSN ASTRONOMI  Khusus untuk daerah khatulistiwa, maka saat Matahari mencapai -180 waktunya adalah sekitar 1 jam 12 menit setelah pukul 18.00. Untuk daerah non-khatulistiwa nilai ini akan jauh lebih besar karena Matahari tidak terbenam secara tegak lurus, tetapi miring sesuai lintang tempat tersebut.

 Lama siang dan malam di berbagai tempat :  Jika pengamat di lintang positif dan matahari berdeklinasi positif, maka siang hari lebih dari 12 jam, jika matahari berdeklinasi negatif, maka siang hari lebih pendek dari 12 jam.  Jika pengamat di lintang negatif dan matahari berdeklinasi negatif, maka siang hari lebih dari 12 jam, jika matahari berdeklinasi positif, maka siang hari lebih pendek dari 12 jam  Siang terpanjang di lintang positif jika deklinasi matahari mencapai + 23,450 (terjadi pada tanggal 22 Juni)  Siang terpanjang di lintang negatif jika deklinasi matahari mencapai - 23,450 (terjadi pada tanggal 22 Desember)  Jika deklinasi matahari 00, maka siang hari sama di semua tempat di Bumi, yaitu 12 jam  Jika lokasi di ekuator, maka berapapun deklinasi matahari, panjang siang selalu sama, yaitu 12 jam  Jika di kutub (+ 900), maka rumus di atas akan memberikan hasil error. Prinsipnya adalah : -

jika matahari berdeklinasi positif, maka matahari tidak pernah terbenam di kutub utara (selama 6 bulan siang terus, dari 21 Maret – 23 September)

-

jika matahari berdeklinasi negatif, maka matahari tidak pernah terbenam di kutub selatan (selama 6 bulan malam terus, dari 23 September – 21 Maret)

-

jika matahari berdeklinasi 00, maka matahari selalu ada di horizon pengamat (beredar di sepanjang horizon, hanya pada sekitar tanggal 21 Maret dan 23 September

-

Jika memperhitungkan semidiameter dan refraksi atmosfir pada matahari, waktu siang di kutub bisa bertambah sekitar 1 hari (sampai ujung atas bulatan matahari tepat di bawah horizon)

-

Jika memperhitungkan fajar/senja (sampai benar-benar gelap – astronomical twilight), maka waktu yang terang di kutub bisa diperpanjang sekitar 3 – 4 bulan,

14

MODUL OSN ASTRONOMI masing-masing sekitar dua bulan sebelum 21/3 dan sekitar dua bulan setelah 23/9) KETINGGIAN BENDA DAN BAYANGAN  Suatu tongkat bisa kehilangan bayangannya, apabila matahari berada tepat di zenith.  Syarat matahari melintasi zenith (pada pukul 12.00 waktu lokal) adalah nilai deklinasi matahari harus sama dengan lintang pengamat.  Karena deklinasi Matahari maksimal adalah + 23,450, maka tongkat yang berada pada lintang yang lebih besar dari +23,450 atau lebih kecil dari -23,450 tidak akan pernah kehilangan bayangannya.  Apabila matahari tidak melintasi zenith, maka panjang bayangan tongkat pada pukul 12.00 siang waktu local akan mencapai keadaan bayangan yang terpendek dengan panjang bayangan tergantung dari ketinggian matahari.  Ketinggian matahari dari horizon dapat dicari dengan menggunakan persamaan :

Perhatikan gambar berikut :

TATA KOORDINAT EKLIPTIKA  Jika koordinat ekuatorial menggunakan lingkaran ekuator langit, maka koordinat ekliptika menggunakan bidang ekliptika, yaitu bidang edar bumi mengelilingi matahari, yang memiliki kemiringan 23,5 dari ekuator.

15

MODUL OSN ASTRONOMI  Sistem koordinat ekliptika memiliki dua buah koordinat yaitu : 1. Lintang Ekliptika, diukur dari bidang ekliptika, positif ke arah Kutub Utara Ekliptika (KUE). Berkisar antara +900 hingga -900. Lintang ekliptika dinamakan lintang langit. 2. Bujur Ekliptika, diukur dari titik aries sepanjang ekliptika, positif searah dengan asensiorekta positif, atau diukur berlawanan arah putaran bola langit. Diukur dari 00 sampai 3600 atau 0h <  < 24h. Bujur ekliptika sering disebut juga bujur langit. Tanggal 21 Maret bujur ekliptika matahari 00, dan semakin hari semakin positif.

 Gerakan harian Matahari di bola langit menyebabkan posisi matahari dalam koordinat ekliptika berubah terhadap waktu. Tanggal

(

Lokasi

21 Maret

0

0

0

0

Titik Musim Semi

22 Juni

6

0

6

+ 23.27

Titik Musim Panas

23 September

12

0

12

0

Titik Musim Gugur

22 Desember

18

0

18

- 23.27

Titik Musim Dingin

 Transformasi system koordinat ekliptika dengan ditunjukkan dengan persamaan sebagai berikut :

system

koordinat

ekuatorial

16

MODUL OSN ASTRONOMI Atau,

 Sudut pada persamaan di atas adalah kemiringan ekliptika, atau sudut yang dibentuk oleh bidang ekuatorial dan ekliptika. Sudut adalah sebesar . TATA KOORDINAT GALAKTIK  Untuk mempelajari galaksi Bimasakti, bidang referensi yang digunakan adalah bidang galaksi Bimasakti.  Karena matahari sangat dekat dengan bidang referensi tersebut, maka kita dapat meletakkan titik pusat pada matahari.  Koordinat galaksi memiliki dua buah pasangan koordinat, yakni bujur galaktik (l) dan lintang galaktik (b).  Bujur galaktik (l) diukur berlawanan arah dengan jarum jam (sama dengan asensiorekta). Dari arah pusat galaksi Bimasakti (di Sagitarius, dan ).  Lintang galaktik (b) diukur dari bidang galaktik, positif ke arah utara, negative ke arah selatan.  Definisi ini secara resmi dipakai hanya pada tahun 1959, ketika arah pusat galaksi ditentukan dari pengamatan radio cukup akurat. Koordinat galaksi dapat diperoleh dari koordinat ekuatorial dengan transformasi koordinat sebagai berikut :

 Dimana arah Kutub Utara Galaksi (KUG) adalah dan bujur galaktik kutub langit adalah . Perhatikan gambar berikut :

. Besarnya

17

MODUL OSN ASTRONOMI

KOREKSI PADA KOORDINAT EKUATOR  Terdapat gangguan yang muncul secara alamiah yang suatubintang berubah diantaranya adalah preses dan nutasi

menyebabkan

koordinat

 Presesi  Sumbu Rotasi Bumi ternyata mengalami rotasi juga, hal ini mengubah arah ekuator dan mengubah koordinat yang berdasarkan titik Aries yang ada di ekuator.  Gangguan ini disebabkan pengaruh gravitasi bulan, matahari dan planet-planet pada Bumi, karena itu sangat kecil, meskipun demikian rotasi dari sumbu rotasi Bumi sebesar 26.000 tahun  Pergerakan lambat pada sumbu rotasi Bumi dinamakan

presesi.

 Saat ini titik sumbu rotasi berada sekitar 10 dari Polaris, tetapi setelah 12000 tahun, kutub langit akan berada di Vega.  Perubahan bujur ekliptika mempengaruhi Asensiorekta dan Deklinasi. Sehingga korrdinat bintang harusdikoreksi minimal 50 tahun sekali  Koreksi ini disebut epoch, dan saat ini sebagian besar katalog dan peta bintang menggunakan epoch J2000.0, yang berarti acuan waktu koordinat dimulai pada tahun 2000,  Nutasi Nutasi adalah gangguan lain pada sumbu rotasi Bumi. Terjadi karena gaya pasang surut (dipengaruhi oleh hal-hal yang cepat dan tak terduga secara bervariasi seperti arus laut, sistem angin, dan gerakan dalam inti Bumi.) yang menyebabkan goyangan tambahan selain presesi yang bervariasi dari waktu ke waktu sehingga kecepatan presesi tidak konstan. Hal ini ditemukan pada tahun 1728 oleh astronom Inggris James Bradley. 18

MODUL OSN ASTRONOMI  Koreksi yang lain meliputi :  Koreksi Refraksi : Karena indeks bias atmosfir berbeda-beda sehingga posisi bintang lebih tinggi dari yang seharusnya  Koreksi Paralaks : Karena revolusi Bumi terhadap Matahari menyebabkan posisi bintang terlihat pada posisi yang berbeda  Koreksi Aberasi : Perubahan cahaya yang terjadi karena kecepatan cahaya ketika pengamat bergerak. Berhubungan dengan teori relativitas khusus

19

MODUL OSN ASTRONOMI SOAL-SOAL OSK – OSP OSN 1. Dilihat dari tempat dengan lintang 41 Lintang Utara, semua bintang sirkumpolar mempunyai a) Deklinasi lebih kecil dari +49 b) Deklinasi lebih besar +49 c) Asensiorekta lebih besar dari 14h d) Deklinasi lebih kecil dari +41 e) Deklinasi lebih besar +41 2. Ekliptika membentuk sudut 230,5 dengan ekuator langit. Maka deklinasi kutub utara Ekliptika adalah a. 230,5 b. -230,5 c. 00 d. 450 e. 660,5 3. Arah kedudukan tahunan Matahari di langit bila diamati oleh pengamat dari Bumi a) melewati seluruh rasi bintang b) hanya melewati kawasan 13 rasi bintang c) melewati lebih dari 15 kawasan rasi bintang d) hanya melewati 6 rasi utama di ekliptika e) paling banyak melewati 24 rasi bintang 4. Dari sebuah lokasi, sebuah planet terlihat (dengan mata telanjang) cemerlang di langit malam sekitar tengah malam, hampir tepat di zenit. Maka kemungkinan itu adalah planet: a) Merkurius b) Venus c) Jupiter d) Neptunus e) Pluto

20

MODUL OSN ASTRONOMI 5. Matahari paling lama berada di atas horizon bila: a. pengamat berada di ekuator pada tanggal 21 Maret b. pengamat berada di kutub Selatan pada tanggal 22 Desember c. pengamat berada di kutub Utara pada tanggal 22 Desember d. pengamat di kutub Utara pada tanggal 21 Maret e. pengamat berada di ekuator pada tanggal 22 Desember 6. Jika di sebuah lokasi, saat sekitar tengah hari, tongkat yang dipancangkan tegak lurus di tanah tidak memiliki bayangan (matahari tepat berada di atasnya), maka dapat ditarik kesimpulan: a) Lokasi itu berada tepat di khatulistiwa b) Lokasi itu berada di bumi selahan utara c) Lokasi itu berada di bumi belahan selatan d) Lokasi berada antara 23,50 LS dan 23,50 LU e) Saat itu adalah tanggal 21 Maret atau 23 September 7. Di antara pengamat berikut, manakah yang mengalami senja terpendek? a) Pengamat berada di ekuator pada tanggal 21 Maret b) Pengamat berada di kutub Selatan pada tanggal 22 Desember c) Pengamat berada di kutub Utara pada tanggal 22 Desember d) Pengamat di kutub Utara pada tanggal 21 Maret e) Pengamat berada di 23,5° LU pada tanggal 22 Desember 8. Pengaruh refraksi pada saat Matahari terbit/terbenam adalah: A. bentuk bundar Matahari terdistorsi B. kedudukan Matahari lebih tinggi dari yang sehamsnya C. pengaruhnya terlalu kecil sehingga bisa diabaikan D. Matahari tampak menjadi merah E. tidak ada jawaban yang benar 9. Bagi pengamat di ekuator Bumi, orientasi ekliptika sepanjang tahun adalah: A. berpotongan pada horizon di dua titik yang tetap B. berpotongan pada horizon di dua titik di sekitar titik Barat dan titik Tirnur dalam rentang kurang dari 25 derajat 21

MODUL OSN ASTRONOMI C. berpotongan pada horizon di titik Barat dan titik Timur pad a tanggal 22 Desember D. tidak berpotongan dengan horizon E. sejajar dengan horizon 10. Dari pernyataan berikut, manakah yang BENAR? A. siklus Matahari bertemu dengan titik Aries tebih pendek Matahari bertemu dengan bintang tetap

daripada siklus

B. asensiorekta titik Aries tidak nol karena pengaruh presesi Bumi C. pada tanggal 23 September posisi Matahari sama dengan posisi titik Aries D. lintang ekliptika titik Aries selalu nol E. A, B, C, dan D tidak benar 11. Bagi pengamat di ekuator Bumi, hasil pengamatan titik Aries sepanjang tahun adalah: a) titik Aries terbit dan terbenam di titik yang sama di horizon b) titik Aries terbenam di titik Barat hanya pada tanggal 21 Maret dan 23 September c) titik Aries tidak pernah terbenam kecuali pada tanggal 21 Maret d) titik Aries tidak pernah terbit kecuali pada tanggal 23 September e) titik Aries selalu terbenam di titik Barat dan terbit tidak selalu di titik Timur 12. Titik terbenam Bulan bagi pengamat di ekuator A.

bisa berada di selatan Matahari walaupun Matahari berada di titik paling selatan

B.

selalu di utara titik terbenam Matahari ketika Matahari berada di titik paling selatan

C.

maksimal berada pada titik terbenam Matahari ketika Matahari berada di titik paling selatan

D.

titik terbenam Bulan dalam rentang 5 derajat di sekitar titik Barat

E.

titik terbenam Bulan sarna dengan titik terbenam titik Aries

13. Pengamat yang berada di belahan Bumi selatan dapat mengamati bintang mulai dari terbit hingga terbenam selama lebih dari 12 jam. Kapan dan di daerah langit manakah bintang tersebut dapat dilihat? Jelaskan!

22

MODUL OSN ASTRONOMI 14. Apakah perbedaan yang dirasakan oleh mereka yang tinggal di lintang rendah dan lintang tinggi? a) Senja di lintang tinggi selalu lebih panjang dibandingkan di lintang rendah b) Panjang siang selalu lebih panjang di daerah lintang tinggi c) Panjang malam selalu lebih panjang di daerah lintang tinggi d) Perbedaan panjang siang dan panjang malam di lintang rendah, lebih kecil dibandingkan di lintang tinggi e) Perbedaan panjang siang dan panjang malam di lintang rendah, lebih besar dibandingkan di lintang tinggi 15. Rasi Gemini dalam horoskop diperuntukkan bagi mereka yang lahir dalam bulan Juni, tetapi mengapa malam hari di bulan Juni kita tidak bisa melihat rasi Gemini tersebut? Kapankah kita dapat melihat rasi Gemini dengan baik? 16. (OSK 2010) Sebuah bintang ―X‖ di belahan langit selatan mempunyai Asensio Rekta = 14 jam. Pada tanggal 23 September ia akan melewati meridian Jakarta sekitar a. Pukul 14 Waktu Indonesia bagian Tengah b. Pukul 15 Waktu Indonesia bagian Tengah c. Pukul 16 Waktu Indonesia bagian Tengah d. Pukul 02 Waktu Indonesia bagian Tengah e. Pukul 03 Waktu Indonesia bagian Tengah 17. (OSP 2010) Pada tanggal 21 Desember 2010 di wilayah Indonesia berlangsung gerhana bulan total mulai pukul 20:34 WIB, maka koordinat equatorial, yaitu asensiorekta dan deklinasi Bulan adalah a) 05j 57m dan +23045‘ b) 03j 50m dan +18025‘ c) 05j 57m dan –23045‘ d) 03j 50m dan –18025‘ e) 10j 38m dan +28044‘ 18. (OSP 2010) Koordinat α-Centaury adalah α = 14 jam 40 menit, δ = 60050‘ dan jaraknya 4,4 tahun cahaya. Hitung jarak sudut antara Matahari dan α-Centaury, dilihat dari Bintang Polaris yang berjarak 430 tahun cahaya dari Bumi

23

MODUL OSN ASTRONOMI 19. Pada suatu malam sekitar jam 21:00, seseorang yang ada di Ulanbator (Mongolia) yang berada pada bujur yang sama dengan Jakarta, melihat bintang Vega di atas kepalanya. Apabila pada saat yang sama seseorang yang berada di Jakarta juga melihat bintang tersebut, berapakah ketinggian bintang Vega dilihat dari Jakarta pada jam yang sama. (Kedudukan Ulanbator, φ = 47° 55' Lintang Utara, sedangkan Jakarta φ = 6° 14' Lintang Selatan, bujur kedua kota dianggap sama yaitu sekitar 1060 bujur timur) 20. (OSP 2008) Diketahui jarak α-Centarury A dari Matahari adalah 4,4 tahun cahaya dan magnitudo semu Matahari dilihat dari Bumi adalah, m = −26. Koordinat ekuatorial αCentaury A adalah (α,δ) = (14h 39,5m, −60050‘). Seorang astronot dari Bumi pergi ke bintang itu kemudian melihat ke arah Matahari. Jika astronot itu menggunakan peta bintang dari Bumi dan menggunakan sistem koordinat ekuatorial Bumi dengan acuan bintang-bintang yang sangat jauh, berapakah koordinat ekuatorial dan magnitudo matahari menurut astronot itu ? 21. Bulan Purnama tanggal 24 Desember 2007 dapat disaksikan b) Di kutub Utara c) Di kutub Selatan d) Tidak mungkin disaksikan di kedua tempat, kutub Utara maupun kutub Selatan e) Dapat disaksikan di kutub Utara maupun kutub Selatan f) Hanya sebagian diamati di kutub Selatan 22. (SOP 2007) Kamu berada di sebuah pulau kecil yang dilalui garis khatulistiwa bumi, dan melihat sebuah bintang XYZ terbit pukul 19.30. arah titik terbit bintang itu di horizon membentuk sudut 1300 dengan arah utara. Jika kita tidak memperhitungkan pengaruh atmosfir bumi pada cahaya bintang, perkirakanlah waktu terbenam bintang itu ! a) pukul 7.30 tepat ! b) pukul 4.30 tepat ! c) pukul 7.30 kurang sedikit ! d) pukul 4.30 lebih sedikit e) pukul 4.30 kurang sedikit 23. (SOP 2007) Perkirakanlah titik terbenamnya bintang XYZ di horizon dalam soal diatas! a) 1300 dari arah Utara ke Timur b) 1300 dari arah Selatan ke Barat c) 500 dari arah Selatan ke Timur d) 400 dari arah Utara ke Timur

24

MODUL OSN ASTRONOMI e) 500 dari arah Selatan ke Barat 24. Diketahui pada tanggal 16 Juli, Matahari berada di zenit kota Mekah. Ahmad dan Cahyana melakukan pengamatan panjang bayang – bayang di dua tempat yang berbeda, di tempat Ahmad pada momen Matahari di atas Mekah menunjukkan panjang bayang – bayang 3 kali panjang tongkat lurus yang berdiri tegak lurus, sedang di tempat Cahyana pada momen Matahari di atas Mekah menunjukkan panjang bayang – bayang 2 kali panjang tongkat lurus yang berdiri tegak lurus, bila dA jarak tempat Ahmad ke Mekah dan dC jarak tempat Cahyana ke Mekah maka dA/dC adalah a) 1,50 b) 0,67 c) 1,13 d) 2,00 e) 1,00 25. Pada jam 20:00 WIB, ketika Ahmad sedang berada di Surabaya ia melihat sebuah satelit melewati meridian dengan latar belakang Centaurus. Jika satelit itu mempunya periode 10 jam. Pukul berapa satelit itu akan melewati kembali meridian Ahmad dengan latar belakang rasi Centaurus? 26. Pada tanggal 23 September jam 12 WIB panjang bayang-bayang sebuah tongkat oleh Matahari di kota Bonjol Sumatera (lokasi di ekuator) a. hampir nol b. seperempat panjang tongkat c. setengah panjang tongkat d. sama dengan panjang tongkat e. Jawaban A, B, C dan D salah 27. Seorang pengamat di suatu tempat mencatat bahwa Matahari terbit jam 05h dan terbenam jam 17h GMT. Berapa bujur tempat pengamat itu berada? (Abaikan persamaan waktu)

a.

15o bujur timur

b.

35o bujur timur

c.

75o bujur timur

d.

105o bujur barat

e.

15o bujur barat 25

MODUL OSN ASTRONOMI 28. Jika kita tinggal di tempat dengan lintang 30o LU, maka tinggi Matahari pada tengah hari lokal saat vernal equinox adalah

a.

15o

b.

30o

c.

45o

d.

60o

e.

75o

29. Di lokasi A matahari mencapai titik zenit di langit. Pada saat yang sama di lokasi B, matahari terlihat hanya beberapa belas derajat dari horizon. Dapat disimpulkan bahwa: a) B berada di Timur A b) B berada di Barat A c) B berada di Utara A d) B berada di Selatan A e) tidak ada kesimpulan yang bisa diambil 30. Bujur ekliptika Matahari pada tanggal 21 Maret adalah 0°. Pada tanggal 6 Mei bujur ekliptika Matahari adalah sekitar: a) sama setiap saat b) 45° c) 90° d) 135° e) 180° 31. Awak wahana antariksa melakukan eksperimen di sebuah planet X yang mengorbit bintang G yang identik dengan Matahari. Ketika bintang G tepat di atas tongkat A, kedudukan bintang G mempunyai posisi 2 derajat dari zenit tongkat B. Tongkat A dan B terpisah pada jarak 14 km . Dari hal tersebut dapat disimpulkan bahwa radius planet X sekitar: a. 400 km b. 1000 km c. 1500 km d. 200 km e. 1400 km

26

MODUL OSN ASTRONOMI 32. Diketahui Matahari terbenam pada pukul 18:00 WIB, dan bintang X terbenam pukul 2 0: 15 WIB. Beda sudut jam bintang X dan Matahari dari tempat pengamatan itu adalah : A.

2 jam 15 menit 0 detik

B.

2 jam 14 menit 37.8 detik

C.

2 jam 15 menit 22.2 detik

D.

2 jam 11 menit 04 detik

E.

A, B, C, dan D tidak benar

33. Dua bintang memiliki asensiorekta yang sama, dan deklinasi yang besarnya sama tapi tandanya berlawanan. Jika bintang A berada di utara ekuator langit dan bintang B di selatan ekuator langit, maka: A.

bintang A lebih dulu terbit bila diamati dari Tokyo

B.

bintang A lebih dulu terbit bila diamati dari Sydney

C.

bintang A lebih dulu terbit bila diamati dari khatulistiwa

D.

bintang B lebih dutu terbit bila diamati dari khatulistiwa

E.

dari daerah di lintang lebih besar dari 23,5 derajat (baik utara maupun selatan) kedua bintang akan diamati terbit secara bersamaan

34. Pecat sawed (dalam bahasa Jawa) adalah saat posisi Matahari cukup tinggi (tinggi bintang, h = 50 derajat dari cakrawala timur) dan hari sudah terasa panas. Para petani di Jawa biasanya beristirahat dan melepaskan bajak dari leher kerbau (melepas bajak dari leher kerbau = pecat sawed). Jika para petani melihat gugus bintang Pleiades (α = 3 h 47m 24s, δ = +2407‘) berada pada posisi pecat sawed pada saat Matahari terbenam (sekitar pukul 18:30 waktu lokal), maka saat itu adalah waktu untuk menanam padi dimulai. Tentukan kapan waktu menanam padi dimulai (tanggal dan bulan)! Petunjuk : petani berada pada posisi lintang 70LS dan bujur 1100BT. 35. Seorang ilmuwan Jepang yang tinggi tubuhnya 168 cm sedang survey di Papua, berkomunikasi dengan koleganya di Tokyo melalui telpon genggam untuk mengetahui koordinat geografisnya. Komunikasi dilakukan tepat pada saat bayangan tubuh ilmuwan itu di tanah kira-kira paling pendek dan arahnya ke Selatan, dengan panjang bayangan 70 cm. Tayangan di Tokyo saat itu bayangan benda-benda yang terkena sinar matahari juga terpendek, dan ketinggian matahari saat itu 680. Jika koordinat geografis Tokyo adalah 1390 42‘ BT dan 35037‘, tentukanlah koordinat geografis tempat ilmuwan Jepang itu berada ! a) 1390 42‘ BT, 90 LU b) 1390 42‘ BT, 90 LS c) 1090 42‘ BT, 90 LU d) 1090 42‘ BT, 90 LS e) tidak ada yang benar 27

MODUL OSN ASTRONOMI 36. (SOP 2007) Dari soal diatas, dapat disimpulkan bahwa matahari saat itu berada diatas suatu tempat yang lintang geografisnya : a) 230 30‘ LU b) 230 30‘ LS c) 220 37‘ LU d) 220 37‘ LS e) 130 37‘ LU 37. Bila ada pengamat berada pada lintang +54 °09', maka malam terpendek dan terpanjang yang akan dialami pengamat tersebut adalah: A.

3 jam 31 menit dan 20 jam 29 menit

B.

5 jam 31 menit dan 15 jam 29 menit

C.

2 jam 31 menit dan 12 jam 29 menit

D.

3 jam 31 menit dan 15 jam 29 menit

E.

4 jam 31 menit dan 7 jam 29 menit

38. Seorang pengamat di lintang 00 akan mengamati sebuah bintang yang koordinatnya (α,δ) = (16h14m, 00) pada tanggal 2 Agustus. Sejak jam berapa hingga jam berapa pengamat itu bisa melakukan pengamatan? Jika pengamatan dilakukan di 1100 BT (WIB = UT + 7), jam berapakah bintang itu terbit dan terbenam dalam WIB ? 39. Pada suatu hari, dua hari setelah purnama, Bulan melintas Pleiades. Saat itu asensiorekta Matahari 14h30m. Jika periode sideris Bulan adalah 27,33 hari, berapa asensiorekta Pleiades? 40. Sebuah kapal yang sedang dalam perjalanan dari Jakarta ke Kobe, Jepang, mengalami kecelakaan pada tanggal 19 Desember 2020 dan karam. Seorang awak kapal yang berhasil menyelamatkan diri dengan menggunakan sekoci, setelah 3 hari terombang ambing di laut, terdampar di sebuah pulau kecil kosong. Kemudian ia berusaha meminta bantuan dengan menggunakan telepon genggam satelit. Agar penyelamatan dapat berhasil dengan cepat, awak kapal itu perlu menyampaikan koordinat tempat ia berada saat itu. Untuk itu ia menancapkan dayung sekoci di pasir pantai yang datar, kemudian mengamati panjang bayangannya. Setiap beberapa menit ia memberi tanda ujung bayangan dayung di permukaan tanah dan mencatat waktu dibuatnya tanda itu dari arlojinya yang masih menggunakan Waktu Indonesia Barat (WIB). Ternyata panjang bayangan terpendek sama dengan panjang bagian dayung yang berada diatas tanah dan keadaan bayangan terpendek itu terjadi pada pukul 10.30. Tentukanlah koordinat geografis tempat awak itu terdampar! 28

MODUL OSN ASTRONOMI TATA SURYA 1. TEORI ASAL USUL TATA SURYA Teori asal-usul tentang kelahiran Tata Surya dapat diterima jika dapat menjelaskan halhal berikut: (1) Seluruh planet berevolusi mengitari Matahari dalam arah yang berlawanan dengan putaran jarum jam, demikian juga gerak rotasi matahari (2) Inklinasi orbit semua planet hampir berimpit, kecuali Merkurius. (3) Eksentrisitas orbit-orbit planet hampir nol, kecuali Merkurius. (4) Semua planet berotasi dalam arah yang sama dengan gerak revolusinya, kecuali Venus dan Uranus. (5) Momentum sudut Tata Surya terkonsentrasi pada planet-planet (90%), padahal seharusnya Matahari yang menyumbang 99% massa tata Surya adalah pusat momentum sudut Tata Surya. (6) Satelit-satelit planet sebagian besar berevolusi dalam arah yang sama dengan arah rotasi planet induknya dan terletak pada bidang ekuator planet yang bersangkutan (7) Terdapat unsur-unsur berat di Tata Surya (seperti oksigen dan nitrogen) yang tidak mungkin terbentuk di Matahari Teori asal-usul Tata Surya: TEORI KABUT Teori Kabut disebut juga Teori Nebula.Teori tersebut dikemukakan oleh Immanuel Kart (1775) dan disempurnakan oleh Pierre Marquis de Laplace (Simon de Laplace - 1796). Menurut teori ini mula-mula ada sebuah kabut/nebula raksasa yang karena gravitasinya mulai menyusut dan mulai berotasi dengan kecepatan sangat lambat. Akibatnya terbentuklah sebuah cakram datar bagian tengahnya. Penyusutan berlanjut dan terbentuk matahari di pusat cakram. Cakram berotasi lebih cepat sehinggabagian tepitepi cakram terlepas membentuk gelang-gelang bahan. Kemudian bahan dalam gelanggelang memadat menjadi planet-planet yang berevolusi mengitari Matahari. TEORI PLANETESIMAL Teori Planetesimal dikemukakan oleh T.C Chamberlein dan F.R Moulton (1900). Menurut teori ini, Matahari sebelumnya telah ada sebagai salah satu dari bintang-bintang yang banyak di langit. Suatu ketika bintang berpapasan dengan Matahari dalam jarak yang dekat. Karena jarak yang dekat, tarikan gravitasi bintang yang lewat sebagian bahan dari Matahari (mirip lidah raksasa) tertarik ke arah bintaang tersebut. Saat bintang menjauh, lidah raksasa itu sebagian jatuh ke Matahari dan sebagian lagi terhambur menjadi gumpalan kecil atau planetesimal. Planetesimal-planetesimal melayang di angkasa dalam orbit mengitari Matahari. Dengan tumbukan dan tarikan gravitasi, planetesimal besar menyapu yang lebih kecil dan akhirnya menjadi planet.

29

MODUL OSN ASTRONOMI TEORI PASANG SURUT Teori Pasang Surut pertama kali disampaikan oleh Buffon. Buffon menyatakan bahwa tata surya berasal dari materi Matahari yang terlempar akibat bertumbukan dengan sebuah komet. Teori pasang surut yang disampaikan Buffon kemudian diperbaiki oleh Sir James Jeans dan Harold Jeffreys (1917). Mereka berpendapat bahwa tata surya terbentuk oleh efek pasang gas-gas Matahari akibat gaya gravitasi bintang besar yang melintasi Matahari. Gas-gas tersebut terlepas dan kemudian mengelilingi Matahari. Gas-gas panas tersebut kemudian berubah menjadi bola-bola cair dan secara berlahan mendingin serta membentuk lapisan keras menjadi planet-planet dan satelit. HIPOTESIS BINTANG KEMBAR Hipotesis bintang kembar awalnya dikemukakan oleh Fred Hoyle (1915-2001) pada tahun 1956. Hipotesis mengemukakan bahwa dahulunya tata surya kita berupa dua bintang yang hampir sama ukurannya dan berdekatan yang salah satunya meledak meninggalkan serpihan-serpihan kecil. TEORI AWAN DEBU (PROTO PLANET) Teori ini dikemukakan oleh Carl von Weizsaecker kemudian disempurnakan oleh Gerard P.Kuiper pada tahun 1950. Teori proto planet menyatakan bahwa tata surya terbentuk oleh gumpalan awan gas dan yang jumlahnya sangat banyak.Suatu gumpalan mengalami pemampatan dan menarik partikel-partikel debu membentuk gumpalan bola.Pada saat itulah terjadi pilinan yang membuat gumpalan bola menjadi pipih menyerupai cakram (tebal bagian tengah dan pipih di bagian tepi).Karena bagian tengah berpilin lambat mengakibatkan terjadi tekanan yang menimbulkan panas dan cahaya(Matahari).Bagian tepi cakram berpilin lebih cepat sehingga terpecah menjadi gumpalan yang lebih kecil.Gumpalan itu kemudian membeku menjadi planet dan satelit. 2. PLANET-PLANET

Pengertian Planet Menurut resolusi IAU ( International Astronomical Union) pada 24 Agustus 2006 di Praha Cekoslovakia, Planet adalah benda langit yang: a. Mengitari matahari b. Memiliki massa yang cukup untuk mencapai kondisi kesetimbangan hidrostatis (memiliki bentuk hampir bola) c. Telah membersihkan ‗objek-objek tetangga‘ dari orbitnya (sederhananya : tidak ada benda-benda lain dengan massa yang setara pada orbit yang sama)  Pada sistem Tata Surya dikenal 8 planet : Merkurius - Neptunus

Planet kerdil (Dwarf Planets) adalah benda langit yang : a. Mengitari Matahari

30

MODUL OSN ASTRONOMI b. Memiliki massa yang cukup untuk mencapai kondisi kesetimbangan hidrostatis (memiliki bentuk hampir bola) c. Orbitnya belum bersih dari objek-objek lain d. Bukan termasuk satelit  Objek yang hanya memenuhi syarat pertama disebut Small Solar System Body (SSSB)  termasuk asteroid, comet, Trans Neptunian Objects, dll.

Pengelompokan Planet 

Planet –planet dikelompokan dengan Bumi sebagai pembatas Planet Inferior : Merkurius, Venus Planet Superior : Mars, Yupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus



Planet-planet dikelompokan dengan Asteroid sebagai pemabatas Planet dalam / Iner Planets : Merkurius, Venus, Bumi, Mars Planet Luar/ Outer Planets : Yupiter, Saturnus,Uranus, Neptunus.



Planet-planet dikelompokan berdasarkan ukuran dan komposisi bahan penyusunnya. Planet Terrestrial / planet Kebumian : Merkurius, Venus, Bumi, Mars. Planet Jovian / Planet Raksasa : Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus.



Hukum Titius Bode Deret Titius Bode : 0,3,6,12, 24,48, 96, 192, 384, 768 Jarak Titius Bode suatu planet = (Nilai deret + 4) : 10 Contoh :jarak Mars = (12 + 4) : 10 = 1,6 SA Catatan : deret setelah Mars (24) dipakai untuk Asteroid.

Karakteristik Planet-Planet 

Merkurius Merkurius hanya bisa dilihat sebelum Matahari terbit dan sesudah Matahari terbenam. Periode rotasinya 59 hari. Suhu permukaan yang disinari Matahari 4270C dan bagian yang tidak disinari -1730C. Merkurius mempunyai medan magnet yang lemah , bagian dalamnya mirip Bumi yang intinya mengandung banyak logam paduan besi dan lapisan tipis (silikat). Albedo Merkurius 0,06.



Venus Venus juga disebut bintang Fajar dan bintang Senja. Jarak rata-rata planet Venus ke Matahari adalah 108 juta km.Eksentrisitas orbitnya 0,007. Kandungan dan komposisinya mirip Bumi. Venus berotasi dengan periode 243 hari, tetapi dalam arah yang berlawanan dengan arah otasi planet-planet lain (retrograde).

31

MODUL OSN ASTRONOMI Venus mengorbit Matahari dalam waktu 224,7 hari. Suhu di permukaan Venus 4800 C karena adanya efek rumah kaca. Albedo Venus 0,76. 

Bumi Bumi mengorbit Matahari dengan jarak rata-rata 149.500.000 km ( 1 SA ). Bumi berevolusi selama 1 tahun (365 ¼ hari) dan berotasi selama 1 hari (24 jam). Ekuator Bumi miring 23027‘, kemiringan ini menyebabkan adanya 4 musim. Dalam berotasi Bumi mengalami presisi dan nutasi. Bumi terdiri dari beberapa lapisan yaitu : Lapisan kerak Bumi, Lapisan selubung padat, Lapisan inti luar, Lapisan Inti dalam. Suhu di intinya mencapai 5.0000 C



Mars Mars mempunyai medan magnet lemah, inti Mars mengandung campuran besi dan besi sulfide. Atmosfer Mars sangat tipis. Albedo Mars 0,15. Satelit Mars : Phobos dan Demos.



Jupiter Jupiter merupakan planet Jovian / planet besar maka massa jenisnya lebih kecil jika dibandingkan planet terrestrial. Jupiter disusun oleh Hidrogen dan Helium dalam fase cair ataupun gas. Jupiter sering tampak cerah karena : 1. Ukurannya besar 2. Albedonya 0,70. Jupiter mengorbit Matahari pada jarak 778 juta km. Jupiter berotasi dalam waktu 10 jam. Satelit-satelit Jupiter : Ganymede, Callisto, Io, Europa, dll. Cincin Jupiter lebarnya 6.000 km dan tebalnya beberapa puluh km, terdiri dari partikel-partikel yang kecil sehingga mudah dihancurkan oleh radiasi Jupiter.



Saturnus Saturnus mempunyai suatu daerah hydrogen cair yang luas dan suatu daerah hydrogen metalik cair yang lebih kecil. Atmosfernya tebal. Kala rotasinya 10m jam . Saturnus memiliki cincin , ada 2 hipotesi pertama cincin berasal dari satelit yang berjarak dekat (kurang dari 1,5 jari-jari planet) sedang yang keDione, Mimas, Enceladus, Tethys, dll.



Uranus Massa jenis Uranus rendah, menunjukkan bahwa Uranus mengandung unsure-unsur yang ringan. Uranus mengandung hydrogen, helium, bahan es(air, metana, amoniak) , silikat dan besi.Kala revolusinya 84 tahun, sudut antara bidang orbit dan sumbu rotasinya 80. Satelit-satelit Uranus : Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon , dll.



Neptunus Unsur utama pembentuknya yaitu hydrogen dan helium dan sejumlah kecil metana. Albedo Neptunus adalah 0,84. Neptunus mempunyai cicncin walaupun tidak sempurna. Satelit Neptunus : Triton, Nereid, dll.

32

MODUL OSN ASTRONOMI 3. ANGGOTA TATA SURYA LAIN

a. Asteroid Asteroid atau planetoid adalah benda-benda angakasa kecil yang terdapat dalam daerah antara Mars dan Jupiter pada jarak sekitar 2 – 3,6 SA (periodenya 2 – 6 tahun) Asteroid terbesar adalah Ceres – 1032 km (asteroid yang pertama ditemukan, oleh Giuseppe Piazzi di 1 Januari 1801). Kemudian berturut-turut ditemukan Pallas – 588 km (ditemukan oleh W.M. Olbers di bulan Maret 1802), Juno (C.L. Harding di 1804), serta Vesta – 576 km (oleh Johann Olbers di 1807). Sampai sekarang telah terdata lebih dari 300.000 asteroid (dan jumlahnya semakin banyak) dengan setengahnya telah diketahui parameter orbitnya. Menurut orbitnya, Asteroid dibedakan menjadi : 1) Asteroid Sabuk Utama (pada jarak 2 – 3,5 SA)  meliputi sebagian besar

Asteroid

2) Asteroid Dekat Bumi (Near-Earth Asteroid), garis edarnya mencapai 1,3 SA. NEA

terbesar adalah 1036 Ganymed dengan ukuran 41 km). NEA Dibagi tiga :

 Amor : Asteroid yang garis edarnya melintasi orbit Mars, namun tidak

memasuki orbit Bumi (contoh : 433 Eros)

 Apollo : Asteroid yang garis edarnya melintasi orbit Bumi dengan periode

orbit lebih lama dari satu tahun (contoh : 1620 Geographos)

 Aten : Asteroid yang garis edarnya melintasi orbit Bumi dengan periode orbit

kurang dari satu tahun (contoh : 2340 hathor)

3) Asteroid Trojan, ada dua kelompok yang orbitnya tepat di depan dan di belakang

orbit Jupiter yang terjebak di titik Lagrange Jupiter-Matahari, membentuk sudut tepat 600 dari matahari ke Jupiter dan asteroid tersebut, bergerak bersama-sama dengan Jupiter.

4) Asteroid Hilda  orbitnya di 4 SA 5) Asteroid dengan orbit eksentrik :

-

Asteroid jauh  mencapai orbit Saturnus atau Uranus (contoh : 944 Hidalgo, 2060 Chiron)

-

Asteroid yang mendekati matahari  Contoh : Icarus, perihelionnya lebih dekat ke matahari daripada Merkurius

Pembagian Asteroid berdasarkan komposisinya : 1) Asteroid jenis C (karbon)  warna gelap, kaya akan silikat hidrat dan karbon. 60% asteroid termasuk ini. 2) Asteroid jenis S (silikat)  terdiri dari batuan dan logam (besi dan nikel). 30% asteroid termasuk jenis ini 3) Asteroid jenis M (metalik)  seluruhnya adalah logam (besi dan nikel)

33

MODUL OSN ASTRONOMI 4) Asteroid jenis U (unclassified/unknown)  asteroid yang tidak termasuk golongan di atas Asal Usul Asteroid : 1) Berasal dari planet yang berada pada jarak 2,8 SA dan kemudian karena suatu hal menjadi hancur  kelemahan teori ini : gabungan semua serpihan yang ditemukan hanya bermassa 4% massa bulan, terlalu kecil untuk sebuah planet 2) Berasal dari bahan-bahan yang akan membentuk planet di awal pembentukan Tata Surya tetapi gagal menjadi planet karena gangguan yang kuat dari gravitasi Jupiter  teori yang diterima saat ini

b. Komet Komet adalah gumpalan ‗es kotor‘ berdiameter 1 – 10 km. Disebut demikian karena merupakan campuran bekuan es dari karbon dioksida, amonia, sianida, metana, dan beberapa jenis logam. Ketika mendekati matahari, maka angin matahari akan menguapkan dan menghembuskan sebagian permukaan/isi komet menjadi selubung gas-debu yang mengelilingi inti dan disebut coma yang panjangnya (ekornya) dari 100.000 km hingga 1 juta km. Ekor ini selalu menjauhi matahari. Ada lagi ‗ekor‘ yang lain yang disebut ekor ion yang arahnya berlawanan dengan gerakan komet. Ekor komet dapat tampak , karena : 1. Gas-gas dan debu memantulkan cahaya 2. Gas-gas dan debu menyerap sinar Ultraviolet dan dan memancarkannya sebagai cahaya tampak. Data terakhir (April 2011) dari IAU Minor Planet Center (http://www.minorplanetcenter.net/) jumlah komet yang sudah tercatat mencapai 533.603 buah Asal-usul komet : menurut Jan Oort (1950) komet berasal dari daerah yang disebut awan Oort yang terletak pada jarak 50.000 – 100.000 SA yang merupakan lapisan terluar dari Tata Surya dan mengandung sekitar 100 triliun buah komet. Komet dari Awan Oort memiliki periode yang panjang (> 200 tahun) dan inklinasi orbit yang sangat beragam. Untuk komet dengan periode pendek (dibawah 200 tahun) berasal dari daerah sabuk Kuiper sejarak 30 – 50 SA dan memiliki inklinasi orbit yang kecil.

c. Meteoroid, Meteor, dan meteorit Meteoroid adalah anggota tata surya yamg kemungkinan berasal dari komet dan

pecahan asteroid dan mengelilingi Matahari di ruang antar planet. Setiap tahun, meteoroid yang masuk ke bumi mencapai 100 ton, atau setiap km2 di muka bumi menerima 560 buah meteorit dengan berat 100 gr atau lebih setiap tahunnya, tetapi sangat sedikit yang dapat mencapai muka bumi (menjadi meteorit).

Meteor adalah Meteroroid yang sampai di atmosfir Bumi dan bergesekan dengan

atmosfer bumi mengakibatkan panas dan timbul pijar. Hujan meteor adalah jatuhnya 34

MODUL OSN ASTRONOMI meteor dalam jumlah banyak dari satu titik radian, terjadi karena bumi melewati lintasan komet periodik dimana sepanjang lintasan komet tersebut terdapat serpihan-serpihan dari bekas komet yang lepas atau hancur ketika mendekati matahari. Beberapa hujan meteor yang terkenal : Nama

Waktu

Komet Induk

Quandrantid

1 – 3 January

Kozik-Peltier

Lyrid

21 April

Thatcher

Eta-Aquarid

4 – 6 Mei

Halley

Perseid

10 – 17 Agustus

Swift Tuttle

Giacobinid

9 Oktober (tiap 6,5 tahun)

Geacobini-Zinner

Orionid

20 – 23 Oktober

Halley

Taurid

3 – 10 November

Encke

Leonid

16 – 17 November (tiap 33 tahun)

Tempel-Tuttle

Bielid

27 November

Des Biele

Geminid

12 – 13 Desember

-

Ursid

22 Desember

Tuttle

Meteorit adalah meteoroid yang jatuh ke Bumi. Menurut ukurannya, meteorit dibagi dua, yaitu :

1) Mikrometeorit  berukuran 0,1 mm – 10 cm. Tersebar si seluruh muka bumi, berasal dari debu lepasan komet yang mendekat ke matahari 2) Meteorit  berukuran lebih besar dari 10 cm. Yang terbesar Menurut komposisinya, meteorit dikelompokkan menjadi 3 yaitu : 1. Meteorit logam  terdiri dari nikel dan besi, warna coklat dan kerapatan tinggi 2. Meteorit batu-besi (lithosiderit)  90% meteor termasuk jenis inilogamnya beragam, dari besi, magnesium, alumunium, dll yang bercampur dengan bola-bola silikat kecil yang disebut chondrule dan meteorit ini disebut kondrit. Meteorit tanpa chondrule disebut akondrit. Kondrit yang menarik adalah kondrit karbon, karena mengandung air, karbon, silikat, logam dan bahan-bahan organik (asam amino, hidrokarbon dan lipida) 3. Meteorit batuan  tidak mengandung logam Asal-usul meteorit : 1) Berasal dari pecahan-pecahan asteroid, terutama asteroid NEO (Near Earth Objet) 2) Berasal dari lepasan komet yang tersapu angin mathari 3) Berasal dari pecahan bulan, Mars atau dari luar Tata Surya

35

MODUL OSN ASTRONOMI

d. Satelit Satelit adalah benda angkasa yang mengitari atau mengiringi planet. Contoh : Bulan, Phobos, Io , dan lain-lain.

e. Objek Trans-Neptunian Adalah objek-objek yang berada setelah orbit Neptunus. Terbagi menjadi : 1) Sabuk Kuiper (30 – 50 SA, telah ditemukan sekitar 500 buah dan 48 buah memiliki satelit/ berpasangan) a. Objek Sabuk Kuiper Klasik (cubewano)  setengah sumbu panjang orbitnya berkisar 41 – 47 SA dan eksentrisitas yang kecil,selalu berada di seberang orbit Neptunus dan tidak terpengaruh oleh gravitasi Neptunus. Contoh : 1992 QB, Quaoar, 2005 FY8 (cubewano terbesar ), dll. b. Objek Sabuk Kuiper Resonansi  Periodenya beresonansi dengan Neptunus sehingga tidak akan pernah bertabrakan dengan Neptunus meskipun orbitnya memotong orbit Saturnus.  Resonansi 2:3 : Disebut plutino, karena Pluto adalah anggotanya yang

terbesar, merupakan kelompok yang terbanyak. Periode sekitar 247,3 tahun, inklinasi orbit sekitar 100 – 250, eksentrisitas 0,2 – 0,25. Contoh : Pluto dan Charon, 2005 EK 298 (inklinasi orbit terbesar – 400), 2003 QV 91 (eksentrisitas terbesar – 0,35), 2002 KX 14 (inklinasi orbit dan eksentrisitas terkecil – < 0,50 dan 0,04)

 Resonansi 1:2 : Disebut twotino, ada 14 buah anggota, terletak di tepi luar

sabuk Kuiper

 Resonansi 2:5 : ditemukan ada 5 anggota  Resonansi 1:1 : disebut Tojan Neptunus. Sama dengan Trojan Jupiter,

orbitnya sama persis dengan orbit Neptunus dan terjebak di titik Lagrange Planet Neputunus dan Matahari

c. Objek Piringan Tersebar  Berada di daerah paling luar dari Sabuk Kuiper dan tersebar secara tidak merata. Contoh : Eris (objek Trans-Neptunian terbesar – lebih besar sedikit dari Pluto) d. Centaur  Orbitnya diantara Jupiter dan Neptunus. Dengan orbit antara 8,5 – 36 SA, ukuran 20-200 km. Komposisi sangat beragam. Contoh : 2060 Chiron (warna biru), 5145 Pholus (warna merah) 2) Awan Oort  Masih merupakan objek hipotesis dari Ernst Opik (1932) dan Jan Hendrik Oort (1950), berada pada jarak 10.000 – 50.000 SA, merupakan lapisan terluar dari Tata Surya, berbetuk bola dan sumber dari komet periode panjang (sekitar 100 triliun komet), bermassa 5 – 100 massa Bumi. Diduga merupakan sisa pembentukan awan gas pembentuk Tata Surya. Yang sudah ditemukan : Sedna (orbitnya 76 – 928 SA, periode 12.000 tahun), 2000 CR105 (orbitnya 45 – 415 SA, periode 3214 tahun)) dan 2000 OO67 (orbitnya 21-1000 SA, periode 12.705 tahun) 36

MODUL OSN ASTRONOMI SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN 1. (SOP 2004) Bidang lintasan planet di sekeliling Matahari disebut … A. orbit B.

revolusi

C.

periode

D. ekliptika E.

Rotasi

2. (SOP 2006) Sebuah bintang pada tanggal 25 Juni terbit jam 21h 30m. Jam berapa ia akan terbit pada tanggal 25 Juli?

a. 20h 26m b. 19h 26m c. 21h 26m d. 23h 34m e. 16h 20m 3. (SOK 2005) Bidang ekliptika adalah: a. bidang orbit Bulan mengelilingi Bumi b. bidang orbit Matahari mengelilingi pusat Galaksi c. bidang orbit Bumi mengelilingi Matahari d. bidang orbit planet anggota Tatasurya mengelilingi Bumi e. bidang orbit komet-komet dalam Tatasurya 4. (SOP 2008) Sebagian besar anggota Tata Surya bila dilihat dari kutub utara ekliptika, bergerak berlawanan dengan putaran jarum jam. Gerak seperti ini disebut; a. Indirek b. Prograde c. Retrogade d. Helix e. Beraturan 5. (SOP 2008) Beberapa komet dan satelit dalam Tata Surya bila dilihat dari kutub utara ekliptika, bergerak searah dengan putaran jarum jam. Gerak seperti ini disebut; 37

MODUL OSN ASTRONOMI a. Direk b. Prograde c. Retrogade d. Helix e. Tidak beraturan 6. (SOP 2004) Tata Surya adalah ………………… A. susunan Matahari, Bumi, Bulan dan bintang B. planet-planet dan satelit-satelitnya C. kumpulan benda-benda langit D. susunan planet-planet, satelit, asteroid, komet dan benda lainnya yang berada dalam pengaruh Matahari E. kelompok bintang yang membentuk rasi/pola gambar tertentu 7. (SOP 2004) Periode orbit artinya ………………… A. waktu yang diperlukan untuk mengedari Matahari B. waktu yang diperlukan untuk berputar C. lingkaran atau elips di sekeliling Matahari D. waktu yang diperlukan untuk beredar dari satu kedudukan sampai kembali lagi pada kedudukan yang sama E. waktu yang diperlukan Bumi untuk berotasi pada sumbunya 8. (SOP 2004) Panjang tahun di Merkurius lebih pendek daripada panjang tahun di Bumi karena ……… A. Merkurius mengedari Matahari lebih cepat daripada Bumi. B. panjang tahun di Merkurius adalah 365 hari C. Merkurius sangat panas D. lintasan Merkurius lebih pendek daripada lintasan Bumi E. Merkurius jauh lebih kecil daripada Bumi 9. (SOP 2004) Kadangkala Venus disebut ―bintang sore‖ karena ………………… A. Venus adalah sebuah bintang B. kita bisa melihat Venus dari Bumi pada malam hari C. Venus merupakan planet terdekat kedua dari Matahari 38

MODUL OSN ASTRONOMI D. kita bisa melihat Venus dari Bumi sore hari E. Venus merupakan sebuah bintang yang tampak pada sore hari 10. (SOP 2004) Venus disebut saudara Bumi karena ………………… A. kedua planet mempunyai ukuran yang hampir sama B. kedua planet sama-sama mengorbit Matahari C. Venus bisa dilihat dari Bumi di pagi hari D. Venus mempunyai satelit seperti Bulan E. Venus mempunyai atmosfer seperti Bumi 11. (SOP 2004) Karena warnanya, Mars disebut juga planet ………………… A. hijau B. kuning C. merah D. biru E. jingga 12. (SOP 2004) Planet manakah yang mempunyai bintik merah yang besar? A. Bumi B.

Venus

C.

Jupiter

D. Mars E.

Saturnus

13. (SOP 2004) Selain planet Saturnus, planet lain yang mempunyai cincin adalah ... A. Mars, Jupiter dan Neptunus B.

Merkurius, Venus dan Jupiter

C.

Jupiter, Uranus dan Neptunus

D. Uranus, Neptunus dan Pluto E.

Mars, Uranus dan Pluto

14. (SOP 2004) Mengapa orbit Neptunus mengedari Matahari sangat lama? Karena … A. Neptunus mempunyai 8 satelit

39

MODUL OSN ASTRONOMI B.

Neptunus mempunyai awan

C.

Neptunus sangat jauh dari Matahari

D. Neptunus dekat dengan Pluto E.

Neptunus beredar sangat lambat

15. (SOP 2004) Kita tidak mengetahui banyak mengenai planet Pluto karena ……… A. terbuat dari batu-batuan B.

berputar terlalu cepat

C.

jaraknya terlalu jauh dari kita

D. ukurannya terlalu kecil E.

diselubungi oleh awan yang sangat tebal

16. (SOP 2004) Planet-planet Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus dan Pluto disebut A. planet luar B. planet dalam C. planet keluarga Bumi D. planet terdiri dari batu-batuan E. planet terdiri dari gas 17. (SOP 2004) Benda kecil anggota Tata Surya yang diselimuti es yang bergerak mendekati lalu menjauhi Matahari dinamakan ………………… A. planet B. satelit C. meteor D. komet E. Bulan 18. (SOP 2004) Apakah yang disebut dengan ―bintang jatuh‖ atau ―bintang beralih‖? A. planet B.

satelit

C.

meteor

D. komet E.

Bulan

40

MODUL OSN ASTRONOMI 19. (SOP 2004) Empat satelit Jupiter yang ditemukan oleh Galileo diameternya lebih besar daripada planet ………………… A. Merkurius B. Venus C. Uranus D. Pluto E. jawaban A dan D keduanya benar 20. (SOP 2004) Lintasan planet mengelilingi Matahari berbentuk elips dan Matahari berada pada salah satu titik fokusnya. Oleh karena itu pada suatu saat planet akan berada pada jarak yang paling dekat dengan Matahari dan saat lain berada pada jarak yang paling jauh dengan Matahari. Titik terdekat planet ke Matahari ini disebut ………………… A. aphelion B.

perihelion

C.

ekliptika

D. ekuator E.

jawaban A dan B keduanya benar

21. (SOP 2004) Planet mana yang dapat melintas di depan Matahari jika dilihat dari Bumi? A. Venus B.

Mars

C.

Jupiter

D.

Pluto

E.

Uranus

22. (SOP 2004) Refraksi atmosfer menyebabkan ………………… A. tinggi semu bintang lebih kecil daripada tinggi sebenarnya B.

posisi semu bintang lebih kiri daripada posisi sebenarnya

C.

posisi semu bintang lebih kanan daripada posisi sebenarnya

D.

tinggi semu bintang lebih besar daripada tinggi sebenarnya

E.

refraksi tidak mengubah tinggi bintang

23. Gaya pasang surut di Bumi terutama dipengaruhi oleh ………………… A. massa dari Matahari

41

MODUL OSN ASTRONOMI B. massa dari semua planet di Tata Surya C. jarak Bumi dan Bulan D. garis tengah Matahari E. gravitasi Bulan 24. Pilih pernyataan yang benar A. Jika Bulan hari ini terbit pukul 18:00, esok hari ia akan terbit pada waktu yang sama B. Di kutub Utara selama bulan Juli, Matahari tidak pernah terbenam C. Pada setiap bulan baru akan selalu terjadi gerhana Matahari D. Bagian Bumi sebelah selatan dalam bulan Desember mengalami musim dingin E. Terjadi empat musim di Bumi disebabkan oleh perputaran Bumi pada porosnya 25. Pilih pernyataan yang benar A. Pada saat terjadi gerhana Matahari, secara berurutan Matahari-Bumi-Bulan berada dalam satu garis lurus B. Dalam revolusinya terhadap Matahari, Bumi bergerak paling cepat dalam orbitnya ketika berada pada titik paling dekat C. Bintang-bintang dalam suatu rasi berjarak sama dari Bumi D. Setiap hari Matahari selalu terbit dari titik yang sama yang disebut titik ―Timur‖ E. Bobot seseorang di Bumi akan sama kalau ia berada di Bulan 26. Pilih pernyataan yang benar A. Kawah di Bulan terjadi karena aktivitas vulkanik B. Albedo adalah fraksi dari cahaya yang datang, yang dipantulkan sebuah planet C. Jika sebuah bintang malam ini terbit jam 22:00, besok ia akan terbit pada waktu yang sama D. Kita selalu melihat muka yang sama dari Bulan dalam revolusinya mengelilingi Bumi. Kita menyimpulkan bahwa Bulan tidak berotasi E. Supernova adalah bintang yang kadang-kadang memperlihatkan kenaikan cahaya yang tiba-tiba dan tak terduga 27. Dibawah ini dituliskan data perioda planet. Pilih pernyataan yang mengandung data yang salah A. Neptunus 164,8 tahun; Saturnus 29,5 tahun; Pluto 284,4 tahun B. Jupiter 11,9 tahun; Venus 224,7 hari; Mars 687 hari 42

MODUL OSN ASTRONOMI C. Merkurius 88 hari, Bumi 365,3 hari; Saturnus 29,5 tahun D. Uranus 84 hari; Venus 224,7 hari; Mars 687 hari E. Pluto 284,4 tahun; Jupiter 11,9 tahun; Neptunus 164,8 tahun 28. Pilih pernyataan yang benar A. Bintang, Bulan dan planet tampak bersinar karena mereka mengeluarkan cahaya sendiri B. Karena rotasi Bumi, Matahari tampak lebih cepat terbit/terbenam di Aceh daripada di Balikpapan C. Temperatur di planet Pluto lebih dingin daripada temperatur di planet Mars D. Di antara bintang-bintang posisi planet-planet selalu tetap E. Bintang-bintang dalam suatu rasi berjarak sama dari Bumi 29. Pilih pernyataan yang salah A. Matahari sebenarnya termasuk bintang juga B. Galaksi adalah kumpulan besar bintang dengan jumlah ratusan miliar bintang C. Saturnus adalah satu-satunya planet anggota Tata Surya yang memiliki cincin D. Yang termasuk planet dalam adalah Merkurius dan Venus E. Gerhana Bulan terjadi pada saat Bulan sedang dalam fase purnama. Tetapi tidak pada setiap Bulan purnama terjadi gerhana Bulan 30. (SOP 2004) Sudah lebih dari 300 tahun, bintik merah diketahui keberadaannya di Jupiter. Apa yang diyakini oleh para astronom penyebab bintik merah ini? 31. (SOP 2004) Dalam beberapa film diceritakan bahwa Bumi bertabrakan dengan asteroid yang berkecepatan tinggi. Apakah hal ini bisa terjadi atau hanya rekayasa? Kalau benar, kondisi apa yang menyebabkan hal ini terjadi? 32. (SOP 2004) Mengapa langit berwarna biru pada siang hari? 33. (SOP 2004) Mengapa planet Venus tidak pernah tampak purnama dilihat dari Bumi? 34. (OSN 2004) Jika kamu berdiri di Venus, kamu akan melihat Matahari terbit dari Barat dan tenggelam di Timur. Jelaskanlah mengapa hal ini bisa terjadi?

43

MODUL OSN ASTRONOMI 35. (OSN 2004) Tunjukkan dengan gambar bagaimana revolusi Bumi mengelilingi Matahari mengakibatkan perubahan musim di Bumi 36. (SOP 2008) Sinar matahari terutama berasal dari a. Corona b. Flare c. Fotosfer d. Kromosfer e. Sunspot 37. (SOP 2008) Temperatur fotosfer matahari dalam derajat Kelvin kira-kira; a. 1.000.000 b. 5.800 c. 5.000.000 d. 20.000 e. 3.000 38. (SOP 2008) Garis Fraunhover adalah; a. Filamen tipis dan terang yang terlihat dalam foto matahari dalam cahaya hidrogen atom b. Garis emisi dalam spektrum piringan hitam c. Garis emisi dalam spektrum korona ketika diamati selama gerhana matahari total d. Garis absorpsi berbagai elemen dan spektrum piringan hitam e. Garis absorpsi dalam spektrum flare matahar 39. (SOP 2008) Radius matahari besarnya 110 kali radius bumi dan densitas rata-ratanya ¼ densitas rata-rata Bumi. Dengan data ini, massa matahari besarnya; a. 1.330.000 b. 330.000 c. 25.000 d. 3.000 e. 10.000 40. (SOP 2007) Spektrum matahari memiliki intensitas paling besar dalam a) Frekuensi radio 44

MODUL OSN ASTRONOMI b) Bagian inframerah dari spektrum c) Bagian biru-hijau dari spektrum d) Bagian ultraviolet dari spektrum e) Sinar X 41. (SOP 2007) Matahari memiliki radius 110 kali radius Bumi dan kerapatan rata-ratanya ¼ kali kerapatan Bumi. Jadi massa Matahari adalah a) 1.330.000 kali massa Bumi b) 330.000 kali massa Bumi c) 25.000 kali massa Bumi d) 3.000 kali massa Bumi e) 300 kali massa Bumi 42. (SOP 2006) Elemen kimia dalam atmosfer Matahari dapat diidentifikasi dengan

a. Pergeseran Doppler b. Mengukur temperatur piringan Matahari c. Karakteristik garis absorpsi dalam spektrum Matahari d. Mengamati warna Matahari melalui atmosfer Bumi saat senja e. Mengamati Matahari saat Gerhana Matahari Total 43. (SOP 2006) If the Sun‘s rotation were stopped,

a. the orbits of planets would be changed markedly b. the orbits of planets would remain the same c. the pattern of the seasons on Earth would be changed d. tides on the Earth would cease e. the Earth would escape from the Earth 44. (SOK 2005) Banyaknya bintik Matahari menjadi menunjukkan: a. keaktifan Matahari sehingga banyak zarah bermuatan terlempar keluar b. mulai melemahnya daya Matahari c. sudah saat Matahari berevolusi menjadi bintang raksasa d. menjelang kehabisan bahan bakar nuklir e. gempa dan letupan di Matahari 45

MODUL OSN ASTRONOMI 45. (SOK 2005) Pilih pernyataan yang BENAR a. Matahari adalah sebuah bintang yang menjadi pusat Tatasurya, dan sekaligus menjadi pusat Galaksi kita b. Dengan temperatur 6000 K, Matahari merupakan bintang yang terpanas dalam jagat raya c. Materi yang membangun Matahari dapat berujud padat, cair atau gas d. Panas Matahari berasal dari proses nuklir e. Pada saat gerhana matahari total, Bulan menutupi seluruh piringan Matahari; berarti Bulan mempunyai garis tengah yang sama dengan Matahari 46. (SOP 2004) Komposisi materi Matahari sebagian besar terdiri dari ………………… A. helium B. metana C. hidrogen D. amoniak E. oksigen 47. (SOP 2004) Bintik Matahari berwarna gelap disebabkan oleh ………………… A. planet dan asteroid melintas Matahari B. medan magnetik kuat C. aliran gas ke atas D. awan di Matahari E. reaksi nuklir di dalam Matahari 48. (SOP 2004) Apa yang menyebabkan Matahari bersinar? 49. (SOP 2004) Perputaran planet pada sumbunya dinamakan ………………… A. orbit B.

revolusi

C.

periode

D. ekliptika E.

rotasi

46

MODUL OSN ASTRONOMI 50. (SOP 2004) Pergerakan planet mengelilingi Matahari dalam lintasannya disebut ……………… A. orbit B.

revolusi

C.

periode

D. ekliptika E.

rotasi

51. (SOP 2004) Selang waktu yang diperlukan planet untuk beredar dari suatu kedudukan, kembali lagi ke kedudukan yang sama disebut ………………… A. periode orbit B. periode rotasi C. periode sinodis D. periode sideris E. periode saros

47

MODUL OSN ASTRONOMI MEKANIKA BENDA LANGIT A. Hukum Kepler Johannes Kepler (1571-1630), adalah seorang astronomi berkebangsaan Jerman yang berguru pada Tycho Brahe (1546-1602) bangsawan Denmark. Karir astronominya sebagian besar dihabiskan untuk mengutak-atik data peninggalan gurunya yang mengumpulkan data benda langit dari tahun 1576 – 1597 (terutama posisi planet) dan kerja keras tersebut menghasilkan 3 Hukum Kepler untuk Tata Surya. Hukum I dan II dipublikasikan pada tahun 1609 dan Hukum III 9 tahun kemudian, yaitu pada tahun 1918. 1) Hukum Kepler I  Planet mengelilingi matahari dalam orbit elips dimana matahari berada pada salah satu titik fokusnya.  Elips adalah salah satu bentuk irisan kerucut yang ‗kelonjongan‘nya ditentukan oleh eksentrisitasnya.

 Parameter dasar elips :

48

MODUL OSN ASTRONOMI  Lintasan benda langit dalam berbagai eksentrisitas :  Lintasan planet/satelit yang disederhanakan biasanya diambil berbentuk lingkaran, karena eksentrisitasnya mendekati nol (e = 0)  Lintasan planet, satelit, asteroid, bintang ganda adalah orbit elips (0 < e < 1)  Lintasan komet dalam mengitari matahari bisa didekati dengan bentuk parabola (e = 1)  Lintasan meteor yang memasuki atmosfir bumi berbentuk hiperbola (e > 1)  Sebenarnya kedua benda yang saling berinteraksi akan saling mengorbit satu sama lain, tetapi bagi Tata Surya, matahari terletak di pusat semua lintasan elips dari benda-benda yang mengitari matahari, hal ini terjadi karena massa matahari jauh lebih besar dari pada massa planet-planet, bahkan kalau seluruh anggota Tata Surya digabungkan, massanya masih jauh lebih kecil daripada massa matahari, sehingga dapat dikatakan bahwa pusat massa tata surya terletak pada matahari itu sendiri, maka matahari terletak pada fokus semua orbit anggota tata surya  Periode Sideris planet adalah waktu yang diperlukan planet untuk satu kali mengelilingi matahari  Periode Sinodis planet adalah waktu yang diperlukan planet untuk kembali ke fase yang sama  Fase adalah kedudukan planet jika dilihat dari bumi terhadap matahari. Ada beberapa jenis fase planet :  Untuk planet inferior (Merkurius dan Venus)  Konjungsi inferior (atas), konjungsi superior (bawah), elongasi maksimum Barat, elongasi maksimum timur  Elongasi (θ) adalah sudut yang dibentuk antara matahari – bumi – planet. Sudut elongasi minimum (θ = 00) terjadi ketika konjungsi atas maupun bawah dan sudut elongasi maksimum terjadi ketika terbentuk segitiga siku-siku  Sudut elongasi maksimum untuk planet Merkurius sekitar 180 - 240  Sudut elongasi maksimum untuk planet Venus sekitar 340 - 380  Untuk planet inferior, terlihat bentuk sabit seperti bulan

49

MODUL OSN ASTRONOMI  Untuk planet superior (Mars s/d Neptunus)  Konjungsi, oposisi, perempatan barat, perempatan timur  Planet Superior tidak memiliki elongasi maksimum, karena sudut elongasi terbesarnya adalah 1800 pada fase oposisi  Tidak terlihat bentuk sabit pada planet superior, tetapi memiliki lintasan yang disebut lintasan retrograde, yaitu gerak planet yang seolah-olah mundur, hal ini disebabkan perbedaan kecepatan planet luar dan Bumi ketika berada di sekitar fase oposisi

 Perlu diperhatikan bahwa orbit planet bukanlah lingkaran, tetapi elips, sehingga ada variasi misalnya pada sudut elongasi maksimum, jarak planet pada fase oposisi, jarak planet pada fase konjungsi, dll. Dan juga ada koreksi karena orbit planet yang tidak sejajar dengan ekliptika (ada inklinasi orbit).  Periode Sinodis Planet bisa dicari melalui rumus berikut :  Planet Inferior (Merkurius dan Venus) :  Planet Superior (Mars s/d Neptunus) : 2) Hukum Kepler 2  Suatu garis khayal yang menghubungkan matahari dengan planet menyapu luas juring yang sama dalam waktu yang sama

 Implikasi dari hal ini adalah kecepatan planet yang berbeda di setiap titiknya karena jaraknya berubah terhadap matahari, atau kecepatan planet berbanding terbalik dengan jaraknya (v ~ 1/r), atau :  Jika orbit planet dianggap lingkaran (r konstan), maka kecepatan planet adalah konstan, disebut kecepatan orbit :

50

MODUL OSN ASTRONOMI √



 Kecepatan terbesar terjadi jika planet berada pada jarak terdekat dari matahari, atau pada saat di perihelion  Kecepatan terkecil terjadi jika planet berada pada jarak terjauh dari matahari, atau pada saat di aphelion 3) Hukum Kepler 3  Kuadrat periode revolusi planet sebanding dengan pangkat tiga setengah sumbu panjang orbitnya untuk semua planet

T2  konstan 3 a Atau

T12 T22  a13 a23

 Dimana T adalah waktu yang diperlukan oleh planet untuk mengelilingi matahari (disebut periode planet) dan a adalah setengah sumbu panjang orbit : a = (perihelion + aphelion)/2.  Jika menggunakan satuan bumi (waktu dalam tahun dan jarak dalam SA) maka nilai konstanta sama dengan 1, atau :

B. Hukum Gravitasi Universal Newton 1) Gaya Gravitasi  Buku ‗Principia‘ yang dikeluarkan Sir Isaac Newton ditahun 1687 mengemukakan satu hukum yang sangat mendasar dalam alam semesta yang mengatur gerakan seluruh benda langit, yaitu Hukum Gravitasi Universal : ; dimana G adalah konstanta gravitasi universal = 6,673 x 10-11 N.m2.kg2

(ditentukan nilainya pertama kali oleh Cavendish sekitar seabad kemudian, di tahun 1798) dan R adalah jarak kedua benda (dari pusat massa ke pusat massa) Hukum ini menyatakan bahwa dua buah benda akan saling tarik menarik dengan gaya yang sama besarnya  Persamaan ini mencakup seluruh gerakan benda langit di alam semesta (asteroid, komet, planet, bintang, galaksi, dll).  Beberapa rumus yang bisa diturunkan dari persamaan tersebut adalah :

51

MODUL OSN ASTRONOMI  Percepatan gravitasi / medan gravitasi (g) yang ‗disebarkan‘ di dalam ruang oleh benda bermassa M:

 Kecepatan orbit satelit atau planet (vorb) dalam mengitari benda pusatnya : √



M adalah massa benda pusat, T adalah periode satelit/planet dan g adalah percepatan gravitasi yang diterima oleh satelit/planet pada jarak R dari benda pusat. Rumus ini dipakai dengan mengandaikan orbit satelit/planet adalah lingkaran dan  Kecepatan lepas (vesc) suatu benda dari permukaan planet atau bintang √



dimana g adalah percepatan gravitasi di permukaan planet dan R adalah jarijari planet  Semua Hukum Kepler, bahkan lebih menyempurnakan Hk. Keppler III, menjadi :

T : 4  Untuk Tata Surya, Hk. Kepler 3 menjadi  3 GM  lebih besar dari massa planet-planet a 2

2

karena massa matahari jauh

 Kerapatan suatu planet dapat ditentukan dari ketinggian satelit dari permukaan dan periode satelit . :

(

)

Dimana T ≡ Periode satelit, h ≡ ketinggian satelit, R ≡ jari-jari planet  Energi Potensial Gravitasi dua benda yang saling mengorbit  , artinya nilai EP planet ketika mengorbit matahari selalu berubah tergantung jaraknya dari matahari Energi Kinetik planet 

, artinya EK planet selalu berubah

karena kecepatannya bergantung pada jarak Meskipun demikian, sepanjang gerak orbitnya, di setiap titik Energi Mekanik Planet selalu tetap :

Dengan a adalah setengah sumbu panjang orbit elips planet

52

MODUL OSN ASTRONOMI C. ORBIT SATELIT  Satelit dengan orbit Geosinkron  Satelit yang kedudukannya terhadap suatu titik di permukaan Bumi relatif tetap  Satelit dengan Orbit Geostationer  Satelit Geosinkron yang tepat terletak di atas khatulistiwa, periode satelitnya tepat sama dengan periode Bumi (23j 56m 4s)  Transfer Orbit Hohman  transfer satelit dari satu orbit ke orbit lainnya yang saling sejajar (co-planar) dengan waktu transfer (t) adalah setengah dari periode transfer (T). (

)

Jika perpindahan satelit/spaceprobe antar planet pada Tata Surya, maka : Waktu Transfer 

(

)

Dimana t dalam tahun, a1 jarak planet awal ke matahari (SA) dan a2 jarak planet tujuan ke matahari (SA) D. GAYA PASANG SURUT  Gaya pasang surut adalah perbedaan gaya pada sebuah titik X di permukaan bumi dengan gaya pada pusat bumi, akibat gaya gravitasi gabungan antara matahari dan bulan  Hal ini menyebabkan terjadinya pasang dan surut air laut di bumi  Titik X di permukaan Bumi akan mengalami gaya pasang dari Matahari (FS) sebesar :

Dengan MS ≡ massa matahari, ME ≡ massa bumi, RE ≡ jari-jari bumi, r jarak bumimatahari  Titik X di permukaan Bumi akan mengalami gaya pasang dari Bulan (FM) sebesar :

Dengan MM ≡ massa bulan, ME ≡ massa bumi, RE ≡ jari-jari bumi, r jarak bumi-bulan  Gaya pasang total adalah resultan dari FS dan FM secara vektor karena posisi matahari dan bulan berubah setiap saat.

53

MODUL OSN ASTRONOMI  Gaya pasang maksimum terjadi ketika Matahari – Bumi – Bulan berada pada satu garis lurus, (bisa pada saat bulan Purnama atau bulan baru), disebut pasang purnama  Gaya pasang minimum terjadi ketika Matahari – Bumi - Bulan membentuk sudut 900, atau berada pada Kuartir I (usia sekitar 7 hari) atau Kuartir III (usia sekitar 21 hari), disebut pasang purbani.

SOAL-SOAL OSK – OSP – OSN 1. (SOP 2009) Teleskop ruang angkasa Hubble mengedari Bumi pada ketinggian 800 km, kecepatan melingkar Hubble adalah, a. 26 820 km/jam b. 26 830 km/jam c. 26 840 km/jam d. 26 850 km/jam e. 26 860 km/jam 2. (SOP 2009) Bianca adalah bulannya Uranus yang mempunyai orbit berupa lingkaran dengan radius orbitnya 5,92x 104 km, dan periode orbitnya 0,435 hari. Tentukanlah kecepatan orbit Bianca. a. 9,89 x 102 m/s b. 9,89 x 103 m/s c. 9,89 x 104 m/s d. 9,89 x 105 m/s e. 9,89 x 106 m/s 3. (SOP 2009) Sebuah planet baru muncul di langit. Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa planet tersebut berada dekat Matahari dengan elongasi sebesar 130 derajat. Berdasarkan data ini dapat disimpulkan bahwa, a. planet tersebut lebih dekat ke Matahari daripada planet Merkurius. b. planet tersebut berada antara planet Merkurius dan Venus. c. planet tersebut berada antara planet Venus dan Bumi. d. kita tidak bisa mengetahui kedudukan planet tersebut. e. planet tersebut adalah planet luar

54

MODUL OSN ASTRONOMI 4. (SOP 2009) Apabila Bumi mengkerut sedangkan massanya tetap, sehingga jejarinya menjadi 0,25 dari jejari yang sekarang, maka diperlukan kecepatan lepas yang lebih besar. Yaitu; a. 2 kali daripada kecepatan lepas sekarang. b. 1,5 kali daripada kecepatan lepas sekarang c. sama seperti sekarang. d. sepertiga kali daripada kecepatan lepas sekarang e. sepersembilan kali daripada kecepatan lepas sekarang 5. (SOP 2009) Komet Shoemaker-Levy 9 sebelum menumbuk Jupiter dekade yang lalu, terlebih dahulu pecah menjadi 9 potong. Sebab utama terjadinya peristiwa ini adalah a. pemanasan matahari pada komet tersebut b. gaya pasang surut Jupiter c. gaya pasang surut Bulan d. gangguan gravitasi Matahari e. friksi dengan gas antar planet 6. (SOP 2009) Dengan menggabungkan hukum Newton dan hukum Kepler, kita dapat menentukan massa Matahari, asalkan kita tahu: a. Massa dan keliling Bumi. b. Temperatur Matahari yang diperoleh dari Hukum Wien. c. Densitas Matahari yang diperoleh dari spektroskopi. d. Jarak Bumi-Matahari dan lama waktu Bumi mengelilingi Matahari. e. Waktu eksak transit Venus dan diameter Venus. 7. (SOP 2009) Pada awal bulan Maret 2009 ada berita di media massa bahwa sebuah asteroid berdiameter 50 km melintas dekat sekali dengan Bumi. Jarak terdekatnya dari permukaan Bumi pada saat melintas adalah 74 000 km. Karena asteroid itu tidak jatuh ke Bumi bahkan kemudian menjauh lagi, dapat diperkirakan kecepatannya melebihi suatu harga X. Berapakah harga batas bawah kecepatan itu? 8. (SOP 2009) Kecepatan lepas dari sebuah objek adalah v=akar(2GM/R), untuk bumi kecepatan lepasnya adalah 1,1x104 m/s. a.) Gunakan ini rumus tersebut untuk menjelaskan sebuah lubang hitam - obyek di mana cahaya tidak dapat lepas dari tarikan gravitasi. b.) Hitung berapa besar Bumi jika dia menjadi sebuah lubang hitam! 55

MODUL OSN ASTRONOMI c.) Apa yang akan terjadi jika sebuah lubang hitam dengan massa seperti Bumi menabrak Bumi d.) Jika cahaya tidak dapat melepaskan diri, apa yang terjadi pada cahaya ketika meninggalkan Bumi? 9. (SOP 2008) Pada saat oposisi Bumi- Planet dan Matahari mendekati satu garis lurus, konfigurasinya adalah: a. Planet – Bumi – Matahari b. Bumi – Planet - Matahari c. Planet – Matahari – Bumi d. Matahari – Planet – Bumi e. Tidak ada yang benar 10. (SOP 2008) Pada saat konjungsi Bumi-Planet dan Matahari mendekati satu garis lahir lurus, konfigurasinya adalah; a. Planet – Bumi – Matahari b. Bumi – Planet - Matahari c. Planet – Matahari – Bumi d. Matahari – Planet – Bumi e. Tidak ada yang benar 11. (SOP 2008) Jika setengah sumbu panjang dan eksentrisitas planet Mars adalah a = 1,52 dan e = 0,09 sedangkan untuk Bumi a = 1 SA dan e = 0,017. Kecerlangan maksimum Mars pada saat oposisi, terjadi ketika jaraknya dari Bumi pada saat itu; a. 0,37 SA b. 0,27 SA c. 0,32 SA d. 0,40 SA e. 0,50 SA 12. (SOP 2008) Jika setengah sumbu panjang dan eksentrisitas planet Mars adalah a = 1,52 dan e = 0,09 sedangkan untuk Bumi a = 1 SA dan e = 0,017. Kecerlangan minimum Mars pada saat oposisi, terjadi ketika jaraknya dari Bumi pada saat itu; a. 0,67 SA b. 0,70 SA 56

MODUL OSN ASTRONOMI c. 0,72 SA d. 0,37 SA e. 0,50 SA 13. (SOP 2008) Elongasi maksimum terjadi ketika jarak Bumi ke Matahari dan jarak Planet ke Matahari memenuhi kaedah; a. Jarak planet maksimum, jarak bumi minimum b. Jarak planet maksimum, jarak bumi maksimum c. Jarak planet minimum, jarak bumi minimum d. Jarak planet minimum, jarak bumi maksimum e. Tidak ada yang benar 14. (SOP 2008) Elongasi minimum terjadi ketika jarak Bumi ke Matahari dan jarak Planet ke Matahari memenuhi kaedah; a. Jarak planet maksimum, jarak bumi minimum b. Jarak planet maksimum, jarak bumi maksimum c. Jarak planet minimum, jarak bumi minimum d. Jarak planet minimum, jarak bumi maksimum e. Tidak ada yang benar 15. (SOP 2008) Yang dimaksud konjungsi inferior adalah ketika terjadi konfigurasi; a. Bumi – Planet - Matahari b. Matahari – Bumi – Planet c. Planet – Bumi – Matahari d. Bumi – Matahari – Planet e. Tidak ada yang benar 16. (SOP 2008) Yang dimaksud konjungsi superior adalah ketika terjadi konfigurasi; a. Bumi – Planet - Matahari b. Matahari – Bumi – Planet c. Planet – Bumi – Matahari d. Bumi – Matahari – Planet e. Tidak ada yang benar

57

MODUL OSN ASTRONOMI 17. (SOP 2008) Sebuah asteroid ketika berada di perihelium menerima fluks dari matahari sebesar F0 ketika di aphelium ia menerima sebesar 0,5 F0. Orbit asteroid mempunyai setengah sumbu pendek b = 1,3 SA. Pertanyaannya; a) berapakah periode asteroid ini b) ketika di aphelium berapakah kecepatan lepas asteroid ini ? 18. (SOP 2007) Bila diketahui eksentrisitas orbit bumi mengelilingi Matahari adalah 0.017 maka perbandingan diameter sudut Matahari saat Bumi di titik perihelion, P, dan saat Bumi di aphelion, A, A/P, adalah a) 967/1000 b) 17/1000 c) 983/1000 d) 34/1000 e) 1.00 19. (SOP 2007) Sebuah satelit ketika berada di perihelium menerima fluks dari matahari sebesar F0 ketika di aphelium ia menerima sebesar 0,2 F0. eksentrisitas orbit itu adalah a.

1 5 3

b. 2/3

  d. 3  5 / 3 c. 3  5 / 2 e. 1/3 20. (SOP 2007) Mars paling baik untuk diamati ketika ia berada pada saat a) Kwadratur barat b) Konjungsi c) Kwadratur timur d) Oposisi e) Aphelion 21. (SOP 2007) Bila diameter sudut Mataharu diamati astronot yang mengorbit planet kerdil Pluto pada jarak 39 SA maka besarnya adalah a) 46 detik busur b) 78 detik busur 58

MODUL OSN ASTRONOMI c) 39 detik busur d) 30 menit busur e) 39 menit busur 22. (SOP 2007) Sebuah planet X bergerak mengelilingi matahari mempunyai periode P = 1,88 tahun. Oposisi terakhir terlihat pada awal tahun 2008. kapankah ia berada di oposisi kembali ? a) 2011 b) 2010 c) 2012 d) 2009 e) 2013 23. (SOP 2007) Planet mana yang tidak bisa berada pada oposisi a) Mars b) Venus c) Jupiter d) Saturnus e) Neptunus 24. (SOP 2007) Sebuah asteroid mempunyai setengah sumbu panjang elips a = 2,5 SA. semesterI tahun 2007 ia berada di perihelion. Kapankah ia berada di aphelion ? 25. (SOP 2007) Periode orbit asteroid Pallas mengitari Matahari adalah 4.62 tahun, dan eksentrisitas orbitnya 0.233. hitunglah setengah sumbu panjang orbit Pallas ! Gambarkan sketsa orbit Pallas terhadap Matahari, dan hitung jarak periheliumnya 26. (SOP 2007) Sebuah planet X bergerak mengitari Matahari, mempunyai eksentrisitas e = 0,2. apabila F (fluks) menyatakan energi matahari yang dia terima persatuan luas persatuan waktu, tentukanlah rasio fluks yang diterima planet X dari Matahari pada saat di perihelium dan aphelium Fp/Fa ! 27. (SOP 2007) Dalam perjalanan ke Bulan seorang astronom mengamati diameter Bulan yang besarnya 3.500 km dalam cakupan sudut 60. berapa jarak astronot ke Bulan saat itu ?

59

MODUL OSN ASTRONOMI 28. (SOP 2007) Jika hujan meteor Leonid berlangsung selama 2 hari, hitung berapa ketebalan sabuk meteoroid yang menyebabkan Leonid ! 29. (SOP 2007) Ilustrasi berikut menggambarkan wahana (space-probe) yang melakukan perpindahan orbit Hohmann (lingkaran ke lingkaran) dari Bumi ke Mars. Jika jarak rata-rata Mars-Matahari = 1,52 SA. Perkirakan waktu yang dibutuhkan oleh wahana tersebut untuk sampai ke planet Mars. Skenario Perjalanan Wahana dari Bumi ke Mars

30. (SOP 2007) Diketahui sebuah wahana bergerak mengitari Matahari. Pada saat berada di perihelium wahana menerima energi matahari persatuan luas persatuan waktu sebesar F1 sedangkan ketika di aphelium 0,25 F1. akibata tekanan radiasi yang berubah-ubah, setengah sumbu panjangnya a = 2 SA, mengalami pengurangan sebesar 0.001 SA/priode. Hitung eksentrisitas dan eprubahan periodenya setiap kali mengitari Matahari ! 31. (OSN 2007) Bila jarak Bumi – Matahari rata – rata 1,496 x 106 km dilihat dari sebuah bintang yang berjarak 4.5 tahun cahaya dari Matahari maka jarak sudut Bumi – Matahari adalah a. 0,30 detik busur b. 4,5 detik busur c. 1,5 detik busur d. 0,75 detik busur e. 14,9 detik busur 32. (OSN 2007) Bayangkan sebuah planet baru muncul di langit. Dari beberapa kali pengamatan dengan mata telanjang diperoleh bahwa planet baru tersebut berada dekat ke Matahari dengan elongasi maksimum sebesar 30 derajat. Sebagai pembanding, sudut elongasi maksimum untuk planet Venus adalah 46 derajat. Berdasarkan model heliosentrik, kita bisa menyimpulkan bahwa, a. Planet baru tersebut lebih dekat ke Matahari daripada planet Merkurius b. Planet baru tersebut berada antara planet Merkurius dan Venus c. Planet baru tersebut berada antara planet Venus dan Bumi 60

MODUL OSN ASTRONOMI d. Planet baru tersebut berada antara Bumi dan Mars e. Kita tidak bisa menentukan lokasi planet tersebut 33. (OSN 2007) Mars mempunyai dua buah satelit Phobos dan Deimos. Jika diketahui Deimos bergerak mengelilingi Mars dengan jarak a = 23490 km dan periode revolusinya P = 30jam 18 menit. Berapakah massa planet Mars bila dinyatakan dalam satuan massa Matahari ? Jika Periode revolusi Phobos 7jam 39menit, berapakah jaraknya dari Mars? 34. (OSN 2007) Sebuah satelit mengelilingi Matahari, berbentuk bola dan dianggap sebagai benda hitam sempurna (black body). Satelit ini secara berkesinambungan memberikan informasi tentang temperatur permukaannya (temperatur efektif) ke stasiun pengontrol di Bumi. Temperatur tertinggi yang tercatat di permukaannya 5000°K, sedangkan temperatur minimumnya 4500°K. Pertanyaannya; a. Tentukanlah eksentrisitas e, dan setengah sumbu panjang orbitnya, a dan periode P b. Andaikan ketika di aphelium tiba-tiba ada asteroid lewat sehingga impulse yang diterimanya menyebabkan ia terlepas dari gaya tarik gravitasi Matahari, berapakah kecepatannya ? 35. (OSN 2007) Berapa lamakah planet Jupiter berada dibalik piringan bulan pada saat terjadi okultasi "central" planet Jupiter oleh Bulan. Lengkapi jawabanmu dengan sketsa. 36. (SOK 2006) Seorang astronot terbang di atas Bumi pada ketinggian 300 km dan dalam orbit yang berupa lingkaran. Ia menggunakan roket untuk bergeser ke ketinggian 400 km dan tetap dalam orbit lingkaran. Kecepatan orbitnya adalah, A. lebih besar pada ketinggian 400 km B. lebih besar pada ketinggian 300 km C. Kecepatannya sama karena orbitnya sama-sama berupa lingkaran D. kecepatannya sama karena dalam kedua orbit efek gravitasinya sama E. tidak cukup data untuk menjelaskannya 37. (SOK 2006) Andaikan sebuah komet bergerak dalam orbit yang berupa elips dan menjauhi Matahari. Pada tanggal 1 Januari 1999, komet berjarak 5,5 AU dari Matahari. Pada tanggal 1 Januari 2000, komet berjarak 7,5 AU dari Matahari. Pada tanggal 1 Januari 2001, komet berjarak A.

12,5 AU dari Matahari

B.

11,5 AU dari Matahari

C.

10,5 AU dari Matahari

D.

9,5 AU dari Matahari

E.

8,5 AU dari Matahari

61

MODUL OSN ASTRONOMI 38. (SOP 2006) Ada dua planet, A dan B masing–masing mempunyai radius RA dan RB dengan RA = 11.2 RB, bila diketahui percepatan gravitasi masing-masing adalah gA dan gB dengan gA = 2.7 gB maka perbandingan kecepatan lepas sebuah wahana antariksa yang diluncurkan dari planet A terhadap kecepatan lepasnya bila diluncurkan dari planet B adalah : a.

5,5

d.

15

b.

30

e.

9,5

c.

2,5

39. (SOP 2006) Sebuah pecahan komet dengan massa m=1000 kg terperangkap mengorbit Bumi pada jarak 10 R dari pusat Bumi (R adalah radius Bumi) dengan kecepatan v 0 = (1.5 GM/R)½ maka total energi orbit pecahan komet adalah a.

– 1,56 x 106 m2/s2

d.

+ 18,8 x 106 m2/s2

b.

+ 15,6 x 106 m2/s2

e.

0

c.

– 18,8 x 106 m2/s2

40. (SOP 2006) Planet Zathura dengan massa M= 5.975 x 10 24 kg dan radius, R= 6378 km mengorbit sebuah bintang bermassa Mbin = 1.989 x 1030 kg. Diketahui aphelion/apastron adalah 1.47x1011 m dan perihelion/ periastron adalah 1.47 x 1011 m maka energi total orbit planet adalah a.

–2.64 x 1033 N m

d.

–3.88 x 1021 N m

b.

–8.54 x 1038 N m

e.

–1.5 x 108 N m

c.

–7.96 x 1011 N m

41. (SOP 2006) Jika gaya pasang surut per satuan massa oleh Bulan yang dirasakan Bumi, a B , adalah:

a B  2G mB

R rB3

dengan m B , rB , dan R masing-masing adalah massa Bulan, jarak Bumi-Bulan, dan jejari Bumi, maka a. Gaya pasang surut oleh Matahari lebih besar karena massanya lebih besar dibandingkan dengan massa Bulan b. Gaya pasang surut oleh Matahari lebih besar karena jarak Bumi-Matahari lebih jauh dibandingkan dengan jarak Bumi-Bulan c. Gaya pasang surut oleh Matahari sekitar 2 kali gaya pasang surut oleh Bulan d. Gaya pasang surut oleh Bulan sekitar 2 kali gaya pasang surut oleh Matahari e. Empat pilihan di atas salah

62

MODUL OSN ASTRONOMI 42. (SOP 2006) Sumbu rotasi Uranus terletak hampir sebidang dengan bidang orbitnya mengelilingi Matahari. Sementara perioda revolusi Uranus mengitari Matahari adalah 84 tahun. Oleh karena itu, beda waktu antara vernal equinox dan autumnal equinox di Uranus adalah

a. 168 tahun

d. 21 tahun

b. 84 tahun

e. 10.5 tahun

c. 42 tahun 43. (SOP 2006) Satelit Saturnus, Titan, dan Bulan memiliki kecepatan lepas yang hampir sama. Mengapa Titan memiliki atmosfer sedangkan Bulan tidak ? 1. Akibat gravitasi Bumi, atmosfer bulan tertarik ke Bumi, membentuk atmosfer Bumi yang sekarang 2. Jarak Bulan ke Matahari lebih dekat, yang membuat temperatur disekitarnya lebih tinggi, sehingga dengan kecepatan lepas yg ada sulit bagi atmosfer di bulan untuk terbentuk. 3. Akibat jarak bulan yang dekat dengan matahari, mengakibatkan efek angin matahari bekerja lebih kuat pada bulan, sehingga atmosfer yang terbentuk tersapu angin matahari. 4. Pada satelit Titan terdapat aktifitas geologi yang aktif yang dapat memancarkan gas-gas dibawah permukaan Titan ke atmosfernya, sedangkan aktifitas geologi bulan tidak ada. 44. (SOP 2006) Sebuah letusan gunung berapi di Io dapat melontarkan material hingga 1000 kali lebih tinggi daripada letusan gunung api di bumi. Mengapa? 1. Karena massa dan radius Io lebih kecil dari Bumi, sehingga kecepatan lepasnya lebih kecil 2. Atmosfer Bumi lebih tebal daripada Io, sehingga lontaran material tertahan oleh atmosfer 3. Aktifitas geologi di Io lebih aktif daripada di Bumi, akibat efek pasang surut tambahan dari satelit Jupiter lainnya. 4. Gravitasi planet Jupiter mempercepat lontaran material dari Io. 45. (SOP 2006) How many times smaller is the angular size of the Sun as viewed from Saturn than the apparent angular size of the Sun viewed from the Earth? (Average distance of Saturn from the Sun is 9.5 AU)

a. Same b.

1 9. 5

d.

9. 5 1 63

MODUL OSN ASTRONOMI

c.

 9.5  e.    1 

1

9.52

2

46. (SOP 2006) Gaya pasang surut didefinisikan sebagai selisih (diferensial) gaya gravitasi di permukaan planet dengan gaya gravitasi yang dialami oleh sebuah titik di pusat planet. Andaikan massa Bumi M, jejari R, sedangkan massa Bulan, m dan jarak bulan ke Bumi adalah r. Pertanyaannya: a) Buktikan bahwa jika kemiringan bidang orbit Bulan diabaikan terhadap bidang ekuator Bumi maka gaya pasang surut yang dialami Bumi dari Bulan dapat ditulis dalam pernyataan; Untuk daerah ekuator;

Fg 

2GMm R r3

Untuk daerah kutub;

Fg 

GMm R r3

b) Mengacu pada soal a) di atas, dalam kondisi yang ideal, berapa kalikah seorang pengamat di Bumi akan mengalami pasang dan surut dalam satu hari? Jelaskan jawab saudara dengan ilustrasi (diagram) yang jelas 47. (SOP 2006) Andaikan hari ini planet Mars berada pada kedudukan oposisi, kapan oposisi berikutnya terjadi? Diketahui radius orbit Mars 1,5 AU 48. (SOK 2005) Dalam geometri elips, perbandingan antara panjang fokus dan panjang sumbu besar disebut: a. Rasio Newton

d. eksentrisitas

b. setengah sumbu besar

e. perihelion

c. Satuan Astronomi 49. (SOK 2005) Jika pada titik X dalam orbitnya, sebuah planet memiliki kecepatan gerak (kecepatan orbit) paling besar dibandingkan kecepatan di titik lainnya, pernyataan yang TIDAK BENAR adalah: a. pada titik X tersebut, jarak planet ke Matahari mencapai maksimum b. titik X dan kedua titik fokus elips orbit planet akan terletak segaris c. titik X tersebut adalah titik perihelion d. garis singgung orbit planet pada titik X akan membentuk sudut 90° dengan garis hubung planet-Matahari e. titik X berada di sumbu panjang elips orbit planet 64

MODUL OSN ASTRONOMI 50. (SOP 2005) Di antara planet-planet berikut ini, planet yang tidak pcrnah terokultasi/Lertutup oleh Bulan pumama adalah: A.

S animus

B.

Venus

C.

Mars

D.

Jupiter

E.

Neptunus

51. (SOP 2005) Mars akan tampak paling terang sewaktu: A.

Bumi berada di titik aphelion dan Mars di perihelionnya

B.

Bumi berada di titik perihelion dan Mars di aphelionnya

C.

terbit tengah malam

D.

terbit pada waktu subuh

E.

terbit pada saat Matahari terbenam

52. (SOP 2005) Urutkan benda-benda berikut sesuai dengan percepatan gravitasinya (dari nilai kccil ke besar) mengelilingi Bumi: a.

sebuah stasiun luar angkasa dengan massa 200 ton dan berjarak 6580 km dari Bumi

b.

seorang astronot dengan massa 60 kg dan berjarak 6580 km dari Bumi

c.

sebuab satdit dengan massa 1 ton dan berjarak 41 8000 km dari Bumi

d. Bulan dengan massa 7,4 X 10 19 ton dan berjarak 384000 km dari Bumi Jelaskan! 53. ( O S N 2 0 0 5 ) Berapakah periode sebuah satelit buatan yang mengorbit bumi pada ke- tinggian 96000 km jika orbitnya berupa lingkaran? (Andaikan jarak Bumi- Bulan adalah 384000 km dengan periode orbitnya 27,3 hari, dan jari-jari Bumi diabaikan) 54. ( O S N 2 0 0 5 ) Pesawat ruang angkasa Ulysses berada pada jarak 1,9 Satuan Astronomi dari Matahari. Apabila jarak planet Saturnus ke Matahari adalah 9,5 Satuan Astronomi, tentukanlah perbandingan percepatan gravitasi yang dise- babkan oleh Matahari terhadap pesawat ruang angkasa Ulysses dan ter- hadap planet Saturnus. 55. (SOP 2004)Sebuah planet berotasi dengan periode Tp . Planet itu ber-revolusi mengelilingi Matahari dalam lintasan elips. Seorang astronot yang sedang bekerja di planet itu akan merasa bahwa pada saat planet berada di perihelion, satu hari surya lebih singkat daripada saat planet berada di aphelion. SEBAB 65

MODUL OSN ASTRONOMI Pada saat di perihelion gerak orbit planet lebih cepat daripada saat planet berada di aphelion A. kedua pernyataan benar dan hubungan sebab-akibat diantara keduanya benar B. kedua pernyataan benar hubungan salah C. pernyataan pertama benar sebabnya salah D. pernyataan pertama salah, sebabnya benar E. kedua pernyataan salah 56. (SOP 2004) Jelaskan dengan diagram bagaimana planet Venus tampak sebagai ―bintang pagi‖ atau sebagai ―bintang sore‖ ! 57. (SOP 2004) Berapa perbedaan sudut yang terjadi antara Mars dan Saturnus perharinya dalam revolusi mereka mengelilingi Matahari (andaikan orbit kedua planet berbentuk lingkaran)? Diketahui, periode orbit Mars = 687 hari dan periode orbit Saturnus = 29,5 tahun. 58. (SOP 2004) Salah satu satelit alam planet Jupiter, yaitu Io, mempunyai massa yang sama dengan Bulan (satelit alam Bumi). Io juga mengorbit Jupiter pada jarak yang hampir sama dengan jarak Bulan mengorbit Bumi. Tetapi Io hanya membutuhkan 1,8 hari untuk sekali mengorbit Jupiter, sedangkan Bulan membutuhkan 27,3 hari untuk sekali mengorbit Bumi. Jelaskanlah mengapa hal ini bisa terjadi ! 59. (SOP 2004) Apakah hukum-hukum Kepler berlaku untuk orbit berbentuk lingkaran? Jelaskan! 60. (SOP 2004) Superman yang berada di permukaan Matahari memperhatikan sebuah asteroid berbentuk bola yang mengelilingi Matahari dengan lintasan elips dimana jarak aphelion 200 juta km dan jarak perihelion 100 juta km dari Matahari. Berapa magnitudo perbedaan terang maksimum dan minimum asteroid tersebut menurut superman ? 61. (SOP 2004) Pada tanggal 8 Juni 2004 akan terjadi peristiwa transit planet Venus. Periode orbit Bumi adalah 365 hari dan periode orbit Venus adalah 225 hari. Jika orbit Bumi dan orbit Venus tepat sebidang dan berbentuk lingkaran sempurna, maka peristiwa transit Venus akan terjadi secara tepat periodik. Berdasarkan asumsi diatas turunkanlah rumus umum untuk menentukan periode terjadinya transit Venus, kemudian hitunglah kapan terjadi transit yang berikutnya.

66

MODUL OSN ASTRONOMI 62. (SOP 2004) Sebuah planet berada pada jarak 130 milyar km. Kedudukan pada tahun ini (tahun 2004) adalah di aphelion orbitnya. Planet itu mengorbit dengan periode 10.500 tahun. Pada tahun berapakah planet berada pada perihelionnya? 63. (OSN 2004) Massa seorang astronot di Bumi adalah 40 kg, berapakah berat astronot tersebut? Jika sekarang ia berada di atas sebuah asteroid yang gravitasi permukaannya 10 kali lebih kecil daripada gravitasi di permukaan Bumi, berapakah massa dan beratnya? 64. (OSN 2004) Tiga buah benda yaitu batang kayu, Bulan, dan Matahari yang diamati pada jarak tertentu akan membentuk sudut pandang yang sama. Apabila tinggi batang kayu adalah 160 cm, diameter Bulan 3.500 km, diameter Matahari 1.400.000 km dan jarak batang kayu dengan pengamat 200 m, tentukanlah jarak Bulan dan Matahari dari pengamat 65. (OSN 2004) Dua buah satelit (A dan B) bergerak berlawanan arah pada orbit lingkaran berjari-jari 10.000 km dari pusat Bumi. Jika mula-mula kedua satelit berkonjungsi superior (perhatikan gambar berikut), berapa waktu yang diperlukan hingga terjadi tabrakan? Diketahui satelit geostasioner (periode orbit 24 jam) mengorbit pada ketinggian 36.000 km



 Bumi

A

B

66. (OSN 2004) Sebuah satelit buatan bergerak dengan kecepatan 6,9 km/det, sepanjang bidang ekuator dengan orbit lingkaran dan searah dengan rotasi Bumi. Berapakah periode satelit tersebut, agar ia selalu diamati pada suatu titik yang tetap di langit? 67. (OSN 2004) Sebuah ―sunspot‖ memperlihatkan diameter sudut 20 detik busur. Jika jarak Matahari-Bumi 150.000.000 km berapa diameter linier ―sunspot‖ tersebut ? 68. (OSN 2004) Sistem dua benda dengan massa M dan MJ yang dipisahkan oleh jarak r akan bergerak mengitari pusat massanya. Jika diketahui jarak rata-rata Matahari-Jupiter adalah 778 juta km, massa Matahari M = 1,99  1030 kg, dan massa Jupiter MJ = 1,90  1027 kg, tentukanlah di mana pusat massa sistem Matahari-Jupiter

67

MODUL OSN ASTRONOMI 69. (OSN 2004) Bumi mengelilingi Matahari dengan periode 365,25 hari. Makhluk angkasa luar yang tinggal di tata surya lain mengamati gerak Bumi mengelilingi Matahari. Jika tata surya lain tersebut bergerak menjauhi Matahari dengan kecepatan tetap 2000 km/detik, a. Jelaskan dengan gambar mengapa menurut mahluk angkasa luar tersebut periode orbit Bumi tidak 365,25 hari! b. Berapa harikah periode orbit Bumi yang teramati oleh tersebut ?

mahluk angkasa luar

68

MODUL OSN ASTRONOMI WAKTU DAN PENANGGALAN KALENDER DETIK -

Dulu didefinisikan sebagai 1 detik = 1/86.400 dari 1 hari matahari.

-

Karena hari Matahari ternyata tidak konstan, maka digunakan acuan yang lebih akurat, yaitu : 1 detik = 9.192.631.770 kali periode radiasi yang berkaitan dengan transisi dari dua tingkat hyperfine dalam keadaan ground state dari atom cesium-133 pada suhu nol Kelvin

HARI -

Dasar perhitungan adalah rotasi bumi, yang menyebabkan benda langit terlihat bergerak di langit

-

1 hari = waktu tempuh benda langit untuk berada pada posisi yang sama

-

Jika benda langit adalah bintang  disebut Siderial Day / Siderial Time = 23j 56m 4,09s

-

Jika benda langit adalah matahari  disebut Solar Day / Solar Time = 24 j

-

Universal Time (UT)  1 Solar Day ≈ 24 jam (ternyata tidak konstan karena perubahan2 kecil pada rotasi bumi)

-

Waktu lokal dihitung berdasarkan UT/GMT Contoh : Bandung (WIB) memiliki perbedaan waktu 7 jam dengan UT, jadi : 10.00 WIB di Bandung = 03.00 UT

-

Karena rotasi bumi berubah-ubah (tidak tetap) maka ditetapkan sistem waktu yang seragam  Dynamical Time (TD), yang dihitung berdasarkan waktu 1 detik dari Atom Cs-133 pada suhu 0 K

-

Selisih TD dan UT disebut ΔT = TD – UT

-

Selisih ini berbeda-beda setiap tahunnya  Tahun 1620 : ΔT = ~ 124 s  Tahun 2009 : ΔT = ~ 66 s

Data ΔT sejak 1620 – 1990 ( dari www.eramuslim.com ) 69

MODUL OSN ASTRONOMI

TAHUN -

Minimal ada tiga macam : Tahun tropis, tahun sideris dan tahun anomalis

TAHUN TROPIS -

Dipakai sehari-hari di seluruh dunia.

-

Rata-rata interval waktu pergerakan revolusi bumi dari titik Aries sampai kembali ke titik Aries lagi

-

Di bola langit adalah rata-rata interval waktu gerakan matahari Matahari ketika berimpit dengan titik Aries sampai berimpit kembali (pada tanggal 21 Maret pukul 00.00 WMM)

-

Satu tahun tropis rata-rata (dari pengamatan) = 365.242 189 67 hari efemeris atau 365 hari 5 jam 48 menit 45 detik 70

MODUL OSN ASTRONOMI TAHUN SIDERIS -

Rata-rata interval waktu yang dibutuhkan oleh bumi untuk menyelesaikan satu putaran penuh (3600) pada bidang ekliptika.

-

Di bola langit adalah rata-rata interval waktu gerakan matahari untuk tepat berimpit dengan bintang jauh yang sama

-

Satu tahun sideris rata-rata = 365,256 363 051 hari efemeris = 365 hari 6 jam 9 menit 9.7676 detik

TAHUN ANOMALIS -

Rata-rata interval bumi melewati perihelion/aphelion secara berurut

-

Garis nodal lintasan Bumi bergerak searah dengan gerak revolusi Bumi dengan kecepatan rata-rata 11,25″/tahun.

-

Setelah 1 putaran (360º), titik perigee/apogee bergeser sejauh 11,25″, dan bumi memerlukan waktu ekstra untuk kembali ke titik semula.

-

Satu tahun anomalis rata-rata = 365.259 635 864 hari efemeris = 365 hari 6 jam 13 menit 52 detik

TAHUN KABISAT -

Sejak Pemerintahan Kerajaan Romawi ditetapkan 1 tahun = 365 hari

-

Julius Caesar  Karena 1 tahun = 365 ¼ hari, maka ditambahkan satu hari setiap 4 tahun pada akhir bulan Februari (dimulai 46 SM). Disebut kalender Julian.

-

Catatan : 1) Perhitungan astronomis  setelah 1 SM, lalu tahun 0 dan berikutnya 1 M dan seterusnya. 2) Kalender biasa  setelah tahun 1 SM langsung ke 1 M. 3) Perhitungan tahun yang habis di bagi empat berlaku untuk tahun astronomis., yaitu 4 SM, 8 SM, 12 SM dst, yang bagi tahun biasa adalah 5 SM, 9SM, 12 SM dst

-

Ada selisih antara tahun Julian dengan tahun tropik : Selisih = tahun Julian – tahun tropik Selisih = 365 hari 5 jam 60 menit - 365 hari 5 jam 48 menit 46 detik Selisih = 11 menit 14 detik per tahun. Selisih ini akan menjadi 1 hari setelah : 24 jam : 11 menit 14 detik per tahun = 128,19 tahun  dibulatkan menjadi ≈ 128 tahun Artinya, setiap 128 tahun Julian, ada kelebihan 1 hari!

-

Perbaikan tahun Kabisat I : Tahun 325 M di Konsili di Nicea (dipimpin Kaisar Konstantinus) 71

MODUL OSN ASTRONOMI Selisih dari 46 SM - 325 M = 371 tahun, maka jumlah hari yang kurang adalah : (371 /128 tahun tiap 1 hari) = 2,8 hari  3 hari Maka penanggalan pada waktu itu dimajukan 3 hari! -

Perbaikan tahun kabisat II : Tahun 1582 M oleh Paus Gregorius XIII. Jumlah hari yang kurang = (1582 – 325) / 128 = 9,8 hari  dibulatkan 10 hari Hari itu tanggal 4 Oktober 1582 (hari Kamis), dan diumumkan keesokan harinya adalah tanggal 15 Oktober 1582 (hari Jumat). Disebut Kalender Gregorian

-

SOLUSI BAGI TAHUN KABISAT Tahun kabisat  jumlah tahun yang habis dibagi 4  ditambahkan 1 hari di bulan Februari (jumlah hari 366 hari) Tahun abad yang habis dibagi 400 adalah tahun kabisat (jumlah hari 366), mis: 1600, 2000, 2400, 2800, dst. Tahun abad yang tidak habis di bagi 400 bukan kabisat (jumlah hari 365), mis : 1700, 1800, 1900, dll. 2100 Kesalahan satu hari akan diperoleh setelah 3400 tahun kemudian (3582 M)

HARI JULIAN -

Perubahan kalender Julian menjadi Gregorian menjadi kesulitan tersendiri bagi para astronom untuk membandingkan 2 peristiwa astronomi yang terpisah dalam jangka waktu yang panjang

-

Untuk itu dikembangkan sistem penanggalan Hari Julian, yaitu jumlah hari yang dihitung dari tanggal 1 Januari 4712 SM (tahun astronomis) jam 12.00 UT

-

JD 0 = 1 Jan 4712 SM pukul 12.00 UT

-

JD 1 = 2 Jan 4712 SM pukul 12.00 UT

-

JD 1,5 = 2 Jan 4712 SM pukul 24.00 atau 3 Jan 4712 SM pukul 00.00 UT

-

JD 2450000 = 9 Okt 1995 pukul 12.00 UT (hari SENIN)

-

(Artinya 2.450.000 hari setelah 1 Jan 4712 SM) Jumlah tersebut sudah dikoreksi thd kehilangan 3 harinya Julian dengan kehilangan 10 harinya Gregorian

-

Untuk mencari tanggal Julian bisa memakai acuan 9 Oktober 1995

-

Untuk mencari harinya, selisih dengan 9 Okt 1995 bagi dengan 7, sisanya adalah selisih hari dengan hari Senin. Contoh : Carilah tanggal Julian dan hari pada tanggal 10 November 2011  Selisih tahun = 2011 – 1995 = 16 tahun  Tahun kabisat antara 1995 s/d 2011 ada 4 tahun (1996, 2000, 2004, 2008) 72

MODUL OSN ASTRONOMI  Selisih hari antara 9 Oktober 1995 dan 9 Oktober 2011 = (16 x 365) + 4 = 5844 hari  Selisih hari antara 9 Oktober 2011 dan 10 November 2011 = 32 hari  Selisih hari total = 5876 hari  Julian date tanggal 10 November 2011 = 2450000 + 5876 = 2455876 JD  Untuk mencari harinya : 5876 : 7 = 839 sisa 3 hari  Maka hari adalah 3 hari sesudah hari Senin = hari Kamis BULAN -

Satu bulan = satu bulan sinodis = 29,5 hari= 29 hari 12 jam 44 menit 3 detik (dengan acuan bintang jauh)

-

Perubahan bentuk semu bulan berlangsung selama 1 periode bulan sinodis ( 29,5 hari ) : Bulan baru (hilal)- sabit-perbani awal- benjol- purnama- benjol- perbani akhir- sabitbulan baru

73

MODUL OSN ASTRONOMI -

Satu tahun qomariyah diambil 1 bulan = 29.5 hari, jadi satu tahun = 12 X 29,5 hari = 354 hari

-

Kesalahan tahun Komariyah : Ada selisih sebesar 44 menit 3 detik tiap bulannya 12 X ( 44 menit 3 detik ) = 8 jam 48 menit 36 detik. Berapa dalam 30 tahun ? 30 X 8 jam 48 menit 36 detik = 10 hari 22 jam 38 menit = 11 hari

-

Maka dalam 30 tahun ditambahkan satu hari untuk tahun-tahun tertentu (yang dikurung) 1

9

(2) (10)

17

25

(18)

(26)

3

11

19

27

4

12

20

28

(21)

(29) 30

(5) (13) 6

14

22

(7)

15

23

8

(16)

(24)

Contoh : sekarang tahun 1430 Hijriah. Apakah tahun ini kabisat? Jawab : Bagi 1430 dengan 30, diperoleh sisa 20 tahun. Lihat di tabel, maka 1430 bukan kabisat! -

Kesalahan satu hari dengan sistem ini akan kembali diperoleh setelah 30.000 bulan (2500 tahun Hijriyah)

-

Bulan Hijriyah : (Kabisat ditambahakan di bulan ke-12 atau bulan Dzulhijjah)

74

MODUL OSN ASTRONOMI SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN 1. (OSN 2011) Satu tahun sideris adalah a. selang waktu dua kali transit Bumi secara berurutan melewati ekuinoks b. selang waktu dua kali transit Matahari rata – rata melewati titik perihelion c. selang waktu dua kali transit Bumi secara berurutan melewati ekuinoks rata–rata d. bujur ekliptika rata – rata Matahari rata – rata bertambah 360° e. Matahari rata – rata tidak menempuh satu revolusi yang lengkap karena vernal equinox bergerak retrograde 2. (OSK 2011) Jika Bulan dan Bumi berputar dalam rotasi sinkron sempurna, artinya Bulan selalu berada di atas suatu titik yang sama di permukaan Bumi, maka jumlah orbit Bulan dalam satu hari Bumi adalah a. 30 hari. b. 28 hari. c. 14 hari. d. 7 hari. e. 1 hari. 3. (OSK 2011-A) Jika Bumi berotasi dalam arah yang berlawanan dari arah sekarang dan berevolusi tetap pada arah sekarang, maka panjang hari sideris adalah a. 24 jam 04 menit b. 24 jam 00 menit c. 23 jam 56 menit d. 23 jam 52 menit e. 23 jam 48 menit 4. (OSK 2011) Jika kita yang tinggal di daerah ekuator, memotret bintang dengan kamera statis (tidak mengikuti gerakan rotasi Bumi), dan kita biarkan rananya (diafragma) terbuka selama 12 menit, maka panjang jejak bayangan bintang adalah a. 12° b. 1,2° c. 4° d. 3° e. 6° 75

MODUL OSN ASTRONOMI 5. (OSN 2010) Jika sisi yang sama sebuah planet selalu menghadap ke Matahari, maka panjang hari sideris planet tersebut adalah: a. Satu tahun b. Satu hari c. Satu minggu d. Satu bulan e. Satu jam 6. (OSP 2010) Perbedaan antara panjang hari matahari dan sideris disebabkan oleh a. Presesi equinox b. Gangguan Bulan pada orbit Bumi c. Gangguan Bumi pada orbit Bulan d. Pelambatan rotasi Bumi e. Gerak rotasi dan revolusi Bumi 7. (OSP 2010) Bumi menerima radiasi Matahari maksimum pada saat a. Berada di perihelion b. Berada di aphelion c. Pada tanggal 21 Maret d. Pada saat deklinasi Matahari 230,5 e. Pada saat deklinasi -230,5 8. (OSK 2010) Diantara tahun-tahun berikut, mana yang merupakan tahun kabisat a. 1600 b. 1995 c. 2100 d. 2010 e. semua bukan tahun kabisat 9. (SOP 2009) Tanggal 9 September 1909 berkesesuaian dengan tanggal Julian 2418558, sedangkan tanggal 9 September 2009 berkesesuaian dengan tanggal Julian, a. 2455080 b. 2455082 c. 2455083 76

MODUL OSN ASTRONOMI d. 2425084 e. 2415085 10. (SOP 2009) Bila tanggal 1 Januari 2009 di Greenwich jam 06:00 UT (Universal Time) bertepatan dengan hari Kamis, maka tanggal 1 Januari 2016 di Jakarta jam 08:00 WIB (WIB = UT +7 jam) bertepatan dengan hari, a. hari Jum‘at b. hari Senin c. hari Sabtu d. hari Ahad/Minggu e. hari Kamis 11. (SOP 2009) Manakah yang merupakan alasan 1 hari matahari lebih panjang satu hari sideris? a. presesi sumbu rotasi Bumi. b. kemiringan sumbu rotasi Bumi. c. orbit Bumi yang mengelilingi Matahari yang lonjong. d. perpaduan efek rotasi Bumi dan orbit Bumi mengelilingi Matahari. e. 1 tahun Bumi bukan merupakan perkalian bilangan bulat dari hari Bumi. 12. (SOP 2005) Can pemyataan yang benar sehubungan dengan kalendar Julian a. satu tahun rata-rata 365,25 hari b. tahun 1700. 2001, dan 2100 adalah bukan tahun kabisat c. tahun kabisat dalam kalendar Julian lebih sedikit daripada tahun kabisat pada sistem kalendar Gregorian d. tahun 2000, 2004, dan 2100 adalah tahun kabisat e. A, B, C, dan D tidak benar 13. (SOP 2004) Mengapa untuk menentukan tanggal satu pada Kalender Hijriyah harus dilakukan petang hari? 14. (SOP 2004) Jelaskan mengapa tanggal 1 Januari selalu jatuh pada musim panas di Australia? 15. (SOP 2004) Mengapa panjang hari di Bumi adalah 24 jam? Karena … A. Matahari mengedari Bumi dalam waktu 24 jam B. Bumi berotasi sumbunya dalam waktu 24 jam C. Bumi mengorbit Matahari dalam waktu 365 hari D. Bumi terdiri dari batu-batuan E. Matahari menyinari Bumi selama 24 jam

77

MODUL OSN ASTRONOMI GERHANA Gerhana Adalah peristiwa tertutupnya sebuah benda langit oleh benda langit yang lain  Matahari tertutup oleh Bulan  Gerhana Matahari  Bulan tertutup oleh Matahari  Gerhana Bulan Definisi yang mirip :  TRANSIT : lewatnya benda langit yang lebih kecil di depan benda langit yang lebih besar, misalnya Venus lewat tepat di depan piringan Matahari  OKULTASI : lewatnya benda langit yang lebih kecil di belakang benda langit yang lebih besar, misalnya Venus lewat tepat di belakang piringan Matahari

Gerhana Matahari Ada 3 Macam : 1. Gerhana Matahari Total (GMT) 2. Gerhana Matahari Cincin (GMC) 3. Gerhana Matahari Sebagian (GMS)

Ketiga macam gerhana ini disebabkan variasi diameter sudut Mathahari dan Bulan setiap saat karena jaraknya yang berubah-ubah dari Bumi.

78

MODUL OSN ASTRONOMI Geometri Gerhana Matahari Total

Geometri Gerhana Matahari Cincin

Momen-momen kontak Gerhana Bulan

Kontak 1 : Awal Gerhana 

Arah Barat

Matahari

Arah Timur

Kontak 2 : GMS 

Kontak 3 : GMT / GMC 

Kontak 4 : GMS 

Kontak 5 : Akhir Gerhana 

79

MODUL OSN ASTRONOMI GEOMETRI GERHANA BULAN

Gerhana Bulan ada 3 Macam : 1. Gerhana Penumbra  Terjadi jika Bulan melewati penumbra bayangan Bumi 2. Gerhana Sebagian  Terjadi jika sebagian Bulan melewati bayangan umbra Bumi 3. Gerhana Total  Terjadi jika Bulan melewati bayangan Umbra Bumi Data-data Untuk mengukur Gerhana : Jari-jari Matahari = 696.000 km Jari-jari Bulan = 1738 km Jarak rata-rata Bumi – Matahari = 1,496 x 1011 km Eksentrisitas orbit Bumi = 0,01672 Jarak rata-rata Bumi-Bulan = 384.400 km Eksentrisitas orbit Bulan = 0,05490

80

MODUL OSN ASTRONOMI Periode sideris Bulan = 27,321661 hari Periode sideris Bumi = 365,2564 hari Jawablah pertanyaan di bawah ini sesuai data yang diberikan di atas 1. Berapa diameter sudut Matahari maksimum dan minimum? 2. Berapa diameter sudut Bulan maksimum dan minimum? 3. Berapa diameter maksimum dan minimum umbra bulan pada gerhana matahari? 4. Berapa diameter maksimum dan minimum penumbra bulan pada gerhana Matahari? 5. Berapa diameter maksimum dan minimum umbra bumi yang dilalui oleh bulan pada gerhana bulan? 6. Berapa diameter maksimum dan minimum penumbra bumi yang dilalui oleh bulan pada gerhana bulan? 7. Berapa lama waktu maksimum dan minimum yang diperlukan bulan untuk menutupi matahari? 8. Berapa lama waktu maksimum dan minimum yang diperlukan bulan untuk melewati umbra Bumi? PERIODE GERHANA  Bulan membentuk sudut 5009‘ terhadap ekliptika, sehingga tidak setiap bulan baru terjadi gerhana  Titik pertemuan ekliptika dan orbit bulan disebut titik nodal. Jika Matahari berada di dekat titik nodal, maka disebut musim Gerhana.  Waktu yang diperlukan Matahari untuk kembali mencapai titik nodal adalah 346,62 hari  Tahun Gerhana  Batas jarak rata-rata Matahari dari titik nodal agar tetap terjadi gerhana adalah : (R Mat + R Bulan)/2 = 16026‘  Jarak sudut terjadi gerhana adalah dikali 2 = 32052‘ di sekitar titik nodal  Titik nodal bergeser terhadap ekliptika dengan periode 19,52 tahun  gerhana bisa terjadi kapan saja  19 tahun gerhana adalah 19 x 346,62 = 6585,78 hari  Periode ini hampir bersesuaian dengan 223 kali lunasi bulan (223 x 29,530589 = 6585,32 hari = 18.03 tahun)  disebut Siklus Saros 81

MODUL OSN ASTRONOMI  Selisih Siklus Saros dengan 19 tahun gerhana adalah 0,46 hari  Jadi dalam 1 siklus Saros, Matahari bergeser 28‘ , artinya dalam 1 siklus Saros, Matahari bergeser 28‘ dari tempat semula  Maka dalam Seri Saros yang sama, paling banyak terjadi 32052‘/28‘ = 70 GM (tepatnya 73 GM) SIKLUS SAROS  Satu Siklus Saros adalah siklus pengulangan gerhana yang terjadi di arah langit yang sama (hampir)  Satu siklus ini terjadi setiap 223 kali bulan Sinodis (lunasi bulan), atau 223 x 29,530589 = 6585,32 hari = 18.03 tahun = 18 tahun 11 hari  Karena dalam 1 siklus Saros, Matahari tidak tepat menempati tempat yang sama (bergeser 28‘/Saros), maka Gerhana yang terjadi pada siklus Saros yang sama ada batasnya (73 GM/no. Saros).  Awal siklus diawali oleh Gerhana Sebagian dan terjadi di daerah Lintang tinggi, Gerhana Total dan Cincin terjadi di lintang rendah dan diakhiri oleh Gerhana sebagian di lintang tinggi yang berlawanan  Lama satu nomor dari siklus Saros adalah 18,03 tahun x 73 GM/Siklus = 1315 tahun  Ada dua macam siklus Saros, yaitu : 1. Siklus dengan nomor ganjil, terjadi mula-mula di Kutub Utara dan berakhir di Kutub Selatan 2. Siklus dengan nomor genap, terjadi mula-mula di kutub selatan dan berakhr di Kutub Utara FREKUENSI GERHANA  Dalam satu abad dapat terjadi 238 GM  Dalam satu tahun biasanya ada 4 GM  Bonus Gerhana dalam 1 tahun terjadi jika musim Gerhana terjadi di bulan Januari  Gerhana total atau cincin akan berulang di tempat yang sama di Bumi dalam kemungkinan 360 – 450 tahun sekali (Bisa saja dalam seumur hidup kita belum pernah melihat Gerhana Matahari)

82

MODUL OSN ASTRONOMI SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN 1. (OSN 2011) Periode orbit satelit buatan 3,42 hari. Jika satelit itu mengorbit Bumi dalam orbit yang hampir berupa lingkaran dan bidang orbitnya adalah bidang ekuator, berapakah deklinasi kritis Matahari (dalam koordinat ekuatorial geosentris) agar satelit itu tidak mengalami gerhana ? 2. (OSN 2011) Salah satu bulan Saturnus adalah Triton. Jarak rerata Saturnus ke Matahari 9,55 SA, sedangkan jejari Triton 1353 km dan jejari orbitnya 354759 km. Pertanyaannya : a. Berapakah panjang umbra yang dibentuk oleh Triton saat konjungsi dengan Saturnus b. Apakah gerhana Matahari dan gerhana Triton dapat terjadi ? 3. (OSP 2011) Diketahui pada tahun 2011 akan berlangsung 2 gerhana Bulan. Kedua gerhana Bulan tahun 2011 adalah Gerhana Bulan Total (GBT) akan berlangsung pada tanggal 15-16 Juni 2011 dan yang kedua pada tanggal 10 Desember 2011. Informasi tambahan untuk dua gerhana Bulan 2011 : Pertama : Gerhana Bulan Total 15-16 Juni 2011 merupakan gerhana Bulan ke 34 dari 72 gerhana Bulan dalam Seri Saros 130. Bulan Purnama bertepatan dengan tanggal 16 Juni 2011 jam 03.15 WIB. Momen gerhana Umbra pada tanggal 16 Juni 2011 antara jam 01:22 – 05.03 WIB, momen gerhana Bulan Total antara jam 02:22 – 04:03 WIB. Kedua : Gerhana Bulan Total 10 Desember 2011 merupakan gerhana Bulan ke 23 dari 71 gerhana Bulan dalam seri saros 135. Bulan Purnama bertepatan dengan tanggal 10 Desember 2011 jam 21:37 WIB. Momen gerhana Umbra pada tanggal 10 Desember 2011 antara jam 19:45 – 23:18 WIB, momen gerhana Bulan Total antara jam 21:05 – 21:58 WIB. Pertanyaan : a. Tentukan rasi bintang di arah lokasi Bulan pada saat gerhana Bulan Total tahun 2011 berlangsung. Tentukan pula rasi bintang di arah lokasi Matahari pada saat gerhana Bulan Total tersebut berlangsung. b. Bandingkan lama mengamati GBT bagi pengamat di Kutub Utara dan pengamat di Kutub Selatan 4. (OSK 2011) Hanya sedikit orang di permukaan Bumi yang pernah melihat Gerhana Matahari Total (GMT) dibandingkan Gerhana Bulan Total (GBT), karena a. GMT terjadi siang hari dan GBT terjadi malam hari. b. GMT menyapu lajur daerah yang sempit sedangkan GBT menutupi seluruh permukaan Bumi.

83

MODUL OSN ASTRONOMI c. GMT hanya berlangsung beberapa menit sedangkan GBT beberapa jam. d. GMT selalu terjadi di daerah ekuator dan GBT terjadi di seluruh lintang. e. GMT menyebabkan langit gelap total sedangkan GBT tidak. 5. (OSP 2010) Gerhana bulan total dapat diamati a. Dari suatu jalur sempit pada permukaan Bumi b. Pada setengah permukaan Bumi c. Hanya sekitar waktu Bulan Baru d. Hanya dekat meridian tengah malam e. Hanya kalau Matahari tepat di atas ekuator 6. (OSP 2010) Pada tanggal 21 Desember 2010 di wilayah Indonesia berlangsung gerhana bulan total mulai pukul 20:34 WIB, maka koordinat equatorial, yaitu asensiorekta dan deklinasi Bulan adalah a. 05j 57m dan +23045‘ b. 03j 50m dan +18025‘ c. 05j 57m dan –23045‘ d. 03j 50m dan –18025‘ e. 10j 38m dan +28044‘ 7. (OSK 2010) Mengapa gerhana matahari pada 1 Januari 2010 yang lalu nampak sebagai gerhana matahari cincin ? 1) Karena Bulan berada pada posisi dekat perigee (paling dekat dengan Bumi) 2) Karena Bulan berada pada posisi dekat apogee(paling jauh dengan Bumi) 3) Karena Bumi sedang berada dekat dengan aphelion (jarak terjauh dari matahari) 4) Karena Bumi sedang berada dekat dengan perihelion (jarak terdekat dari matahari) 8. (OSK 2010) Diameter Bulan sekitar seperempat Bumi, dan diameter Matahari sekitar 100 kali diameter Bumi. Jarak Bumi ke Matahari kira-kira 400 kali jarak Bumi-Bulan. Pada suatu peristiwa gerhana Matahari sebagian, bagian terang manakah yang akan diamati? Pilih salah satu bentuk yang seuai dari A sampai E

84

MODUL OSN ASTRONOMI 9. (OSN 2009) Pada zaman Mesir kuno, belum ada pengetahuan atau teknologi yang bisa dipakai untuk mengukur jarak Bulan dan jarak Matahari dari Bumi, tetapi ada orangorang pintar pada zaman itu yang sudah bisa memperkirakan bahwa Bulan jauh lebih dekat ke Bumi daripada Matahari. Bagaimana mereka dapat memperkirakan hal itu? a. Matahari lebih terang dari Bulan sedangkan diameter sudutnya kurang lebih sama. b. Gerhana Matahari menunjukkan bahwa diameter sudut Matahari hampir sama dengan Bulan, karena Bulan yang menghalangi Matahari, maka dapat disimpulkan bahwa Bulan lebih dekat. c. Pada saat bulan berada pada kuartir pertama, sudut antara arah Bulan dan arah Matahari mendekati 900. d. Gerakan Matahari di langit lebih cepat daripada Bulan sedangkan berdasarkan fakta gerhana, Matahari lebih jauh daripada Bulan. e. Pernyataan di atas salah, karena pada zaman Mesir kuno orang sudah mengetahui Bulan lebih dekat daripada Matahari tapi belum bisa mengetahui bahwa Bulan jauh lebih dekat.

10. (OSK 2009) Pada tanggal 26 Januari 2009 yang lalu terjadi gerhana Matahari cincin yang melewati sebagian propinsi Lampung, sebagian propinsi Banten, sebagian Kalimantan Tengah, dan sebagian Kalimantan Timur. Gerhana Matahari cincin ini terjadi karena … a. Bumi memasuki bagian bayangan Bulan yang disebut umbra b. Bumi memasuki bagian bayangan Bulan yang disebut penumbra c. Bumi memasuki bagian bayangan Bulan yang disebut atumbra d. Bulan memasuki bagian bayangan Bumi yang disebut umbra e. Bulan memasuki bagian bayangan Bumi yang disebut atumbra 11. (OSK 2009) Pilih pernyataan yang benar a. Bintang-bintang dalam suatu konstelasi mempunyai jarak yang sama dari Bumi b. Kalau hari ini Matahari dan sebuah bintang terbit bersamaan, maka keesokan harinya mereka akan terbit bersamaan pula c. Gerhana Matahari terjadi pada saat bulan sedang dalam fasa baru, tetapi tidak setiap Bulan baru terjadi gerhana Matahari d. Selama gerhana Bulan total, Bulan berwarna gelap dan tidak tampak sama sekali e. ―Bintang pagi‖ dan ―Bintang senja‖ adalah dua obyek langit yang berbeda

85

MODUL OSN ASTRONOMI 12. (OSK 2009) Setiap tahun terdapat 2 atau 3 kali musim gerhana. Selang waktu antara satu gerhana dengan Bulan/Matahari dari satu musim ke musim berikutnya bisa 5 atau 6 lunasi (1 lunasi = 1 periode sinodis). Secara statistik kekerapan gerhana Bulan/Matahari berselang 6 lunasi paling sedikit 5 kali lebih banyak dibanding dengan gerhana Bulan /Matahari berselang 5 lunasi. Bila diketahui siklus berulangnya gerhana siklus Tritos = 135 lunasi bulan, maka kemungkinan perbandingan jumlah gerhana Bulan dengan selang waktu 6 bulan dan 5 bulan dalam satu siklus Tritos adalah … a. 20/3 b. 41/3 c. 38/7 d. 63/4 e. 33/2 13. (OSK 2009) Bentuk korona Matahari : a. Selalu sama dari masa ke masa b. Berubah bergantung pada aktivitas Matahari c. Ellipsoid bila ada komet besar mendekati Matahari d. Menjadi tidak beraturan bila tidak ada gerhana Matahari e. Lingkaran bila ada gerhana Matahari total

14. (OSK 2009) Korona Matahari yang diamati pada waktu gerhana Matahari total adalah… a. Gas renggang yang terdiri dari ion dan elektron bertemperatur tinggi mencapai sejuta derajat K, terdapat ion besi dan kalsium terbungkus dalam debu dingin di sekitar matahari b. Gas pada atmosfir Bumi yang menyebarkan cahaya Matahari c. Gas komet yang terbakar di sekitar Matahari d. Gas dan debu antar planet di sekitar Bulan yang menyebarkan cahaya Matahari e. Cahaya zodiak 15. (OSK 2009) Pada zaman Mesir kuno, belum ada pengetahuan atau teknologi yang bisa dipakai untuk mengukur jarak Bulan dan jarak Matahari dari Bumi, tetapi ada orangorang pintar pada zaman itu yang sudah bisa memperkirakan bahwa Bulan jauh lebih dekat ke Bumi daripada Matahari. Bagaimana mereka dapat memperkirakan hal itu? f. Matahari lebih terang dari Bulan sedangkan diameter sudutnya kurang lebih sama.

86

MODUL OSN ASTRONOMI g. Gerhana Matahari menunjukkan bahwa diameter sudut Matahari hampir sama dengan Bulan, karena Bulan yang menghalangi Matahari, maka dapat disimpulkan bahwa Bulan lebih dekat. h. Pada saat bulan berada pada kuartir pertama, sudut antara arah Bulan dan arah Matahari mendekati 900. i.

Gerakan Matahari di langit lebih cepat daripada Bulan sedangkan berdasarkan fakta gerhana, Matahari lebih jauh daripada Bulan.

j. Pernyataan di atas salah, karena pada zaman Mesir kuno orang sudah mengetahui Bulan lebih dekat daripada Matahari tapi belum bisa mengetahui bahwa Bulan jauh lebih dekat. 16. (SOP 2007) Sebuah kota di dekat ekuator mengalami fase bulan Purnama yang berlangsung pada tanggal 4 Maret 2007 jam 06:17 WIB, pada waktu itu terjadi pula Gerhana Bulan Total (GBT). Maka Gerhana Bulan Total yang berlangsung pada tanggal tersebut akan dimulai f) sekitar 30-40 menit sebelum jam 06:17 WIB g) pada jam 06:17 WIB h) sesudah jam 06:17 WIB i)

momen GBT bisa mulai 2 jam sebelum fase bulan Purnama

j)

momen GBT bisa mulai 1 jam sesuda fase bulan Purnama

17. (SOP 2007) Dalam setahun bisa a) tidak terjadi bulan purnama pada bulan Februari b) selalu terjadi bulan purnama dalam bulan Februari c) terjadi 2 bulan purnama dalam bulan Februari d) terjadi bulan purnama pada bulan Februari bila jumlah Bulan Purnama dalam setahun 13 e) terjadi bulan purnama pada bulan Februari bila jumlah Bulan Purnama dalam setahun 13 18. (SOP 2007) Pada saat gerhana Bulan Total berlangsung kemungkinan diamater sudut Umbra Bumi (dari titik pusat sumbu Umbra/Penumbra) dibanding dengan diameter sudut Bulan adalah a) 2.5 – 3 kali b) 5 – 7.5 kali c) 1 – 2 kali d) 12.5 – 15.5 kali 87

MODUL OSN ASTRONOMI e) sekitar 10 kali 19. (SOP 2007) Seorang astronot mendarat di permukaan Bulan yang tidak menghadap ke Bumi pada saat lebaran. Maka astronot bisa mengamati a) Bundaran Bumi dalam keadaan terang b) Bundaran Bumi dalam keadaan gelap c) Tidak memungkinkan melihat Bumi dari tempat pendaratan tersebut d) Bumi dalam keadaan separuh terang e) Bundaran Bumi yang bergantian terang toal dan gelap total dalam 12 jam 20. (SOP 2007) Pada saat musim gerhana a) Posisi titik Aries selalu dekat Bulan b) Posisi titik Aries selalu dekat Matahari c) Kedekatan titik Aries terhadap Bulan saat gerhana Bulan d) Saat gerhana Bulan dan Matahari titik Aries tidak mungkin dekat dengan Bulan atau Matahari e) Saat gerhana Bulan dan Matahari titik Aries mungkin dekat dengan Bulan atau Matahari 21. (OSN 2007) Bulan memerlukan waktu paling tidak 2 menit untuk terbit dilihat dari Bumi. Berapa lama Bumi memerlukan waktu untuk terbit dilihat oleh seorang pengamat dari Bulan? a. 2 menit b. 4 menit c. 6 menit d. 8 menit e. Bumi tidak terbit dan tidak tenggelam 22. (SOK 2006) Pernyataan yang BENAR tentang fase Bulan adalah

A. Bulan baru akan terbenam hampir bersamaan dengan Matahari terbenam B. Bulan kuartir pertama berada di meridian ketika Matahari terbenam C. Bulan purnama terbit ketika Matahari terbenam D. Bulan kuartir ketiga terbit ketika Matahari terbit E. Jawaban A, B dan C benar

88

MODUL OSN ASTRONOMI 23. (SOK 2006) Diketahui bahwa fase bulan purnama pada saat gerhana bulan penumbra 24 April 2005 berlangsung pada jam 17:07:33 WIB. Fase bulan purnama itu akan berlangsung lagi pada sekitar tanggal 24 April pada tahun A.

tahun depan

B.

tahun 2024

C.

tahun 2008

D.

tahun 2010

E.

tidak mungkin terjadi pada tanggal yang sama lagi

24. (SOK 2006) Pada saat Bulan mencapai deklinasi maksimum dan minimum A. tidak mungkin terjadi gerhana Bulan B. tidak mungkin terjadi gerhana Matahari C. bisa terjadi gerhana Bulan dan gerhana Matahari D. tidak mungkin terjadi gerhana Bulan dan Matahari E. hanya terjadi gerhana bila deklinasi Bulan minimum 25. (SOP 2006) Total solar eclipse occurs more frequently than lunar eclipse, but few people have seen total solar eclipse, while many people have seen total lunar eclipse. This is because

a. Total solar eclipse occurs in day time, while total lunar eclipse occurs at night time b. Total solar eclipse can occurs in every new moon and total lunar eclipse can also occurs in every full moon

c. Total solar eclipse always occurs in every new moon, while total lunar eclipse does not always occur in every full moon

d. Total solar eclipse does not always occur in every new moon, while total lunar eclipse always occur in every full moon

e. Total solar eclipse can only be seen from small part of the Earth, while total lunar eclipse can be seen from much larger parts of the Earth which is on night time

89

MODUL OSN ASTRONOMI

26. (OSN 2006) Diketahui gaya tarik gravitasi oleh Bulan adalah Fm. Bila sebuah satelit berada pada lokasi antara Bumi–Bulan dan pada saat itu terjadi Gerhana Matahari Total, maka satelit akan mengalami gaya tarik gravitasi oleh Bulan dan Matahari sebesar a.

51 Fm

b. 101 Fm c. 181 Fm d. 301 Fm e. 401 Fm 27. (OSN 2006) Diketahui Fm adalah gaya pasang surut oleh Bulan dan Fs adalah gaya pasang surut oleh Matahari. Jika pada lokasi di atas zenit pengamat terdapat Bulan Purnama, maka pengamat tersebut akan mengalami gaya pasang surut sebesar a. 1,465 (Fm – Fs) 90

MODUL OSN ASTRONOMI b. 1,465 Fm c. 1,465 Fs d. 1,465 (Fm / Fs) e. 1,465 (Fs / Fm) 28. (SOK 2005) Gerhana Bulan tidak terjadi setiap bulan, karena: a. tidak dapat terjadi setelah Matahari terbenam b. orbit Bulan tidak lingkaran tapi eliptik c. orbit Bulan dan Bumi tidak berada pada bidang yang sama d. tidak dapat terjadi pada jarak terjauh Bulan – Bumi e. tidak dapat terjadi pada fase Bulan baru 29. (SOP 2005) Lebar maksimum jalur Gerhana Matahari Total dicapai saat: A.

Bulan di perigee dan Bumi di aphelion

B.

Bulan di perigee dan Bumi di perihelion

C.

Bulan di apogee dan Bumi di aphelion

D.

Bulan di apogee dan Bumi di perihelion

E.

A, B, C, dan D tidak benar

30. (SOP 2005) Joko melihat bulan 3 hari sebelum lebaran Idul Fitri. Ini berarti A.

Joko melihatnya pada pagi hari

B.

Joko melihatnya pada sore hari

C.

Joko

D.

Joko melibatnya pada siang hari

E.

Joko salah mengamati

melihatnya

pada

tengah Malam

31. (OSN 2006) Posisi lintang dan bujur geografis kota Semarang masing-masing adalah 06º 58 LS dan 110º 25 BT. Pada tanggal 7 September 2006 akan terjadi gerhana Bulan sebagian yang akan tampak dari kota Semarang. Data gerhana Bulan sebagian ini diperlihatkan di bawah (lihat lampiran Partial Lunar Eclipse of 2006 September 07). a) Apabila langit cerah, berapa lama (nyatakan dalam satuan jam) pengamat di kota Semarang akan memperoleh kesempatan mengamati gerhana Bulan tersebut ? [Pergunakan data posisi Bulan RA (asensiorekta) = 23j 06m 35d,5 dan Dec. (Deklinasi) = –06º 44 25,7]? b) Momen gerhana Bulan apa saja yang mungkin dapat diamati dari kota Semarang? 91

MODUL OSN ASTRONOMI c) Tentukan perbandingan kesempatan pengamatan gerhana Bulan tersebut untuk seorang Pengamat pada posisi lintang geografis 50º LU dan bujur geografis 110º 25 BT dan seorang Pengamat pada posisi lintang geografis 50º LS dan bujur geografis 110º 25 BT bila hendak mengamati gerhana Bulan sebagian tersebut . d) Tentukan kapan gerhana Bulan seri Saros 118 itu yang pernah bisa diamati pengamat di kota Semarang? e) Apabila gerhana Bulan sebagian 7 September 2006 terjadi pada pertengahan bulan Sya‘ban 1427 H, tentukan bulan dan tahun Hijriah gerhana Bulan seri Saros 118 itu yang pernah bisa diamati pengamat di kota Semarang? 32. (SOP 2004) Gerhana Bulan dikelompokkan menjadi ………………… A. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian, gerhana Bulan umbra dan gerhana Bulan penumbra B. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian dan gerhana Bulan penumbra C. gerhana Bulan total dan gerhana Bulan sebagian D. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian dan gerhana Bulan umbra E. gerhana Bulan total, gerhana Bulan sebagian dan gerhana Bulan cincin 33. (SOP 2004) Gerhana Matahari total akan mempunyai waktu paling panjang saat ………………… A. Matahari berada pada jarak paling dekat dan Bulan pada jarak paling dekat B. Matahari berada pada jarak paling jauh dan Bulan pada jarak paling dekat C. Matahari berada pada jarak paling dekat dan Bulan pada jarak paling jauh D. Matahari berada pada jarak paling jauh dan Bulan pada jarak paling jauh E. semua salah 34. (SOP 2004) Saat gerhana Matahari total, kita dapat melihat di sekeliling piringan Matahari lapisan A. Fotosfer B. Kromosfer C. Korona D. Ionosfer E. Termosfer

92

MODUL OSN ASTRONOMI 35. (SOP 2004) Apabila Bulan diletakkan pada jarak 10 kali lebih jauh dari jarak sekarang, apakah gerhana Bulan total dan gerhana Matahari total masih akan terjadi? Jelaskan! Diketahui jarak rata-rata BumiBulan 384.400 km, jarak rata-rata BumiMatahari150 juta km, jari-jari Bumi 6.400 km, jari-jari Matahari 700.000 km, dan jari-jari Bulan 1.740 km. 36. (SOP 2004) Mengapa misi Apollo ke Bulan selalu mendarat pada sisi Bulan yang sama? 37. (SOP 2004) Mengapa gerhana (Matahari dan Bulan) total tidak selalu terjadi setiap bulan ? 38. (SOP 2004) Selama gerhana Bulan total, ada penampakan yang menarik, yaitu Bulan tampak berwarna kemerah-merahan. Mengapa hal ini dapat terjadi ? 39. (OSN 2004) Gerhana Matahari Total lebih sering terjadi daripada Gerhana Bulan, tetapi hanya sedikit orang yang pernah menyaksikan Gerhana Matahari Total, sementara lebih banyak orang yang menyaksikan Gerhana Bulan Total. Jelaskan kenapa? 40. (OSN 2004) Fenomena pasang-surut permukaan air laut di Bumi tidak lain terjadi akibat gaya gravitasi Bulan dan Matahari terhadap Bumi. a. Lebih besar mana pengaruh gravitasi Bulan ataukah Matahari? b. Gambarkan fenomena tersebut dalam diagram sederhana dengan mengandaikan seluruh permukaan Bumi ditutupi lautan, dan berilah penjelasan. c. Mengapa setiap harinya suatu posisi di Bumi mengalami dua kali pasang dan dua kali surut? Buatlah empat buah gambar yang melukiskan urut-urutan kejadian tersebut

93

MODUL OSN ASTRONOMI MATAHARI DAN AKTIVITASNYA Clara Y. Yatini Lembaga Penerbangan dan Antariksa Nasional Jl. Dr. Junjunan 133 Bandung email: [email protected]

1. Pendahuluan Sebagai pusat tata surya, matahari merupakan bintang yang paling dekat dengan bumi. Oleh sebab itu matahari merupakan sumber panas dan cahaya di bumi, sehingga perubahan-perubahan yang terjadi di matahari akan memberikan dampak juga di bumi. Pengetahuan mengenai matahari sangat diperlukan karena sebagai bintang yang paling dekat dengan bumi, matahari relatif lebih ’mudah’ diamati dibandingkan bintang-bintang yang lain sehingga membuka jalan bagi manusia untuk mempelajari alam semesta. Matahari membangkitkan energinya dipusatnya, dengan melakukan rekasi nuklir, merubah inti hidrogen menjadi helium dan seterusnya, sehingga dapat dikatakan sebagai laboratorium fisika yang sangat besar. Energi yang dibangkitkan ini kemudaian akan dipancarkan keluar. Energi ini juga akan sampai di bumi, dan akan sangat mempenaruhi lingkungan bumi. Perubahan iklim dalam jangka panjang ditengarai juga merupakan akibat aktivitas matahari ini. Sejumlah partikel berenergi yang dilepaskan dari matahari, baik itu berupa angin surya, lontaran massa korona (CME), maupun flare dapat mempengaruhi lingkungan bumi, baik secara langsung maupun tidak langsung. Partikel berenergi yang terlontar dapat mempengaruhi orbit dan operasional satelit, dan dapat pula mempengaruhi umur (life time) satelit. Komunikasi yang memanfaatkan lapisan ionosfer bumi, yaitu komunikasi radio frekuensi tinggi dan navigasi berbasis satelit, juga akan terganggu. Survey geomagnet yang seringkali digunakan untuk mencari sumber-sumber mineral juga terpengaruh. Aurora yang terjadi di kutub juga merupakan akibat dari aktivitas matahari. Berdasarkan akibat-akibat yang ditimbulkannya, maka sangat penting bagi manusia untuk mempelajari matahari, terutama untuk mengantisipasi dampak-dampak buruk yang dapat diakibatkan oleh aktivitasnya.

2. Bagian-Bagian Matahari Matahari terdiri dari bagian-bagian penting yaitu sebagai berikut: a. b. c. d. 2.1.

Bagian dalam matahari (solar interior) Fotosfer (permukaan matahari) Kromosfer Korona

Bagian dalam matahari (solar interior)

Bagian dalam matahari terdiri dari inti matahari, daerah radiatif, lapisan antara (interface layer), dan daerah konvektif. Di bagian inti terjadi reaksi inti yang mengubah hidrogen menjadi helium. Reaksi ini menghasilkan energi yang nantinya akan dilepaskan oleh matahari. Temperatur di inti mencapai 15.000.000 °C dengan kerapatan yang sangat besar, yaitu mencapai 150 g/cm3. Energi yang dihasilkan di inti secara radiasi dipancarkan melalui zona radiatif. Di akhir daerah ini kerapatan turun dengan drastis hingga mencapai 0.2 g/cm3 dan temperaturnya menjasi 2.000.000 °C. Setelah zona radiatif ini terjadi perubahan kecepatan aliran fluida yang akan memperkuat garis gaya medan magnetik. Penelitian memperlihatkan bahwa pada lapisan ini dibentuk medanmagnet yang ada di matahari. Lapisan ini disebut sebagai tachocline (lapisan antara). 94

MODUL OSN ASTRONOMI Bagian paling luar dari interior matahari adalah zona konvektif. Di sini energi dibawa ke permukaan matahari secara konveksi. Di permukaan matahari suhunya turun menjadi 5700°K dan kerapatannyapun menjadi sangat rendah, yaitu 0,0000002 g/cm3. Profil kerapatan dan temperatur di bagian dalam matahari diperlihatkan pada gambar 2.1.

Gambar 2.1. Profil kerapatan (kiri) dan temperatur (kanan) di bagian dalam matahari (sumber: Marshall Space Flight Center) 2.2.

Fotosfer

Permukaan matahari yang terlihat disebut sebagai fotosfer (gambar 2.2). Fotosfer in berupa gas dan tebalnya ‘hanya’ 100 km. Matahari berotasi dengan kecepatan yang tidak sama antara bagian kutub dan bagian ekuator, yang disebut dengan rotasi diferensial. Di bagian ekuator, matahari berotasi lebih cepat, yaitu dalam 27 hari, sedangkan di kutub periode rotasinya adalah sekitar 30 hari. Dengan menggunakan teleskop, fitur yang tampak di permukaan matahari ini antara lain adalah bintik matahari, fakula, granula, dan supergranula. Berikut in adalah beberapa fitur yang tampak di permukaan matahari.

2.2.1. Bintikmatahari (sunspot) Bintik matahari merupakan tampakan gelap di permukaan matahari, karena temperaturnya yang lebih rendah dari sekelilingnya (sekitar 3600 K). Bintik matahari merupakan daerah di fotosfer yang mempunyai medan magnetik yang kuat. Bintik matahari dapat bertahan dengan kalahidup yang sangat bervariasi, dari beberapa hari hingga beberapa minggu. Pada umumnya bintik matahari terbentuk akibat puntiran medan magnet yang disebabkan oleh rotasi diferensial, dan terbentuk dalam suatu kelompok yang disebut daerah aktif yang mempunyai dua polaritas yang berlawanan. Bintik matahari terdiri dari bagian tengah yang gelap yang disebut umbra dan tepi yang kurang gelap yang disebut penumbra (gambar 2.3).

Gambar 2.2. Fotosfer (permukaan matahari) yang tampak (sumber: Solar and Heliospheric Observatory)

95

MODUL OSN ASTRONOMI

Gambar 2.3. Struktur bintik matahari

2.2.2. Fakula Fakula tampak seperti benang-benang gelap di permukaan matahari, seperti halnya bintik, fakula juga merupakan manifestasi medan magnetik, akan tetapi lebih lemah dari pada medan magnetik di bintik matahari.

2.2.3. Granula dan Supergranula Granula tampakseperti sel-sel yang menutupi seluruh permukaan matahari (lihat gambar 2.4), kecuali di daerah bintik matahari. Granula merupakan akibat dari proses konveksi. Fluida yang panas muncul ke matahari, kemudian mendingin dan kembali lagi ke bawah. Granula berdiameter sekitar 1000 km. Sedangkan supergranula mempunyai ukuran yang lebih besar, yaitu sekitar 35000 km, dan mempunyai umur yang lebih panjang, yaitu sekitar 1 atau 2 hari, dibandingkan dengan granula yang hanya sekitar 20 menit.

Gambar 2.4. Struktur granula di fotosfer matahari (Sumber: Marshall Space Flight Center) 2.3.

Kromosfer

Terletak di atas fotosfer, lapisan ini mempunyai temperatur yang lebih tinggi, sekitar 20000°C. Kromosfer umumnya diamati dalam panjang gelombang Hα. Pada kromosfer tampak adanya chromospheric network, plage, fakula dan prominens. Plage tampak sebagai daerah yang terang, sedangkan fakula tampak seperti benang-benang gelap di permukaan matahari, dan bila terdapat di tepi disebut sebagai prominens.

2.4. Korona Lapisan terluar dari atmosfer matahari adalah korona. Temperatur dilapisan ini mencapai lebih dari satu juta derajat. Perbedaan panas yang sedemikian besar dengan kromosfer merupakan pertanyaan yang sampai sekarang belum terjawab seluruhnya. Pada korona juga terdapat lubang korona (coronal hole) yang merupakan tempat medan magnetik yang terbuka. Angin matahari yang berkecepatan tinggi berasal dari lubang korona.

3. Aktivitas Matahari Matahari mempunyai aktivitas yang terus menerus. Aktivitasnya bervariasi dari jam-an, hariaan, bahkan sampai bertahun-tahun. Aktivitas matahari yang paling umum dikenal adalah yang mempunyai periode 96

MODUL OSN ASTRONOMI 11 tahun-an. Dari semua aktivitasnya, yang tampaknya paling berperan adalah medan magnetik yang ada di matahari.

3.1.

Medan Magnetik di Matahari

Medan magnetik matahari dibangkitkan di bagian dalam matahari, di lapisan tachocline. Medan magnetik terbentuk akibat aliran ion dan elektron yang bermuatan. Medan magnetik ini dapat digunakan untuk menjelaskan berbagai fenomena di matahari. Misalnya, bintik matahari merupakan tempat medan magnetik yang kuat di permukaan matahari. Siklus bintik juga merupakan akibat dari medan magnetik matahari yang berubah. Prominens muncul dari permukaan matahari karena dibawa oleh medan magnetik. Fenomena di medium antar planet juga berkaitan dengan medan magnetik dari matahari. Oleh karena itu pemahaman tentang medan magnetik ini akan menjadi sangat penting.

3.2.

Bintik Matahari

Bintikmatahari merupakan daerah di permukaan matahari yang tampak lebih gelap dari pada sekelilingnya. Banyaknya bintik bervariasi, tergantung pada tingkat aktivitas matahari. Pada saat matahari tenang, jumlah bintik sedikit, akan tetapi sebaliknya pada saat matahari aktivitasnya tinggi, jumlah bintik juga makin banyak. Jumlah bintik di permukaan matahari umumnya dinyatakan dengan bilangan sunspot (sunspot number) yang dihitung menggunakan persamaan

R  k (10 g  f )

(3.1)

dengan R : bilangan sunspot k : konstanta; bergantung pada peralatan dan pengamat g : banyaknya grup bintik f : banyaknya bintik individu Bintik matahari mempunyai siklus yang periodenya berkisar antara 9 – 12 tahun (gambar 2.4 kiri). Bintik matahari terbentuk di daerah lintang tinggi, dankemudian dalam perjalanannya akan makin mendekati ekuator. Gambaran ini terlihat jelas pada diagram kupu-kupu (butterfly diagram) pada gambar 2.4 sebelah kanan.

Gambar 2.4. Siklus bintik matahari sejak tahun 1700 (kiri) dan diagram kupu-kupu yang menunjukkan posisi bintik matahari dalam siklusnya (kanan) (sumber : Marshall Space Flight Center)

97

MODUL OSN ASTRONOMI 3.3.

Flare

Flare adalah ledakan besar di matahari yang memancarkan energi yang sangat besar (contohnya pada gambar 2.5). Pada umumnya flare terjadi di daerah aktif di matahari, yaitu di sekitar bintik matahari. Flare melepaskan energi dalam berbagai panjang gelombang, mulai dari orde 10-10cm sampai dengan orde 106 cm, dan dalam berbagai bentuk, elektromagnetik, partikel energetik, dan aliran materi. Terjadinya flare sangat berkaitan dengan medan magnetik di matahari. Flare dikelompokkan dalam beberapa kelas. Secara optik flare dikelompokkan berdasarkan luasnya dalam Hα, yang sering disebut dengan importansi. Kelasnya adalah kelas S (subflare), 1, 2, 3, dan 4. Selain pengelompokan ini, flare juga dikelompokkan berdasarkan energi maksimumnya dalam sinar X, yaitu kelas B, C, M, dan X, dengan energi maksimumnya berturut-turut adalah 10-7, 10-6, 10-5, 10-4 Watt/m2.

Gambar 2.5. Flare (sumber: Marshall Space Flight Center)

3.4.

Lontaran Masa Korona (CME)

Lontaran massa korona (coronal mass ejection) yang sering disingkat sebagi CME adalah lontaran materi dari matahari dalam jumlah yang besar mengikuti garis-garis medan magnetik dan berlangsung selama beberapa jam. CME mulai dikenal sejak tahun 1973 dengan pengamatan yang dilakukan oleh 7th Orbiting Solar Observatory (OSO 7). Contoh CME dapat dilihat pada gambar 2.6. CME seringkali terjadi bersama-sama dengan flare atau prominens. Namun demikian ada juga yang terjadi tanpa flare. Jumlah kejadian CME sesuai dengan siklus sunspot. Pada saat matahari minimum kira-kira hanya ada 1 CME per minggu. Akan tetapi saat matahari maksimum dalam satu hari dapat terjadi rata-rata 2 sampai 3 CME per hari.

Gambar 2.6. CME pada tanggal 4 November 2003 (sumber: Solar and Heliospheric Observatory).. CME juga memegang peranan penting dalam hubungan matahari-bumi, terutama untuk jangka pendek. CME dapat mempengaruhi medan magnetik bumi, yang mengakibatkna badai geomagnetik. CME juga dapat mengganggu orbit dan opersional satelit. Di ionosfer, CME dapat menyebabkan terganggunya bahkan putusnya komunikasi radio dan komunikasi satelit.

3.5.

Angin Matahari

Matahari memancarkan aliran partikel-partikel yang disebut sebagai angin matahari (solar wind). Partikel-partikelnya terutama adalah proton dan elektron dengan kecepatan rata-rata sekitar 400 km/detik. Kecepatannya bahkan bisa mencapai 800 km/detik bila berasal dari lubang korona. Sumber angin matahari adalah korona. Di korona temperaturnya sangat tinggi sehingga gravitasi matahari tidak dapat menahan partikel-partikel tersebut dan lepas bersama garis-garis medan magnetik matahari.

98

MODUL OSN ASTRONOMI Interaksi antara medan magnet bumi dengan angin matahari dapat menyebabkan timbulnya badai di magnetosfer bumi. Aurora yang tampak di kutub (aurora borealis dan aurora australis) adalah akibat dari partikel-partikel angin matahari ini. Di ruang angkasa angin matahari ini akan membentuk heliosfer.

4. Penutup Sebagai sumber energi dan gangguan di lingkungan bumi, matahari memang tetap harus diteliti lebih dalam. Variasi di matahari yang berlangsung dalam waktu singkatpun harus tetap mendapat perhatian, karena perubahan apapun yang terjadi matahari pasti akan mempengruhi lingkungan bumi. Masih banyak hal yang harus dipecahkan ataupun ditemukan jawabannya berkaitan dengan aktivitas matahari. Perubahan suhu dari kromosfer ke korona yang begitu drastis, proses terbentuknya flare, dan terjadinya siklus bintik matahari masih menunggu untuk ditemukan jawabannya. Proses penelitian ilmiah dengan observasi yang makin canggih diharapkan dapat menjawab permasalahan mengenai matahari ini.

Pustaka Freeman, J.W., 2001, Storms in Space, Cambridge University Press. Friedmann, H., 1986, Sun and Earth, Scientific American Library Giovanelli, R., 1984, Secrets of the Sun, Cambridge University Press Marshall Space Flight Center, http://science.nasa.gov/ Phillips, K.J.H., 1992, Guide to the Sun, Cambridge University Press Solar and Heliospheric Observatory, http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Zirin, H., 1988, Astrophysics of the Sun, Cambridge University Press

99

MODUL OSN ASTRONOMI

FISIKA BINTANG BINTANG SEBAGAI BENDA HITAM  Benda hitam adalah suatu benda yang hanya memancarkan energi tanpa menyerap energi atau benda yang hanya menyerap energi tanpa memancarkan energi  Benda hitam yang memancarkan energi (seperti bintang), maka jumlah energi total yang dipancarkan setiap detiknya ke segala arah (disebut Luminositas) dapat dirumuskan sebagai (Hukum Stefan Boltzman) :

Dengan: σ ≡ tetapan Stefan Boltzman (5,67 x 10-8 W.m-2.K-4), e ≡ koefisien benda hitam (untuk bintang e = 1), R ≡ Jari-jari bintang, T ≡ Suhu mutlak benda hitam (dalam Kelvin). Suhu bintang yang dihitung melalui Hukum Stefan Boltzman tersebut disebut suhu efektif. Energi yang dipancarkan ini mencakup seluruh panjang gelombang elektromagnetik (dari gelombang radio sampai sinar gamma)  Tetapi ada panjang gelombang tertentu yang dipancarkan dengan intensitas yang lebih besar (disebut λmax)yang memiliki kebergantungan terhadap suhunya. Lihat grafik di bawah ini :

 Hubungan antara λmax dan T disebut Hukum Wien, yaitu : λmax. T = k, Dengan k ≡ konstanta Wien = 2,898 x 10-3 m.K 100

MODUL OSN ASTRONOMI SPEKTRUM BINTANG SEBAGAI RADIASI BENDA HITAM  Energi yang dipancarkan bintang berupa radiasi gelombang elektromagnetik yang mencakup seluruh rentang panjang gelombang :  Spektrum gelombang elektromagnet, atau biasa disebut spektrum cahaya umumnya dapat dibagi sebagai berikut: 1) Sinar gamma, dengan frekuensi 1019  10 25 Hz . 2) Sinar-X dengan frekuensi 1016  10 20 Hz . 3) Sinar ultraviolet dengan frekuensi 1015  1018 Hz .

101

MODUL OSN ASTRONOMI 4) Sinar tampak (visual) dengan frekuensi 4  1014  7,5  1014 Hz , atau sekitar

3 800 Å – 7 500 Å. Spektrum sinar tampak ini adalah sinar yang dapat dilihat oleh mata manusia, dan terbagi menjadi spektrum merah, jingga, kuning, hijau, biru, nila dan ungu. 5) Sinar inframerah dengan frekuensi 1011  1014 Hz . 6) Gelombang mikro dengan frekuensi 108  1012 Hz , seperti gelombang radar dan gelombang televisi. 7) Gelombang radio dengan frekuensi 10 4  108 Hz  Hubungan frekuensi dengan panjang gelombang dari gelombang elektromagnetik adlaah sbb : , dengan c adalah kecepatan cahaya (c = 3 x 108 m/s)  Diantara seluruh panjang gelombang tersebut, yang bisa mencapai permukaan bumi hanyalah gelombang radio dan gelombang cahaya tampak, karena itu teleskop landas bumi hanyalah menangkap kedua jenis gelombang tersebut.  Untuk dapat mendeteksi gelombang yang lain maka harus naik lebih tinggi lagi atau ke ruang angkasa

PENGUKURAN JARAK DENGAN CARA PARALAKS  Paralaks adalah gerak semu bintang (terhadap bintang latar belakang) karena gerak orbit bumi terhadap matahari

 Perhatikan segitiga siku-siku Bintang X, Matahari dan Bumi, maka

102

MODUL OSN ASTRONOMI  Karena sudut p sangat kecil (dalam radian), maka dapat dinyatakan sebagai berikut :

 p bisa dinyatakan dalam detik busur , karena 1 radian = 206265 detik busur, maka persamaan di atas menjadi :

 Jika jarak bumi-matahari dBM , dinyatakan dalam Satuan Astronomi (SA), maka dBM = 1, sehingga persamaan di atas menjadi (p dalam radian) :

 Untuk menyederhanakan rumus tersebut, dipilih satuan parsec (Parallax Second), biasa disingkat dengan pc. 1 parsec didefinisikan sebagai jarak sebuah bintang yang parallaksnya 1 detik busur dan jaraknya 206265 AU. 

Maka, jika parallax p dalam detik busur, sedangkan jarak bintang d dalam parsec (pc), maka formulasinya menjadi sebagai berikut :

 Satuan lain yang digunakan dalam astronomi adalah tahun cahaya (light year, ly). Tahun Cahaya adalah seberapa jauh jarak yang ditempuh cahaya, selama satu tahun.    6 Paralaks bintang terdekat : Bintang

Paralaks (“)

Jarak (Pc)

Jarak (t.c.)

Proxima Centauri

0,76

1,31

4,27

Alpha Centauri

0,74

1,35

4,40

Barnard

0,55

1,81

5,90

Wolf 359

0,43

2,35

7,66

Lalande 21185

0,40

2,52

8,22

Sirius

0,38

2,65

8,64

GERAK DIRI BINTANG  Matahari bersama bintang-bintang lain melakukan gerakan rotasi mengelilingi pusat galaksi dengan kecepatan sekitar 200-300 km/s.  Selain itu bintang juga memiliki gerak lokal dengan kecepatan sekitar 10 km/s.  Gerakan bintang di dalam ruang tersebut terlihat dari bumi dinamakan ‗proper motion‘ (gerak sejati = μ) bintang

103

MODUL OSN ASTRONOMI  Proper motion bintang sangat kecil, lebih kecil dari 10‖/tahun (yang terbesar Bintang Barnard 10‖,25 per tahun)

Kecepatan Tangensial Dari gambar di samping, dapat diperoleh hubungan :

Vt   d Jika μ (―/th) dan d (Pc) dan Vt (km/s), maka :

Vt  4,74 d Kecepatan Radial Kecepatan radial bintang dapat diperoleh dari analisis Doppler dari spektrum bintang. Dari perumusan efek Doppler, diperoleh hubungan : c = kecepatan cahaya Δλ = λdiamati – λdiam



diam



Vr c

Δλ  negatif : blue shift (mendekat), Δλ  positif : red shift (menjauh) Kecepatan Total (Kecepatan Gerak Bintang) Dengan mengetahui kecepatan tangensial Vt dan kecepatan radial Vr, maka kecepatan bintang dalam ruang (relatif terhadap kecepatan bumi) dapat diketahui :

V  Vt 2  Vr2 104

MODUL OSN ASTRONOMI FLUKS BINTANG  Fluks (F) dalam astronomi memiliki tiga pengertian, yaitu : 1) Besarnya energi dari bintang yang dipancarkan oleh tiap satuan luas permukaan bintang :

Dengan R adalah jari-jari bintang! Satuan F ≡ Watt/m2 2) Besarnya energi bintang yang diterima oleh pengamat pada jarak tertentu (disebut juga iradiansi) :

Dengan d adalah jarak bintang - pengamat! Satuan F ≡ Watt/m2. Energi matahari yang diterima oleh Bumi disebut konstanta Matahari, yang besarnya 1,368 x 103 W/m2 3) Besarnya energi matahari yang diterima oleh planet (luasnya permukaan planet yang menerima energi berbentuk lingkaran)

Dengan d adalah jarak matahari – planet dan R adalah jari-jari planet. Satuan F ≡ Watt  Albedo (Al) adalah perbandingan antara energi yang dipantulkan planet (Fpantul) dengan energi yang diterima planet (Eterima) dari matahari :

TERANG BINTANG  Hipparchus (160 - 127 B.C.) mengelompokkan bintang menurut terangnya, yaitu : Bintang paling terang  magnitudo = m = 1 Bintang paling lemah  magnitudo = m = 6  John Herschel  kepekaan mata menilai terang bintang bersifat logaritmik. Bintang dengan m = 1 adalah 100 kali lebih terang dari bintang dengan m = 6  Pogson (1856) memberi perumusan terang bintang secara matematis  m1 = 1  Energi yang dipancarkan E1 m2 = 6  Energi yang dipancarkan E2 Setiap selisih magnitudo = 5, maka perbedaan terang 100 kali, jadi : E1  100  n m2  m1  n5 E2 E1  2,512 ( m1  m2 ) E2

n  5 100  2,512 E m1  m2  2,5 log 1  E2

  

105

MODUL OSN ASTRONOMI Magnitudo Bintang Sirius, m = -1.41 Magnitudo Bulan Purnama, m = -12.5 Magnitudo Matahari, m = 26.5

 Contoh soal : Berapa kali lebih terangkah bintang dengan magnitudo 1 dibandingkan dengan bintang bermagnitudo 5 ? E

( m  m ) 1 Jawab : E  2,512 2 1

2

E1  2,512(15)  2,5124  39,8 kali E2

 Jika ada sebuah bintang sebagai bintang acuan yang diketahui magnitudonya, maka magnitudo bintang lain bisa ditentukan :

E  m1  m2  2,5 log 1   E2 

L1 R12 T14  2 4  Jika dua buah bintang dibandingkan Luminositasnya, maka diperoleh : L2 R2 T2  Jika dua buah bintang dibandingkan fluksnya maka diperoleh :

E1 d 22 R12 T14    E2 d12 R22 T24

MAGNITUDO MUTLAK  Didefinisikan Magnitudo Mutlak adalah magnitudo bintang yang diukur dari jarak 10 parsec, maka rumus Pogson menjadi :

m  M  5  5 log d Dengan d adalah jarak bintang dalam parsec BERBAGAI JENIS MAGNITUDO  Magnitudo bintang yang ditentukan dengan cara visual disebut magnitudo visual  Magnitudo bintang yang diukur dengan perlatan yang diberi filter (hanya melewatkan satu panjang gelombang tertentu saja) disebut berdasarkan filternya, misalanya magnitudo biru, magnitudo kuning, magnitudo ungu, dll.  Magnitudo Biru (mB (B) dan MB) dan magnitudo visual (mV dan MV) adalah magnitudo suatu bintang dihitung berdasarkan panjang gelombang biru (3500 Å). Rumus Pogson untuk magnitudo biru dan visual adalah

106

MODUL OSN ASTRONOMI

mB  2,5 log E B  C B

mV  2,5 log EV  CV CV dan CB adalah suatu konstanta yang sedemikian rupa sehingga mV = mB. Bintang Vega dengan kelas spektrum A0 dipilih sebagai standar, yaitu mV Vega = mB Vega.  Kuantitas CB dan CV ini dirumuskan sebagai B-V (indeks warna), sehingga diperoleh V = B – (B-V). Disebut indeks warna karena nilai B-V ini menunjukkan warna bintang, makin biru bintang (makin panas), makin negatif indeks warnanya begitu pula sebaliknya makin merah bintang (makin dingin) makin positif indeks warnanya.  Dalam sistem UBV dari Johnson dan Morgan dikenal 3 macam magnitudo menurut kepekaan panjang gelombangnya (panjang gelombang efektif), yaitu magnitudo ungu (U) pada U  3,50  10 7 m , magnitudo biru (B) pada B  4,35  10 7 m dan magnitudo visual (V) pada V  5,55  10 7 m . Jadi indeks warna pada U – B dan B – V dapat dihitung dengan membandingkan energi radiasi pada masing-masing panjang gelombang.  Rumus aproksimasi indeks warna dan temperatur dari sebuah bintang yaitu:

B  V  0,71 

7090 T

MAGNITUDO BOLOMETRIK  Magnitudo bolometrik adalah magnitudo rata-rata bintang diukur dari seluruh panjang gelombang. Rumus Pogson untuk magnitudo bolometrik adalah :

mbol  2,5 log Ebol  Cbol mbol  Mbol  5  5 log d  Koreksi antara magnitudo visual dan magnitudo bolometric dituliskan:

mV – mbol = BC. Nilai BC ini disebut Bolometric Correction , dengan demikian mbol = mV - BC.  Untuk bintang yang sangat panas, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah ultraviolet, sedangkan untuk bintang yang sangat dingin, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah inframerah (hanya sebagian kecil saja pada daerah visual). Untuk bintang-bintang seperti ini, harga BC – nya bernilai besar, sedangkan untuk bintang-bintang yang temperaturnya sedang, yang mana sebagian besar radiasinya pada daerah visual) harga BC – nya kecil, seperti pada Matahari (  5 300 Å).  Hubungan antara BC dan B – V untuk deret utama dapat digambarkan dalam grafik berikut:

107

MODUL OSN ASTRONOMI

Grafik antara koreksi bolometrik dan indeks warna.

PENYERAPAN CAHAYA BINTANG  Cahaya bintang yang sampai ke Bumi tentu akan mengalami penyerapan yang disebabkan oleh Materi antar Bintang dan oleh atmosfir Bumi  PENYERAPAN OLEH ATMOSFER BUMI  Partikel gas dalam atmosfer akan menyerap cahaya tadi sehingga cahaya yang sampai pada pengamat di Bumi akan berkurang dan bintang akan nampak lebih redup,  Cara terbaik untuk mengoreksi penyerapan oleh atmosfer adalah dengan mengukur bintang standar yang ada di daerah bintang yang akan diukur (bintang program).  Rumus yagn digunakan adalah sbb. :

0 

ms 1  ms 2 1,086(sec  s 1  sec  s 2 )

m p  m p 0  1,086  0 sec  p dimana m s1 adalah magnitudo bintang standar saat barada pada  s1 , ms 2 adalah magnitudo bintang standar saat berada pada  s 2 ,  p adalah jarak zenith bintang program, m p adalah magnitudo bintang program setelah penyerapan dan m0 adalah magnitudo bintang program sebelum penyerapan.  PENYERAPAN OLEH MATERI ANTAR BINTANG (MAB)  Gas dan debu (disebut Materi Antar Bintang – MAB) yang bertebaran di ruang angkasa juga menyerap energi bintang  Koreksi magnitudo untuk penyerapan ini diberi simbol AV, yakni pengurangan magnitudo tiap parsec.  Magnitudo yagn terukur di Bumi adalah magnitudo setelah penyerapan terjadi, untuk itu nilai B – V adalah nilai sesudah penyerapan dan nilai sebelum penyerapan (B – V)0 disebut warna intrinsic. 108

MODUL OSN ASTRONOMI  Perbandingan (selisih) antara (B – V) dan (B – V)0 disebut ekses warna (E(B-V) atau EBV)  Besarnya koefisien adsorbsi MAB (R) umumnya adalah 3,2. Besarnya intensitas cahaya yang terabsorbsi juga tergantung dari intensitas asli bintang itu, sehingga :

AV  R E BV  Selisih antara magnitudo semu visual (mV atau V) sesudah dan sebelum penyerapan adalah

V  V0  AV , dengan V0 adalah magnitudo sebelum penyerapan dan V adalah magnitudo sesudah penyerapan.  Adapun magnitudo semu biru sebelum penyerapan (B0) adalah

B0  V0  ( B  V ) 0 Dan untuk penghitungan sistem magnitudo ungu dapat dihitung dengan:

E (U  B)  0,72 E(B  V ) PELEMAHAN ENERGI BINTANG OLEH MATERI ANTAR BINTANG  Energi bintang sebenarnya mengalami pelemahan ketika sampai ke permukaan bumi, yaitu : 1) Oleh Materi Antar Bintang, yaitu partikel/ion/debu yang berada di ruang antar bintang. Hal ini akan menghalangi/menyerap/menghamburkan cahaya bintang yang ada di belakangnya. 2) Oleh atmosfir bumi.  Partikel/gas pada atmosfer bumi menyerap dan menghamburkan energi bintang yang lewat padanya, semakin tebal atmosfir yang dilewati maka semakin besar penyerapannya, sehingga ketinggian bintang (altitude) akan mempengaruhi koreksi yang diperlukan  Turbulensi atmosfer akan sangat mempengaruhi kualitas cahaya yang datang, karena efek inilah maka cahaya bintang tampak berkelap-kelip. 3) Oleh peralatan yang digunakan, misalnya penyerapan oleh kaca dari lensa teleskop, cacat pada lensa/cermin, ‗spider‘ yang ada pada teleskop reflektor, dll.  Materi antar bintang dapat dikategorikan menjadi dua, yaitu debu antar bintang dan gas antar bintang.  Debu antar bintang tersusun dari pertikel-pertikel es, karbon atau silikat, yang ukuran partikelnya besar (berorde 10-6 m) sehingga dapat menyerap dan menghamburkan cahaya yang lewat padanya, terbagi empat efek : 1) Nebula gelap  kumpulan besar debu yang menghalangi cahaya bintang di belakangnya, disebut nebula gelap seperti horsehead nebulae.

109

MODUL OSN ASTRONOMI 2) Efek redupan  kumpulan kecil debu,menyebabkan meredupnya cahaya bintang sekitar 1 magnitudo tiap 1 kiloparsec. Tanpa memperhitungkan efek ini, maka pengukuran jarak bintang akan memiliki kesalahan yang besar. 3) Efek pemerahan  Terjadi karena cahaya yang terhambur. Karena ukuran partikel debu yang kecil, maka hanya panjang gelombang yang pendek yang lebih terkena efek penghamburan ini (cahaya biru-ungu). Akibatnya cahaya yang sampai ke bumi kekurangan biru dan ungu dan tampak lebih merah dari seharusnya. 4) Nebula Pantulan  Hamburan cahaya biru oleh debu akan menerangi daerah sekitarnya sehingga awan debu akan tampak berwarna biru. Contoh : gugus Pleiades di Taurus, Trifid Nebula di Sagitarius.  Gas antar bintang tersusun atas kebanyakan gas Hidrogen dan sedikit Helium. Gas antar bintang dapat terlokalisasi dan menjadi cukup rapat hingga kerapatan 105 atom per cm3 (normalnya 1 atom per cm3 – bandingkan dengan kerapatan udara di permukaan laut yang mencapai 1019 molekul per cm3). Lokalisasi gas antar bintang ini disebut nebula, dan merupakan tempat kelahiran bintang. Bintang-bintang muda dalam kawasan nebula ini mengalami efek penyerapan oleh gas dalam nebula. Terbagi dua : 1) Daerah H II (Nebula Emisi) Bintang muda dan panas (golongan B dan O) yang terletak di dekat (atau dikelilingi) nebula gas, maka pancaran UV kuat dari bintang akan mengionisasi gas Hidrogen dalam nebula itu dan gas akan memancarkan gelombang cahaya tampak (berpendar). Contoh: Nebula Orion, Nebula Lagoon. Berdarkan teori evolusi bintang, ada dua macam lagi nebula jenis ini yang terkait dengan akhir hidup suatu bintang, yaitu planetary nebulae, yaitu nebula gas yang terbentuk karena bintang melontarkan selubung luarnya dan bintang sumber tersebut yang mengionisasi selubung gas yang dilontarkan tersebut. Dalam pengamatan terlihat nebula yang berbentuk lingkaran dan di tengah-tengahnya ada bintang induknya. Yang kedua adalah nebula gas sisa ledakan bintang (supernova) yang juga terionisasi karena bintang induknya yang meradiasikan energi yang mengionisasi gas tersebut. 2) Daerah H I (Awan Hidrogen netral) Di dekat daerah ini tidak ada bintang yang dapat mengionisasi hidrogen sehingga awan ini bersifat gelap, dingin dan transparan. Tetapi karena daerah ini sangat besar dan kerapatan yang sangat rendah, maka dapat terjadi emisi spektrum yang tidak bisa terjadi di laboratorium di bumi, seperti transisi terlarang pada atom oksigen (mengemisikan cahaya tampak) atau elektron spin flop (terjadi pada atom yang ‗diam‘ dalam rentang waktu 1 juta tahun) yang menghasilkan pancaran gelombang radio 21 cm

110

MODUL OSN ASTRONOMI PEMBANGKITAN ENERGI DI DALAM BINTANG 1) Reaksi inti di dalam bintang Sumber energi yang dimiliki sebuah bintang tidak lain hanyalah dari reaksi termonuklir di inti bintang. Reaksi paling dasar adalah mengubah 4 atom Hidrogen menjadi satu atom Helium (disebut reaksi proton-proton). Reaksi ini sebenarnya membutuhkan suhu dan tekanan yang amat tinggi, yaitu suhu sebesar 16 juta derajat Celsius dan tekanan 71 juta atm. Inti bintang harus memenuhi syarat ini baru dapat terjadi reaksi termonuklir proton-proton. Siklus proton-proton akan mengubah 4 inti hidrogen (4 x 1,00813 sma) menjadi 1 inti helium (4,00386 sma) dan massa yang hilang (0,0286 sma) diubah menjadi energi dengan persamaan Einstein (E=m.c2) yang setara dengan 26,73 MeV. Siklus proton-proton yang terjadi di pusat matahari setiap detiknya akan mengubah sekitar 630 juta ton Hidrogen diubah menjadi 625,4 juta ton Helium. Sisa massa (4,6 juta ton) akan berubah menjadi energi dan menjadi Luminositas Matahari – energi total yang dipancarkan oleh matahari ke segala arah setiap detiknya. Tiap detiknya matahari memancarkan 3,826 x 1026 joule yang setara dengan gabungan seluruh pembangkit energi di bumi yang bekerja selama 3 juta tahun! Reaksi inti ini membutuhkan suhu dan tekanan yang amat tinggi, sebesar 16 juta derajat Celsius dan tekanan 71 juta atm.

yaitu suhu inti

2) Perkiraan usia bintang Reaksi inti yang terjadi di dalam bintang perlahan-lahan akan ‗membakar‘ hidrogen dalam bintang, kemudian dilanjutkan dengan ‗pembakaran‘ Helium, dan kemudian berturut-turut adalah ‗pembakaran‘ karbon, oksigen, neon, magnesium, silikon dan inti terakhir yang tidak bisa lagi ‗dibakar‘ adalah inti besi. Pembakaran ini tidak akan sama untuk semua bintang karena tergantung massa bintang tersebut. Usia bintang secara umum bisa diperoleh melalui rumus hampiran berikut ini : (

)

Denga Mbintang dalam M , nilai n bergantung pada massa bintang. Jika M < 10 M maka n = 3, jika M > 30 M maka n = 2, selain itu nilai n diantara 2 dan 3. HUKUM KIRCHOFF TENTANG SPEKTRUM  Pada tahun 1859, Gustaf R. Kirchoff seorang ahli fisika dari Jerman mengemukakan tiga hukum mengenai pembentukan spektrum dalam berbagai keadaan fisis. Ketiga hukum itu adalah sebagai berikut : 1. Apabila suatu benda, cair atau gas, bertekanan tinggi dipijarkan, benda tersebut akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang. Spektrum ini disebut Spektrum Kontinu.

111

MODUL OSN ASTRONOMI 2. Gas bertekanan rendah jika dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna atau panjang gelombang tertentu saja. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis emisi. Letak setiap garis tersebut (panjang gelombangnya) merupakan ciri khas gas yang memancarkannya, Unsur yang berbeda memancarkan garis yang berlainan juga. Spektrum ini disebut Spektrum Emisi. 3. Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang dingin dan bertekanan rendah, gas tersebut akan menyerap cahaya tadi pada warna atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya, akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dilewatkan itu diselingi garis-garis gelap yang disebut garis serapan atau garis adsorbsi. Spektrum ini disebut Spektrum Adsorbsi. Letak garis ini sama dengan letak garis emisi yang dipancarkan gas dingin itu andaikan gas tadi dipijarkan.

KLASIFIKASI KELAS SPEKTRUM BINTANG  Klasifikasi bintang berdasarkan kelas spektrumnya didasarkan pada temperatur bintang. Perbedaan temperatur menyebabkan perbedaan tingkat energi pada atom-atom dalam bintang yang menyebabkan perbedaan tingkat ionisasi, sehingga terjadi perbedaan spektrum yang dipancarkan.  Warna bintang akan makin biru bila suhu makin panas akibat panjang gelombang maksimum yang dipancarkan berada pada panjang gelombang pendek (biru), begitu pula makin dingin suatu bintang akan makin merah warnanya (Hukum Wien).  Kelas spektrum bintang (menunjukkan suhunya dan komposisi kimianya) diklasifikasikan oleh Miss Annie J. Cannon : O B A F G K M, dengan bintang kelas O adalah bintang yang paling panas (T > 30.000 K) dan bintang kelas M adalah bintang yang paling dingin (T < 3000 K). Setiap kelas juga dibagi lagi menjadi 10 sub kelas, mis : A0, A1, A2, … A9, dengan angka semakin besar berarti temperatur semakin rendah. Ciri-ciri setiap kelas spektrum sbb. :

112

MODUL OSN ASTRONOMI 1. Kelas Spektrum O Bintang kelas O adh bintang yg paling panas,temperatur permukaannya lebih dari 30.000 Kelvin. Bintang deret utama kelas O adh bintang yg nampak paling biru, walaupun kebanyakan energinya dipancarkan pda panjang gelombang ungu & ultraungu. Dalam pola spektrumnya, garis serapan terkuat berasal dari atom Helium yg terionisasi 1 kali (He II) & karbon yang terionisasi dua kali (C III). Garis serapan dari ion lain juga terlihat,diantaranya yg berasal dari ion-ion oksigen, nitrogen (terionisasi 2x) , dan silikon (terionisasi 3x). Garis Balmer Hidrogen (hidrogen netral) tidak tampak karena hampir seluruh atom hidrogen berada dalam keadaan terionisasi. Bintang deret utama kelas O sebenarnya adalah bintang paling jarang di antara bintang deret utama lainnya (perbandingannya kira-kira 1 bintang kelas O di antara 32.000 bintang deret utama), tapi karena paling terang, maka tidak terlalu sulit untuk menemukannya. Bintang kelas O bersinar dengan energi 1 juta kali energi yg dihasilkan Matahari. Karena begitu masif, bintang kelas O membakar bahan bakar hidrogennya dengan sangat cepat, sehingga ini jenis bintang yg pertama kali meninggalkan deret utama. Contoh : Bintang 10 Lacerta dan Alnitak 2. Kelas Spektrum B Bintang kelas B adh bintang yg cukup panas dengan temperatur permukaan antara 11.000-30.000 K & berwarna putih-biru. Dalam pola spektrumnya garis serapan terkuat berasal dari atom Helium yg netral. garis silikon terionisasi satu kali dan dua kali serta garis oksigen terionisasi terlihat. Garis-garis Balmer untuk Hidrogen (hidrogen netral) nampak lebih kuat dibandingkan bintang kelas O. Bintang kelas O & B memiliki umur yg sangat pendek, sehingga tak sempat bergerak jauh dari daerah dimana mereka dibentuk & karena itu cenderung berkumpul bersama dalam sebuah asosiasi OB. Contoh : Rigel dan Spica 3. Kelas Spektrum A Bintang kelas A memiliki temperatur permukaan antara 7.500-11.000 K & berwarna putih. Karena tidak terlalu panas maka atom hidrogen didalam atmosfernya berada dalam keadaan netral maka garis Balmer akan terlihat paling kuat pada kelas ini. Beberapa garis serapan logam terionisasi,seperti magnesium,silikon,besi & kalsium yg terionisasi satu kali (Mg II, Si II, Fe II dan Ca II) juga tampak dalam pola spektrumnya. Garis logam netral tampak lemah. Contoh : Sirius dan Vega 4. Kelas Spektrum F Bintang kelas F memiliki temperatur permukaan 6000-7500 K,berwarna putihkuning.Spektrumnya memiliki pola garis Balmer yg lebih lemah daripada bintang kelas A tetapi masih jelas. Garis-garis kalsium, besi dan kromium terionisasi satu kali dan juga garis besi dan kromium netral serta garis-garis logam lainnya mulai terlihat. Contoh : Canopus dan Procyon 113

MODUL OSN ASTRONOMI 5. Kelas Spektrum G Bintang kelas G adh yg paling banyak dipelajari karena Matahari adalah bintang kelas ini. Bintang kelas G memiliki temperatur permukaan antara 5000-6000 K & berwarna kuning. Garis Balmer pada bintang kelas ini lebih lemah daripada bintang kelas F, tetapi garis ion logam & logam netral semakin menguat. Pita molekul CH (GBand) tampak sangat kuat. Profil spektrum paling terkenal dari kelas ini adalah profil garis-garis Fraunhofer. Contoh : Matahari, Capella, Alpha Centauri A 6. Kelas Spektrum K Bintang kelas K berwarna jingga memiliki temperatur sedikit lebih dingin daripada bintang sekelas Matahari, yaitu antara 3500-5000 Kelvin. Beberapa bintang kelas K adalah raksasa & maharaksasa, seperti Arcturus. Bintang kelas K memiliki garisgaris Balmer yang sangat lemah. Garis logam netral tampak lebih kuat dan mendominasi daripada bintang kelas G. Garis-garis molekul Titanium Oksida (TiO) mulai tampak. Contoh : Alpha Centauri B, Arcturus, Aldebaran 7. Kelas Spektrum M Bintang kelas M adh bintang dengan populasi paling banyak. Bintang ini berwarna merah dengan temperatur permukaan lebih rendah daripada 3500 Kelvin. Semua katai merah adalah bintang kelas ini. Proxima Centauri adalah salah satu contoh bintang deret utama kelas M. Kebanyakan bintang yg berada dalam fase raksasa & maharaksasa, seperti Antares & Betelgeuse merupakan kelas ini. Garis serapan di dalam spektrum bintang kelas M terutama berasal dari logam netral. Garis Balmer hampir tidak tampak. Garismolekul Titanium Oksida (TiO) sangat jelas terlihat. Contoh : Proxima Centauri, Antares, Betelgeuse. KELAS LUMINOSITAS  Kelas luminositas adalah penggolongan bintang berdasarkan luminositas atau dayanya. Pada tahun 1913 Adams dan Kohlschutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menunjukkan luminositas bintang. Semakin tebal garis spektrum, maka luminositas semakin kuat, yang artinya radiusnya semakin besar. Pada tahun 1943 Morgan, Keenan dan beberapa rekannya di Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas (disebut klasifikasi Morgan-Keenan – MK), yaitu: kelas Ia

: maharaksasa yang sangat terang

kelas Ib

: maharaksasa yang kurang terang

kelas II

: raksasa yang terang

kelas III

: raksasa

kelas IV

: subraksasa

kelas V

: deret utama 114

MODUL OSN ASTRONOMI  Klasifikasi kelas bintang sekarang adalah gabungan dari Miss Cannon dan Morgan-Keenan, contoh : bintang M2 V atau O9 Ia. DIAGRAM HERTZSPRUNG – RUSSEL (DIAGRAM HR)  Diagram HR merupakan diagram yang menggambarkan kelas bintang dimana kelas spektrum (temperatur efektif) pada absis dan kelas luminositas (energi) pada ordinatnya.  Makin panas suatu bintang, makin ke kiri letaknya, dan makin dingin suatu bintang makin ke kanan letaknya.  Makin besar luminositas suatu bintang (magnitido absolutnya kecil) makin di atas letaknya dan makin kecil luminositas bintang (M-nya besar) makin di bawah letaknya dalam diagram.  Katai putih adalah bintang yang luminositasnya kecil, tetapi suhunya sangat tinggi memiliki jejarinya yang kecil

115

MODUL OSN ASTRONOMI

EVOLUSI BINTANG  Bintang seperti juga hidup manusia, mengalami proses dari kelahiran, kehidupan dan kematian  Bermula dari awan molekul raksasa yang memampat dan menjadi bintang lalu meledakdan kembali lagi ke awan molekul raksasa  Untuk lebih jelasnya, perhatikan skema evolusi bintang berikut ini : Awan molekul raksasa  Bok Globule  Proto star  Bintang Deret Utama  Bintang Evolusi Lanjut  Bintang evolusi akhir  Awan molekul raksasa  Kerapatan 104 – 106 atom/cm3, ukuran 50-300 tc, massa 104 M , suhu 10-30 K, Hidrogen merupakan atom yang dominan kelimpahannya.  Bok Globule  Terjadi sesuatu yang menyebabkan terpecahnya/termampatkannya awan molekul raksasa menjadi awan yang lebih mampat yang disebut bok globule,  Proto star  Bok Globule semakin mampat (karena gravitasi), panas (karena pengerutan) dan berotasi. Jika massa Bok globule melebihi batas massa Jeans (yang bergantung suhu, kerapatan dan berat jenis molekul) maka pengerutan gravitasi dapat terus berlangsung dan bok globule menjadi semakin panas dan berpijar, 116

MODUL OSN ASTRONOMI disebut proto star. Sumber utama panas yang dihasilkan adalah dari pengerutan gravitasi.  Bintang deret utama  Jika suhu pusat proto star mencapai lebih dari 10 juta K, maka akan terjadi pembakaran hidrogen dan bintang memasuki deret utama dalam diagram Hertzprung Russel, disebut Zero Ages Main Sequences (ZAMS). Pembakaran Hidrogen adalah sumber utama energi bintang pada tahap ini. Helium yang dihasilkan perlahan-lahan akan menumpuk di inti bintang dan disebut pusat Helium. Tekanan pengerutan gravitasi ke dalam diimbangi oleh tekanan radiasi ledakan nuklir dipusat bintang. Bintang berada dalam keadaan setimbang hidrostatis. Jika massa protostar < 0,075 M , maka pembakaran hidrogen tidak akan pernah terjadi dan proto bintang mendingin secara perlahan-lahan (gagal menjadi bintang), disebut katai coklat. Contoh : Planet Jupiter. Jika massa bintang deret utama berada di bawah 0,7 M , maka bintang tidak akan berlanjut ke bintang evolusi lanjut, tetapi semakin mendingin dan menjadi katai gelap  Bintang evolusi lanjut  terjadi jika massa pusat Helium telah mencapai 10% - 20% massa bintang (disebut batas Schonberg Chandrasekar). Hal yang terjadi adalah pusat Helium runtuh dengan cepat karena tekanan dari radiasi pembakaran hidrogen tidak dapat lagi menahan tekanan gravitasi ke dalam. Keruntuhan pusat helium menyebabkan terjadinya reaksi triple alpha yang membakar helium menjadi karbon (disebut helium flash, yang terjadi dengan sangat cepat – dalam orde jam). Bagian luar bintang mengembang keluar dan menjadi bintang raksasa merah atau maharaksasa merah. Kemudian hal yang mirip terus terjadi dan di pusat bintang terbentuk bermacammacam inti pusat hasil pembakaran sebelumnya, yaitu : Hidrogen  Helium  Karbon  Oksigen  Neon  Magnesium  Silikon  Besi. Tidak semua bintang evolusi lanjut memiliki semua inti tersebut, karena inti pusat terakhir dari sebuah bintang sangat tergantung pada massanya  Evolusi akhir bintang akan bergantung pada massanya, sbb : 1) Bintang bermassa di bawah 0,5 M tidak akan melanjutkan ke pembakaran Helium, Setelah hidrogennya menipis, bintang tidak lagi memiliki sumber energi dan akan menjadi gelap, disebut katai gelap 2) Bintang bermassa dibawah 6 M akan mengalami pembakaran Helium, tetapi tidak sanggup membakar karbon atau oksigen, akan berubah menjadi bintang yang tidak stabil, mengalami denyutan yang sangat kuat yang melontarkan massa bintang itu dan menyingkapkan intinya yang panas, yang disebut katai putih. Pelontaran massa teramati sebagai planetary nebula dengan bintang katai putih berada di tengahnya. Bintang katai putih akan memancarkan radiasinya selama milyaran tahun lalu menjadi katai gelap. Jika bintang mengalami habis bahan bakar di pusatnya, maka tekanan gravitasi akan memampatkan bintang sehingga materi menjadi sangat mampat (ρ > 105 gr/cm3) dan elektron yang berada pada keadaan tersebut disebut elektron terdegenerasi sempurna, disebut bintang katai putih dengan kondisi ekstrim dimana elektron-elektron yang dimampatkan secara maksimum berada pada ruang 117

MODUL OSN ASTRONOMI yang sangat sempit tetapi pergerakannya ditahan/tidak boleh melanggar prinsip larangan Pauli (tidak ada dua elektron yang memiliki sifat-sifat yang sama). Prinsip ini akan memberikan tekanan balik yang dapat melawan tekanan pengerutan gravitasi lebih lanjut. Gravitasi dapat mengalahkan tekanan elektron terdegenerasi sempurna jika massa bintang katai putih melebihi massa kritis yang dihitung oleh Chandrasekar, yaitu 1,44 M , bintang akan terus mengerut hingga menjadi bintang neutron atau lubang hitam. Elektron pada kondisi terdegenerasi sempurna dapat bergerak bebas (bersifat sebagai logam) dan dapat menahan tekanan yang sangat besar tanpa mengalami perubahan volume, juga tekanannya tidak dipengaruhi oleh temperatur. 3) Bintang bermassa diantara 6 M - 10 M akan mengalami pembakaran Karbon yang sangat eksplosif sehingga bintang akan meledak dan menjadi hacur berantakan. 4) Bintang dengan massa awal lebih dari 10M akan mencapai inti besi dipusatnya yang pada suhu sangagt tinggi akan terurai menjadi helium. Reaksi penguraian ini tidak menghasilkan energi, tetapi menyerap energi, karena itu struktur bintang berubah total disebabkan energi yang diserap mengakibatkan tekanan menjadi hilang di pusat bintang (meskipun suhu masih sangat tinggi), akhirnya bintang runtuh dengan dahsyat oleh gaya gravitasi. Keruntuhan ini menyebabkan banyak unsur ‗terjebak‘ dipusat bintang yang suhunya sangat tinggi, maka terjadilah reaksi inti yang sangat dipercepat oleh suhu tinggi (reaksi yang secara normal terjadi dalam orde jutaan tahun terjadi hanya dalam orde detik) . Akibatnya timbul ledakan nuklir yang sangat dahsyat di pusat bintang (supernova). Bagian luar bintang terlempar dengan kecepatan puluhan ribu km/s dan bagian pusatnya runtuh menjadi benda yang sangat mampat. Pusat bintang yang runtuh menjadi sangat mampat, elektron dipaksa untuk mendekat bahkan menembus inti atom sehingga menyatu dengan proton dan menghasilkan neutron. Tekanan neutron yang terdegenerasi sempurna akan menghentikan laju pemampatan bintang dan menghasilkan bintang yang kaya dengan gas neutron yang rapat massanya mencapai 1015 gr/cm3 ( 1 milyar ton tiap cm3!). Tidak ada atom, yang ada adalah hanyalah neutron dengan sedikit campuran elektron, proton dan inti berat. Bintang ini disebut bintang neutron yang berjarijari hanya sekitar 10 km saja meskipun massanya setara dengan massa Matahari. Jika pusat bintang masih bermassa 3M , maka tekanan neutron terdegenerasi tidak akan sanggup menghentikan pemampatan gravitasi dan bintang berubah menjadi lubang hitam (black hole)  Pulsar (pulsating radio source – sumber radio yang berdenyut) adalah bintang neutron yang berputar dengan cepat. Medan magnet yang dihasilkan oleh kutubkutub bintang neutron sangat besar (1012 – 1013 gauss, bandingkan dengan medan magnet sunspot Matahari yang sekitar 102 – 103 gauss). Besarnya medan magnet ini dihasilkan dari terjeratnya medan magnet oleh materi yang termampatkan karena keruntuhan gravitasi hingga kekuatannya menjadi berlipat kali ganda. Pemancaran 118

MODUL OSN ASTRONOMI gelombang radio dari kedua kutubnya disebabkan oleh pancaran energi elektron berkecepatan tinggi yang bergerak dengan tempuhan spiral dalam medan magnet (disebut pancaran synchroton), hal ini menyebabkan kita bisa mendeteksi sinyal radio yang berulang dengan periode sangat cepat tetapi sangat teratur dengan orde dibawah satu detik. Contoh : Pulsar di tengah nebula kepiting memiliki periode 0,0033 detik. Hanya bintang neutron yang memenuhi syarat sebagai asal muasal pulsar di langit.

SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN 1. (SOP 2008) Sinar matahari terutama berasal dari a. Corona b. Flare c. Fotosfer d. Kromosfer e. Sunspot 2. (SOP 2008) Temperatur fotosfer matahari dalam derajat Kelvin kira-kira; a. 1.000.000 b. 5.800 c. 5.000.000 d. 20.000 e. 3.000 3. (SOP 2008) Garis Fraunhover adalah; a. Filamen tipis dan terang yang terlihat dalam foto matahari dalam cahaya hidrogen atom b. Garis emisi dalam spektrum piringan hitam c. Garis emisi dalam spektrum korona ketika diamati selama gerhana matahari total d. Garis absorpsi berbagai elemen dan spektrum piringan hitam e. Garis absorpsi dalam spektrum flare matahar 4. (SOP 2008) Radius matahari besarnya 110 kali radius bumi dan densitas rata-ratanya ¼ densitas rata-rata Bumi. Dengan data ini, massa matahari besarnya; a. 1.330.000 b. 330.000 119

MODUL OSN ASTRONOMI c. 25.000 d. 3.000 e. 10.000 5. (SOP 2007) Spektrum matahari memiliki intensitas paling besar dalam k) Frekuensi radio l)

Bagian inframerah dari spektrum

m) Bagian biru-hijau dari spektrum n) Bagian ultraviolet dari spektrum o) Sinar X 6. (SOP 2007) Matahari memiliki radius 110 kali radius Bumi dan kerapatan rata-ratanya ¼ kali kerapatan Bumi. Jadi massa Matahari adalah a. 1.330.000 kali massa Bumi b. 330.000 kali massa Bumi c. 25.000 kali massa Bumi d. 3.000 kali massa Bumi e. 300 kali massa Bumi

7. (SOP 2006) Elemen kimia dalam atmosfer Matahari dapat diidentifikasi dengan

f. Pergeseran Doppler g. Mengukur temperatur piringan Matahari h. Karakteristik garis absorpsi dalam spektrum Matahari i. Mengamati warna Matahari melalui atmosfer Bumi saat senja j. Mengamati Matahari saat Gerhana Matahari Total 8. (SOP 2006) If the Sun‘s rotation were stopped,

f. the orbits of planets would be changed markedly g. the orbits of planets would remain the same h. the pattern of the seasons on Earth would be changed i. tides on the Earth would cease j. the Earth would escape from the Earth 120

MODUL OSN ASTRONOMI 9. (SOK 2005) Banyaknya bintik Matahari menjadi menunjukkan: a. keaktifan Matahari sehingga banyak zarah bermuatan terlempar keluar b. mulai melemahnya daya Matahari c. sudah saat Matahari berevolusi menjadi bintang raksasa d. menjelang kehabisan bahan bakar nuklir e. gempa dan letupan di Matahari 10. (SOK 2005) Pilih pernyataan yang BENAR a. Matahari adalah sebuah bintang yang menjadi pusat Tatasurya, dan sekaligus menjadi pusat Galaksi kita b. Dengan temperatur 6000 K, Matahari merupakan bintang yang terpanas dalam jagat raya c. Materi yang membangun Matahari dapat berujud padat, cair atau gas d. Panas Matahari berasal dari proses nuklir e. Pada saat gerhana matahari total, Bulan menutupi seluruh piringan Matahari; berarti Bulan mempunyai garis tengah yang sama dengan Matahari 11. (SOP 2004) Komposisi materi Matahari sebagian besar terdiri dari ………………… F. helium G. metana H. hidrogen I. amoniak J. oksigen 12. (SOP 2004) Bintik Matahari berwarna gelap disebabkan oleh ………………… A. planet dan asteroid melintas Matahari B. medan magnetik kuat C. aliran gas ke atas D. awan di Matahari E. reaksi nuklir di dalam Matahari 13. (SOP 2004) Apa yang menyebabkan Matahari bersinar? 14. (SOP 2009) Sebuah bintang mempunyai gerak diri (proper motion) sebesar 5―/tahun (5 detik busur/tahun), dan kecepatan radialnya adalah 80 km/s. Jika jarak bintang ini adalah 121

MODUL OSN ASTRONOMI 2,5 pc, berapakah kecepatan linier bintang ini? a. 85,73 km/s b. 91,80 km/s c. 94,84 km/s d. 96,14 km/s e. 99,55 km/s 15. (SOP 2007) Paralaks trigonometri sebuah bintang diamati sebagai perubahan posisi bintang relatif terhadap bintang-bintang di latar belakang akibat revolusi bumi terhadap matahari. Jelaskan bagaimana membuat pengamatan gerak diri bintang tanpa dipengaruhi oleh paralaks bintang ! Dan jelaskan bagaimana mengkoreksi gerak diri bintang ketika kita ingin menghitung paralaksnya ! 16. (SOP 2006) Selubung yang mengelilingi sebuah nova mengembang dengan kecepatan 2 detik busur pertahun dilihat dari Bumi. Garis hidrogen 4861 A yang berasal dari arah pusat nova bergeser 28 Å ke arah panjang gelombang pendek dari posisinya dalam spektrum bintang. Berapa jarak nova tersebut? 17. ( O S N 2 0 0 5 ) Sebuah bintang mempunyai paralaks 0,474 detik busur dan gerak diri (proper motion) bintang tersebut adalah 3,00 detik busur per tahun. Jika kecepatan radial bintang adalah 40 km per detik, tentukanlah kecepatan linier bintang tersebut. 18. (OSN 2005) Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa spektrum sebuah bintang memperlihatkan adanya garis-garis absorpsi dari unsur-unsur helium netral, helium terionisasi satu kali dan silikon terionisasi dua kali. Dari hasil pengukuran, ternyata garisgaris absorpsi ini panjang gelombangnya mengalami pergeseran seperti yang diperlihatkan pada tabel di bawah. Panjang gel diam (o)

Panjang gel yang diamati (Obs)

Helium netral (He I)

4471,7 Ǻ

4473,2 Ǻ

Helium terionisasi satu kali (He II)

4685,7 Ǻ

4687,3 Ǻ

Helium terionisasi satu kali (He II)

5411,5 Ǻ

5413,2 Ǻ

Helium terionisasi satu kali (He II)

4541,6 Ǻ

4543,1 Ǻ

Silikon terionisasi dua kali (Si III)

4552,6 Ǻ

4554,1 Ǻ

Unsur

122

MODUL OSN ASTRONOMI a. Berdasarkan hasil pengamatan garis-garis spektrum di atas, tentukanlah kecepatan radial bintang tersebut! b. Apakah bintang tersebut menjauh atau mendekati pengamat? Jelaskan jawaban kamu! c. Berdasarkan unsur-unsur kimia yang tampak pada spektrum bintang yang diamati ini apakah bintang tersebut termasuk bintang dingin atau bintang panas? Jelaskan jawaban kamu! d. Apabila paralaks bintang tersebut adalah p = 0,12 detik busur dan gerak dirinya (proper motion) adalah  = 2 detik busur/tahun, tentukanlah gerak linier bintang tersebut! 19. (SOP 2009) Energi Matahari yang diterima oleh planet Saturnus persatuan waktu persatuan luas (Fluks) adalah 13 W per m2. Apabila jejari Saturnus 9 kali jejari Bumi, dan jika albedo Saturnus 0,47 dan albedo Bumi 0,39, maka perbandingan luminositas Bumi terhadap luminositas Saturnus, LB/LS adalah … a. 1,02 b. 1,52 c. 2,02 d. 2,52 e. 3,02 21. (SOP 2009) Dua bintang mempunyai temperatur yang sama, masing-masing mempunyai jejari R1 dan R2. Perbedaan energi yang dipancarkan adalah L1 = 4L2. Maka jejari R1 adalah a. 2 R2 b. 4 R2 c. 8 R2 d. 16 R2 e. 64 R2 22. (SOP 2009) Gambar di bawah adalah spektrum sebuah bintang. Berdasarkan spektrum bintang ini, tentukanlah temperatur bintang tersebut. a. 20 000 K b. 15 500 K

123

MODUL OSN ASTRONOMI c. 12 250 K d. 7 250 K e. 5250 K 23. (SOP 2009) Hitunglah enerji matahari yang jatuh pada selembar kertas dengan luas 1m2 di permukaan bumi. Abaikan serapan dan sebaran oleh atmosfer bumi, dan gunakan hukum pelemahan radiasi. Apabila dibandingkan dengan sebuah bola lampu 100 W maka harus diletakkan pada jarak berapa agar lampu tersebut setara dengan energi matahari? 24. (SOP 2008) Diketahui jarak Centarury A dari Matahari adalah 4,4 tahun cahaya dan magnitudo semu Matahari dilihat dari Bumi adalah, m = 26. Koordinat ekuatorial Centaury A adalah ( , ) = (14h39,5m, 60o50‘). Seorang astronot dari Bumi pergi ke bintang itu kemudian melihat ke arah Matahari. Jika astronot itu menggunakan peta bintang dari Bumi dan menggunakan sistem koordinat ekuatorial Bumi dengan acuan bintang-bintang yang sangat jauh, berapakah koordinat ekuatorial dan magnitudo matahari menurut astronot itu ? 25. (SOP 2007) Pada jarak 1 SA (150.000.000 km) sinar matahari memberikan daya 1,4 kilowatt per m2. berapa total daya yang diterima untuk seluruh arah ? 26. (SOP 2007) Sebuah gugus bola X memiliki total magnitudo semu visual V = 13 mag, dan magnitude total absolutnya dalam visual Mv = -4.5. gugus bola tersebut berjarak 11,9 kiloparsec dari pusat Galaksi Bima Sakti, dan berjarak 0,5 kiloparsec kearah selatan bidang Galaksi. Jika jarak dari Matahari/Bumi ke pusat Galaksi sebesar 8,5 kiloarsec, hitung berapa besar absorpsi yang diakibatkan oleh materi antar bintang dari Matahari ke gugus bola X ! 27. (OSN 2007) Bila magnitudo absolut Supernova tipe II pada saat maksimum adalah Mv = – 18 dan diketahui serapan rata – rata, Av, persatuan jarak , d, di arah piringan Galaksi (Av / d) = 2 mag per kpc maka pada saat survey Supernova di Galaksi dengan mata bugil hanya bisa diamati Supernova pada jarak f. kurang dari 5 kpc g. kurang dari 10 kpc h. hanya antara 5 dan 10 kpc i. kurang dari 3 kpc j. berapa saja karena Supernova obyek yang sangat terang 28. (OSN 2007) Misalkan sebuah bintang mempunyai temperature efektif T = 10000 K, dan radiusnya 3 x 108 m, apabila jarak bintang ini adalah 100 pc, tentukan apakah bintang ini dapat dilihat dengan mata telanjang atau tidak? Jelaskan jawabanmu

124

MODUL OSN ASTRONOMI 29. (SOK 2006) Dua buah bintang mempunyai ukuran yang sama, tetapi temperaturnya berbeda. Apabila kedua bintang dilihat dari jarak yang sama maka bintang yang lebih panas akan tampak A.

lebih biru dan lebih terang

B.

lebih merah terang

dan

lebih

C.

lebih biru, tapi lebih lemah

D.

lebih biru, tapi lebih lemah

E.

sama terang dengan bintang yang lebih dingin

30. (SOK 2006) Terang semu bintang menunjukkan

A. jumlah foton cahaya bintang yang sampai ke Bumi B. daya bintang C. jarak bintang D. banyaknya materi antar bintang E. diameter sudut bintang 31. (SOK 2006) Dua bintang terangnya sama, kemungkinan

A. jarak dan dayanya sama B. jaraknya berbeda dayanya sama C. jaraknya sama dayanya berbeda D. jarak dan radiusnya berbeda, dayanya sama E. jarak dan radiusnya sama, dayanya berbeda 32. (SOK 2006) Bintang terang dan paling dekat merupakan ganda visual dengan separasi 10 detik busur. Bintang tersebut A. dilihat sebagai dua buah bintang oleh mata bugil manusia B. dilihat terpisah melalui teropong bintang yang panjang fokusnya 1 meter C. tidak dapat dilihat terpisah melalui teropong yang panjang fokusnya 1 meter D. harus dilihat dengan teropong yang besar E. bergantung jenis teropongnya 33. (SOK 2006) Bintang yang lemah cahayanya A. belum tentu bintang yang jauh B. mungkin bintang yang sangat jauh dengan daya kecil C. mungkin bintang yang sangat jauh dengan daya besar 125

MODUL OSN ASTRONOMI D. bintang dekat berdaya besar dalam lingkungan nebula gelap E. semua jawaban benar 34. (SOK 2006) Sudut paralaks bintang yang paling dekat dengan Matahari adalah A. kurang dari 1 detik busur B. lebih dari 1 detik busur kurang satu menit busur C. lebih dari satu derajat D. lebih dari satu menit busur kurang dari satu derajat E. semua jawaban benar 35. (SOP 2006) Andaikan sebuah bintang yang mirip Matahari (temperatur dan radiusnya sama dengan Matahari) berada pada jarak 250 000 AU. Kita akan melihat terang bintang tersebut,

a. 1,60 x 10-11 kali lebih lemah daripada Matahari b. 4,0 x 106 kali lebih lemah daripada Matahari c. 1,60 x 10-11 kali lebih terang daripada Matahari d. 4,0 x 106 kali lebih terang daripada Matahari e. Kita tidak bisa membandingkan terang bintang tersebut 36. (SOP 2006) Di langit, jarak sudut antara dua bintang, A dan B, adalah . Jarak kedua bintang tersebut dari kita adalah rA dan rB . Berapa jarak linier antara kedua bintang tersebut?

a. rAB  rA2  rB2 b. rAB  rA2  rB2  cos  c. rAB  rA2  rB2  sin  d. rAB  rA2  rB2  2 rA rB cos  e. rAB 

r

2 A



 rB2  2 rA rB cos 

37. (SOP 2006) Perbedaan terang planet Mars saat oposisi dan saat konjungsi jauh lebih besar daripada perbedaan terang planet Saturnus saat oposisi dan saat konjungsi. Hal ini terjadi karena

a. Perbandingan antara jarak Mars dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi lebih besar daripada perbandingan jarak Saturnus dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi

126

MODUL OSN ASTRONOMI

b. Perbandingan antara jarak Mars dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi lebih kecil daripada perbandingan jarak Saturnus dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi

c. Perbandingan antara jarak Mars dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi sama dengan perbandingan jarak Saturnus dari Bumi saat konjungsi dan saat oposisi

d. Tidak ada kaitannya dengan jarak Mars dan Saturnus dari Matahari e. Albedo masing-masing planet yang berbeda-beda

38. (SOP 2006) Berapakah energi dari matahari yang diterima oleh planet Saturnus, jika jarak Matahari-Saturnus adalah 9,5 AU?. a. 13.110 W/m2

d. 1,61 W/m2

b. 145,26 W/m2

e. 6,88 x 10-3 W/m2

c. 15,29 W/m2 39. (SOP 2006) Periode bintang ganda Alpha Centauri adalah 79,92 tahun, dan sudut setengah sumbu panjangnya adalah 17,66 detik busur. Apabila paralaks bintang ini adalah 0,74 detik busur, maka jumlah massa bintang ganda ini adalah, a. 2, 13 massa Matahari

d. 1,17 massa Matahari

b. 2 massa Matahari

e. 0,96 massa matahari

c. 37,58 massa matahari 40. (SOP 2006) Bintang A mempunyai kelas spektrum G2V, dan bintang B kelas spektrumnya G2I. Perbedaan antara bintang A dan bintang B adalah, a. Temperatur bintang A lebih kecil daripada bintang B b. Temperatur dan luminositas bintang A lebih kecil dari bintang B c. Temperatur dan luminositas bintang A lebih besar dari bintang B d. Luminositas dan radius bintang A lebih kecil daripada bintang B e. Luminositas dan radius bintang A lebih besar daripada bintang B 41. (SOP 2006) Jika mB , mV , dan mM masing-masing adalah magnitude tampak dari tiga objek di langit yaitu Bulan purnama, Venus, dan Matahari, maka f. mV < mB < mM g. mB < mV < mM h. mV < mM < mB i.

mM < mB < mV 127

MODUL OSN ASTRONOMI j. Keempat pilihan di atas salah 42. (SOP 2006) Dua Observatorium besar dibelahan utara dan selatan Bumi membuat survey fotografi seluruh bola langit ribuan plat fotografi (plat Palomar Ob-servatory Sky Survey (POSS) dan European Southern Observatory (ESO) Survey ). Tiap plat fotografi memuat informasi langit sebesar 6.6 derajat persegi. Jika menurut perhitungan bintangbintang dekat Matahari yang berjarak kurang dari 20 pc berjumlah 4000 buah bintang, berapa ke-mungkinan bintang dekat yang dapat ditemukan dalam tiap plat fotografi? 43. (OSN 2006) Paralaks bintang Sirius yang diukur dari Bumi besarnya adalah 0,38, sedangkan apabila diukur dari sebuah pesawat ruang angkasa besarnya 0,76. Berapakah jarak pesawat ruang angkasa tersebut ke Matahari? 44. (OSN 2006) Suatu kelompok bintang yang sejenis terdiri dari empat buah bintang. Paralaks rata-rata kelompok bintang ini adalah 0",08 dan magnitudo visual masing-masing bintang adalah 11,03, 11,75, 12,04 dan 12,95. Apabila magnitudo mutlak kelompok bintang ini dianggap sama, tentukanlah magnitudo mutlak dan paralaks masing-masing bintang anggota kelompok bintang tersebut. 45. (OSN 2006) Di bawah ini diperlihatkan empat buah spektrum bintang yaitu bintang kelas, O, kelas B, kelas G dan kelas K.

a) Tentukanlah bintang nomor berapa yang termasuk bintang kelas O, kelas B, kelas G dan kelas K! Jelaskan jawabanmu.

b) Urutkanlah keempat bintang tersebut mulai dari bintang yang paling dingin sampai bintang yang paling panas. Jelaskan jawabanmu.

c) Bintang nomor berapakah yang memperlihatkan pita molekul TiO? Jelaskan jawabanmu

d) Bintang nomor berapakah yang memperlihatkan garis deret Balmer yang jelas (kuat)? Jelaskan jawabanmu.

128

MODUL OSN ASTRONOMI Hb

H

Intensitas Relatif

Hg

Intensitas Relatif

1

Intensitas Relatif

2

Intensitas Relatif

3

4 3500

3750

4000

4250

4500

4750

5000

5250

5500

5750

6000

6250

6500

6750

Panjang Gelombang (Angstrom)

46. (OSN 2006) Sebuah bintang mempunyai temperatur permukaan sebesar 7727 C dan radiusnya 800.000 km. Bintang itu diamati sebagai bintang bermagnitudo bolometrik 8 (magnitudo bolometrik adalah magnitudo yang diamati untuk seluruh panjang gelombang) dari Bumi. Jika materi bagian luar (dari kedalaman 300.000 km hingga permukaan) tiba-tiba hilang, sedangkan bagian dalam bintang tidak berubah. Hitung magnitudo bolometrik bintang itu sekarang! Asumsi bintang dianggap sebagai benda hitam sempurna. 47. (OSN 2006) Misalkan kita membuat dua buah bola khayal A dan B. Kedua bola berpusat di pusat Matahari, dan temperaturnya makin menurun ke arah permukaan. Radius bola A adalah 200.000 km dan radius bola B adalah 400.000 km. Jika materi di dalam kedua bola itu dianggap sebagai benda hitam sempurna, pilihlah jawaban yang benar berdasarkan data tersebut. a. Temperatur di kedua permukaan bola sama b. Jumlah energi yang keluar dari bola A sama dengan yang keluar dari bola B c. Tekanan di permukaan kedua bola sama d. Jumlah massa materi yang berada di dalam bola A sama dengan jumlah materi yang berada di dalam bola B 129

MODUL OSN ASTRONOMI e. semua benar 48. (OSN 2006) Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa puncak spektrum bintang A dan bintang B masing-masing berada pada panjang gelombang 0,35 x 10-4 cm dan 0,56 x 10-4 cm. Seberapa besar perbedaan temperaturnya

a. Bintang A 1,60 kali lebih panas daripada bintang B b. Bintang B 1,60 kali lebih panas daripada bintang A c. Bintang A 0,63 kali lebih panas daripada bintang B d. Bintang B 0,63 kali lebih panas daripada bintang A e. Bintang A sama panasnya dengan bintang B

49. (SOK 2005) Bintang A memiliki magnitudo 4 dan bintang B memiliki magnitudo 2, maka: a. bintang A jaraknya lebih dekat ke Bumi dibandingkan bintang B b. bintang A terlihat lebih redup dibandingkan bintang B c. bintang A berumur lebih tua dibandingkan bintang B d. bintang A lebih panas dibandingkan bintang B e. jawaban a, b, c, dan d semuanya salah 50. (SOK 2005) Bintang A memiliki tingkat kecerlangan 2 magnitudo lebih kecil daripada bintang B. Bintang C 4 kali lebih redup daripada bintang A. Sedangkan bintang D memiliki tingkat kecerlangan 1 magnitudo lebih besar dari bintang B. Urutan kecerlangan bintang-bintang tersebut mulai dari yang paling redup adalah: a. D-B-C-A

b. A-C-B-D

c. B-D-A-C

d. C-A-B-D

e. A-B-D-C

51. (SOP 2005) Bintang-bintang pada sebuah rasi memiliki ciri: A.

terang masing-masing bintang sama

B.

terang masing-masing bintang tidak sama walaupun warnanya sama

C.

warna dan terang masing-masing bintang tidak sefahi sama

D.

terang dan jaraknya sama, warnanya tidak sama

E.

jaraknya sama, warna dan terangnya tidak sama

52. (SOP 2005) Bintang paling terang di langit setelah Matahari adalah bintang A.

dengan daya dan diameter paling besar

130

MODUL OSN ASTRONOMI B.

paling dekat dengan Matahari

C

paling panas

D.

berdiameter paling besar

E.

dengan daya besar dan berjarak dekat

53. (SOP 2005) Jarak Mars-Matahari adalah dua kali jarak Venus—Matahari. Berapa perbandingan fluks cahaya Matahari yang diterima kedua planet tersebut? 54. (SOP 2005) Mengapa beborapa bintang tampak ganda jika dilihat dalam panjang gelombang biru, tetapi tampak tunggal jika dilihat pada panjang gelombang merah?

55. ( O S N 2 0 0 5 ) Pertanyaan-pertanyaan berikut ini berdasarkan pada gambar rasi ―Pistol‖ di bawah ini:

a. Bintang manakah yang tampak paling redup? Jelaskan! b. Bintang manakah yang kecerlangannya 100 kali lebih terang daripada κ pistolis? Jelaskan! c. Hitunglah perbandingan intensitas antara β pistolis dan ι pistolis! d. Jika jarak bintang ζ pistolis adalah 25 parsek, hitunglah magnitudo mutlaknya! 56. ( O S N 2 0 0 5 ) Paralaks sebuah bintang diamati dari bumi besarnya adalah 0,40 detik busur. Berapakah paralaks bintang tersebut apabila diamati dari permukaan planet Jupiter? (Jarak Jupiter-Matahari adalah 5,2 Satuan Astronomi)

131

MODUL OSN ASTRONOMI 57. (OSN 2004) Besarnya energi Matahari yang diterima Bumi adalah 1380 Watts/meter 2. Berapakah besarnya energi Matahari yang diterima planet Saturnus apabila jarak Saturnus – Matahari = 9,5 SA (Satuan Astronomi)? 58. (OSN 2004) Jelaskan mengapa perbedaan terang planet Jupiter antara saat ia berada pada jarak paling jauh dari Bumi (konjungsi) dan saat jaraknya paling dekat ke Bumi (oposisi), lebih kecil daripada perbedaan terang planet Mars pada saat konjungsi dan pada saat opsisi. Jarak MarsMatahari = 1,5 SA dan jarak Jupiter-Matahari= 5,2 SA 59. (OSN 2004) Dua buah benda buatan manusia ditempatkan di angkasa luar. Yang satu, sebuah satelit yang mengorbit Matahari dalam lintasan elips dengan jarak aphelium 240 juta km dan jarak perihelium 80 juta km. Satelit itu dilindungi dari cahaya Matahari oleh sebuah cermin besar (lihat gambar) yang memantulkan 100% cahaya yang diterimanya. Selama mengorbit, cermin tersebut selalu menghadap Matahari. Benda yang lain, sebuah pengukur kuat cahaya (fotometer) tahan panas, ditempatkan di fotosfir Matahari. Berapa perbandingan terang maksimum dan minimum satelit tersebut berdasarkan pengukuran fotometer? Petunjuk : energi cahaya yang diterima oleh suatu benda dari suatu sumber cahaya berbanding terbalik terhadap kuadrat jarak benda dari sumber cahaya. 60. (OSN 2004) Andaikan bintang A sudah tampak dengan menggunakan teleskop 60 cm dan bintang B baru tampak kalau menggunakan teleskop 10 m (sistem optik kedua teleskop identik), bintang mana yang lebih terang ? Berapa kali perbedaan terangnya ? 61. (SOP 2009) Berapakah energi yang dipancarkan oleh Matahari selama 10 milyar tahun? a. 3,96 x 1043 J (joules) b. 1,25 x 1044 J (joules) c. 3,96 x 1044 J (joules) d. 1,25 x 1043 J (joules) e. 1,25 x 1045 J (joules) 62. (SOP 2009) Apabila kala hidup (life time) Matahari adalah 10 milyar tahun, berapa tahunkah kala hidup bintang deret utama yang massanya 15 kali massa Matahari? a. 1,15 x 107 tahun b. 1,15 x 1010 tahun c. 1,15 x 1013 tahun d. 1,15 x 1016 tahun 132

MODUL OSN ASTRONOMI e. 1,15 x 1020 tahun 63. (SOP 2009) Gaya gravitasi antara dua buah bintang bermassa masing-masing M, lebih kuat jika: a. salah satu bintang adalah blackhole. b. kedua bintang dipisahkan oleh jarak yang lebih kecil. c. kedua bintang berotasi lebih lambat. d. Kedua bintang jauh dari bintang-bintang lain. e. Semua jawaban benar 64. (SOP 2009) Sebuah awan molekular yang merupakan cikal bakal terbentuknya bintangbintang, mempunyai bentuk bundar seperti bola yang berdiameter d =10 pc (parseks). Apabila kerapatan awan molekular ini adalah ρ = 1,6 x 10-17 kg/m3, dan apabila setengah dari awan molekular menjadi bintang seukuran matahari (massanya sama dengan massa Matahari), maka akan ada berapa bintang yang terbentuk dari awan molekular tersebut? 65. (SOP 2007) Jika seandainya Matahai dalam sekejap mata digantikan oleh sebuah lubang hitam (black hole) yang bermassa sama dengan massa matahari, maka : a. Planet Merkurius (dan kemungkinan juga Planet Venus) dalam waktu singkat akan segera ditelan oleh lubang hitam tersebut b. Planet Pluto akan segera terlepas dari orbitnya karena erubahan besar gaya tarik Matahari dan lubang hitam c. Planet raksasa gas (Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus) akan tersedot sebagian massanya ke lubang hitam d. Jawaban a, b, dan c benar e. Jawaban a, b, dan c salah

66. (SOK 2006) Pada arah yang manakah massa bertambah dalam daerah deret utama ( main sequence) di diagram HR(Hertzsprung-Russell) (diagram evolusi bintang)?

A. kiri (←) B. atas (↑) C. bawah (↓) D. kiri dan atas (←↑) E. kiri dan bawah (←↓) 133

MODUL OSN ASTRONOMI 67. (SOK 2006) Diagram berikut memperlihatkan komposisi kimiawi Matahari pada saat ini. Pada proses evolusinya, perubahan persentase komposisi kimiawi Matahari yang terjadi adalah: A. Persentase hidrogen meningkat B. Persentase helium meningkat C. Persentase oksigen meningkat D. Persentase helium menurun E. Persentase hidrogen, dan oksigen meningkat, tetapi prosentase helium menurun 68. (SOK 2006) Sebuah bintang kelas G tampak bergerak mengelilingi suatu titik di angkasa, padahal di dekatnya tidak ditemui adanya benda lain. Hal ini disebabkan oleh: 1.

Bintang itu merupakan anggota bintang ganda dengan pasangan sebuah black hole

2.

Bintang itu tampak bergerak mengelilingi suatu titik akibat gerak paralaks

3.

Bintang itu mungkin mengelilingi sebuah bintang neutron tetapi bintang neutronnya tidak terdeteksi

4.

Bintang itu berbentuk elipsoid, karena rotasinya yang cepat

Dari keempat pernyataan tersebut di atas, manakah yang mungkin menjadi penyebab geraknya? A. Jawaban 1 saja yang benar B. Jawaban 2 saja yang benar C. Jawaban 1 dan 3 saja yang benar D. Jawaban 2 dan 4 saja yang benar E. Jawaban 1, 2 dan 3 saja yang benar 69. (SOP 2006) Di bawah ini diperlihatkan tiga buah bintang yaitu bintang X, bintang Y dan bintang Z yang berada dalam diagram Hertsprung-Russell. Dari ketiga bintang tersebut a. Bintang manakah yang paling besar dan yang paling kecil radiusnya? Sebutkan alasannya b. Bintang manakah yang paling tinggi temperaturnya? Sebutkan alasannya c. Bintang manakah yang temperaturnya sama? Sebutkan alasannya

134

MODUL OSN ASTRONOMI Diagram Hertzsprung-Russell

Luminositas (dalam L)

10 000 X

Y

100

1 Z 0,01

O

B

A F G Kelas Spektrum

K

M

70. (OSN 2006) Dalam Tabel I di bawah diperlihatkan 20 bintang deret utama yang sudah diukur warnanya (BV) dan koreksi bolometriknya (BC). Keduapuluh bintang ini akan kita gunakan sebagai bintang standar. Tabel I. Data bintang standar Bintang No.

B−V

BC

1

0,25

2,30

2

0,23

2,15

3

0,21

1,92

4

0,18

1,56

5

0,15

1,20

6

0,12

0,74

7

0,07

0,40

8

0,05

0,33

9

0,00

0,15

10

0,10

0,04

11

0,20

0,00

12

0,30

0,00

13

0,40

0,00

14

0,50

0,03

15

0,60

0,07

16

0,70

0,12

17

0,80

0,19

18

0,90

0,28

19

1,00

0,40 135

MODUL OSN ASTRONOMI 20

1,20

0,75

a. Buatlah diagram warna dan koreksi bolometrik (hubungan antara BV dengan BC) pada kertas milimeter yang disediakan! b. Misalkan kamu mempunyai data empat bintang program seperti dalam Tabel II di bawah ini, dengan menggunakan diagram pada soal butir a, tentukanlah koreksi bolometrik keempat bintang program tersebut! Tabel II. Bintang Program Bintang Program

B

V

Mv

Teff (K)

A

8,20

8,40

1,20

17 400

B

8,50

8,60

0,40

14 000

C

9,50

8,85

4,80

5 900

D

12,35

11,50

6,54

4 900

c. Tentukan juga magnitudo mutlak bolometrik bintang program, luminositas bintang program dalam luminositas Matahari (L ), dan radius bintang program dalam radius Matahari (R )! Untuk Matahari : Mbol = 4,75 L = 3,86 x 1033 erg/dt R = 6,96 x 1010 cm dan konstanta Stefan-Boltzmann  = 5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4 dt-1 71. (SOK 2005) Warna bintang menunjukkan a. diameter bintang

d. jarak bintang

b. komposisi kimiawi bintang

e. umur bintang

c. temperatur permukaan bintang 72. (SOK 2005) Bila bintang-bintang berikut memiliki massa yang sama, manakah yang memiliki radius paling kecil? a. Bintang netron

d. Bintang raksasa

b. Bintang katai putih

e. Bintang variabel raksasa

c. Bintang deret utama

136

MODUL OSN ASTRONOMI 73. ( O S N 2 0 0 5 ) Spektrum sebuah bintang memperlihatkan garis helium terionisasi dan pita titanium oksida (TiO). Adakah yang aneh pada spektrum bintang ini? Jelaskanlah jawaban kamu. 75. (osn 2005) Spektrum bintang Di bawah ini diperlihatkan empat buah spektrum bintang lengkap dengan garis-garis absorpsi yang tampak pada setiap spektrum. Nama-nama unsur kimia yang ditulis di bagian atas spektrum nomor I berlaku untuk keempat spektrum, sedangkan nama unsur yang berada di bagian bawah setiap spektrum hanya berlaku untuk spektrum di atasnya saja. Btg No.

Spektrum H H H H 1 ?

2?

H

3?

I.

II. K Lines H

G Band

III..

He I

He I

He

IV.

Ca I (4227) Ti O Ti O K Lines

Mg I

Ti O

Ti O

a. Urutkanlah keempat spektrum bintang di atas berdasarkan temperaturnya mulai dari

yang terpanas ke yang terdingin, dan jelaskan alasannya mengapa kamu mengurutkan seperti itu!

b. Sebutkan unsur atau elemen kimia pada garis spektrum yang diberi nomor 1, 2 dan 3 di atas spektrum nomor I.

137

MODUL OSN ASTRONOMI

c. Jelaskan mengapa terjadi perbedaan penampakan garis-garis spektrum bintang seperti yang diperlihatkan di atas.

76. (SOP 2004) Sebuah bintang bermassa dua kali massa Matahari, bagaimanakah rentang masa hidupnya dibandingkan rentang masa hidup Matahari? A. lebih panjang dari Matahari B. dua kali rentang hidup Matahari C. lebih pendek dari Matahari D. setengah rentang hidup Matahari E. sama 77. (SOP 2004) Kebermulaan sebuah bintang ketika gas dan debu dalam sebuah nebula mengerut membentuk sebuah ………………… A. bintang raksasa B. bintang maharaksasa C. protomatahari D. protobintang E. protoplanet 78. (SOP 2004) Saat bintang mulai kehabisan bahan bakar di pusat, bintang mengembang menjadi sebuah A. nova B. supernova C. raksasa merah D. raksasa putih E. katai putih 79. (SOP 2004) Bintang-bintang di dalam sebuah rasi adalah kelompok ………………… A. bintang sejenis B. bintang jarak berdekatan C. bintang dalam gugus D. bintang pola rekaan E. bintang berumur sama

138

MODUL OSN ASTRONOMI 80. (osn 2004) Tujuan dari tes ini untuk memperlihatkan bagaimana astronom menggunakan efek Doppler untuk menentukan perioda rotasi sebuah bintang. Kalau bintang berotasi, garis spektrumnya menunjukkan pelebaran Doppler. Kecepatan rotasi di ekuator bintang tersebut dinyatakan oleh

v dimana

1  c 2 

v = kecepatan rotasi  = pelebaran Doppler  = panjang gelombang garis spektrum laboratorium (garis pembanding) c = kecepatan cahaya 300.000 km/detik

Gambar Spektrum Bintang dan pembanding Gambar di atas memperlihatkan spektrum sebuah bintang yang sumbu rotasinya tegak lurus garis penglihatan dari Bumi ke bintang. Panjang gelombang diberikan dalam satuan Angström ( 1 Angström = 0,00000001 cm). Bilangan sebelah atas spektrum adalah skala dalam Angström. Tugas : 1. Pilih satu garis spektrum dan tentukan pelebaran Dopplernya. Catat dalam lembaran data (catat juga panjang gelombang garis pembanding). 2. Gunakan persamaan di atas untuk menentukan kecepatan rotasi bintang. Catat dalam lembaran data! Ingat satuannya! 3. Hitung periode rotasi bintang. Ini dihitung dari persamaan

P

2r v

dimana r = jari-jari bintang = 1.000.000 km Nyatakanlah periode dalam jam. Lembaran Data 1. Pelebaran Doppler () = 2. Panjang gelombang laboratorium () = 3. Kecepatan rotasi (v) =

139

MODUL OSN ASTRONOMI 4. Perioda rotasi bintang = 81. Suatu planetary nebula adalah a. Planet-panet yang mengelilingi bintang b. Gas yang akan runtuh dan membentuk planet c. Awan molekul raksasa yang sedang dalam tahap pembentukan bintang-bintang baru d. Awan gas yang sangat mampat yang di dalamnya terdapat molekul organik e. Gas yang dilontarkan oleh sebuah bintang yang akan menjadi katai putih 82. Katai coklat adalah a. Planet kecil berwarna coklat kemerahan seperti Mars b. Bola gas hidrogen dan helium yang tidak mempunyai cukup massa untuk memulai reaksi nuklir di pusatnya c. Planet gas raksasa seperti Jupiter dan Saturnus d. Bintang yang besar massanya di antara massa katai putih dan lubang hitam e. Katai putih yang mengalami pendinginan dan menjadi katai coklat 83. Sumber energi bintang-bintang cabang horizontal (horizontal branch) adalah … di pusatnya a. Reaksi fusi karbon b. Reaksi fusi hidrogen c. Reaksi fusi helium d. Jawaban (b) dan (c) e. Jawaban (a) dan (c) 84. Manakah pernyataan berikut yang paling benar untuk menggambarkan reaksi yang terjadi di pusat Matahari? a. Reaksi hidrogen dan helium membentuk karbon. b. Reaksi tiga atom hidrogen membentuk dua atom helium. c. Reaksi helium dan karbon membentuk hidrogen. d. Reaksi hidrogen dan karbon membentuk helium. e. Tidak ada jawaban yang benar. 85. Manakah pernyataan di bawah ini yang benar a. Semua katai putih adalah bintang neutron 140

MODUL OSN ASTRONOMI b. Semua pulsar adalah bintang neutron c. Semua neutron adalah pulsar d. Semua lubang hitam (black hole) adalah pulsar e. Bintang neutron tidak berhubungan dengan pulsar 86. Katai putih mengimbangi gaya gravitasi dengan a. berputar secara cepat. b. meledak. c. reaksi fusi elemen-elemen berat menjadi besi. d. tekanan dari materi terdegenerasi. e. memancarkan energi ke angkasa. 87. Pilih pernyataan yang BENAR. a. Diagram Dua Warna ((U-B) versus (B-V)) merupakan tempat kedudukan bintangbintang dengan berbagai kelas spektrum, baik yang tidak mengalami pemerahan maupun yang mengalami pemerahan. b. Diagram Dua Warna ((U-B) versus (B-V)) merupakan tempat kedudukan bintangbintang dengan berbagai kelas spektrum yang tidak mengalami pemerahan. c. Diagram Dua Warna ((U-B) versus (B-V)) bisa digunakan untuk menaksir besarnya pemerahan dari bintang tetapi tidak bisa digunakan untuk menentukan kelas spektrumnya. d. Bintang dengan harga (B–V) = +2,0 warnanya lebih biru daripada bintang dengan (B–V) = +1,0. e. Bintang yang mempunyai magnitudo B = 7,0 pasti temperaturnya lebih tinggi daripada bintang yang mempunyai magnitudo B = 9,0. 88. Pilih pernyataan yang BENAR. a. Kelas spektrum bintang menunjukkan temperatur bintang tetapi tidak mencerminkan warna bintang. b. Diagram dua warna adalah diagram yang menggambarkan hubungan antara magnitudo dalam daerah panjang gelombang biru dan magnitudo dalampanjang gelombang merah. c. Diagram Hertzsprung – Russell adalah diagram yang menggambarkan antara energi yang dipancarkan bintang dengan temperatur bintang. d. Dalam Diagram Hertzsprung – Russell, luminositas bintang kelas spektrum M selalu lebih tinggi daripada luminositas bintang kelas spektrum G. e. Dalam Diagram Hertzsprung – Russell, luminositas bintang kelas spektrum A selalu lebih rendah daripada bintang kelas spektrum G. 141

MODUL OSN ASTRONOMI 89. Pilih pernyataan yang SALAH. a. Spektrum bintang kelas O memperlihatkan kontinum ultraviolet yang kuat dan garis helium terionisasi satu kali. b. Garis hidrogen Balmer tampak kuat dalam spektrum bintang kelas A. c. Garis-garis metal tampak dalam bintang kelas F. d. Bintang-bintang kelas M memperlihatkan spektrum dari pita molekul. e. Dalam sebuah spektrum bintang bisa tampak garis helium terionisasi dan pita molekul titanium oksida. 90. Pilih pernyataan yang SALAH. a. Garis emisi yang tampak pada spektrum menunjukkan bahwa bintangnya memiliki selubung gas. b. Bintang Wolf-Rayet adalah bintang kelas O yang memiliki garis emisi lebar. c. Garis emisi yang lebar pada sebuah spektrum menunjukkan selubung gas asal dari garis emisi itu bergerak dengan kecepatan tinggi. d. Daerah H II (hidrogen terionisasi) memberikan spektrum emisi. e. Elektron yang berpindah tempat dari tingkat energi rendah ke tingkat energi yang lebih tinggi menimbulkan garis emisi. 91. Pilih pernyataan yang SALAH. a. Jika Matahari dipindahkan ke jarak 100 kali lebih jauh dari semula, maka terangnya akan menjadi 10000 kali lebih lemah. b. Jika bintang Alpha Centauri dipindahkan ke jarak 1/10 kali jarak semula maka terangnya akan menjadi 100 kali lebih kuat. c. Terang bintang bermagnitudo 2 sama dengan 2 kali terang bintang bermagnitudo 1. d. Magnitudo semu (atau magnitudo) didefinisikan sebagai ukuran terang bintang sebagaimana kita lihat. e. Magnitudo mutlak (absolut) didefinisikan sebagai ukuran terang bintang kalau bintang tersebut ditempatkan pada jarak 10 parsek. 92. Pilih pernyataan yang SALAH. a. Diagram H-R (Hertzsprung-Russell) menunjukkan hubungan antara umur dengan temperatur bintang. b. Diagram H-R menunjukkan hubungan antara luminositas dengan temperatur bintang. c. Temperatur bintang dalam diagram H-R dapat juga dinyatakan dengan kelas spektrum atau harga warna bintang.

142

MODUL OSN ASTRONOMI d. Dalam Diagram H-R, sebagian besar (sekitar 90%) bintang terdistribusi pada pita yang disebut deret utama (main sequence). e. Bintang dengan kelas spektrum A dan kelas luminositas III mempunyai harga magnitudo mutlak yang lebih kecil dibanding bintang dengan kelas spektrum A dan kelas luminositas V. 93. Dua unsur utama dalam nebula Tata Surya adalah a. Hidrogen dan helium b. Hidrogen dan nitrogen c. Oksigen dan lithium d. Karbon dan hidrogen e. Helium dan lithium 94. Materi antar bintang terdiri dari gas dan debu. Yang paling berpengaruh pada peredaman cahaya bintang adalah debu. Hal ini dikarenakan a. jumlah debu yang lebih berlimpah daripada jumlah gas. b. jumlah debu yang sama dengan jumlah gas. c. besar debu yang sama dengan besar gas. d. besar debu yang seukuran dengan panjang gelombang visual. e. temperatur debu lebih dingin daripada temperatur gas. 95. Pilih mana yang BENAR. a. Bintang muda biru dan panas berlokasi di lengan spiral Galaksi. b. Bintang muda yang panas berlokasi di halo Galaksi. c. Gugus terbuka berlokasi di halo Galaksi. d. Matahari merupakan pusat Galaksi. e. Semua bintang dalam Galaksi dilahirkan pada saat yang sama. 96. Layaknya seperti manusia, bintang termasuk Matahari juga mengalami fase kehidupan – lahir dan akhirnya mati. Diantara pernyataan berikut ini, manakah yang dapat menggambarkan evolusi Matahari dari awal sampai akhir tersebut? a. Katai putih, raksasa merah, deret utama, protostar b. Raksasa merah, deret utama, katai putih, protostar

c. Protostar, deret utama, raksasa merah, katai putih d. Protostar, raksasa merah, deret utama, katai putih 143

MODUL OSN ASTRONOMI

Protostar, deret utama, katai putih, raksasa merah 97. Selama evolusinya, reaksi nuklir di pusat bintang-bintang seperti Matahari tidak dapat menghasilkan unsur besi, hal ini disebabkan a. Semua unsur besi dilontarkan ketika bintang menjadi planetary nebula b. Semua besi yang terbentuk dari reaksi nuklir diubah menjadi uranium c. Unsur besi tersimpan di atmosfer akibat adanya medan magnet yang kuat dari bintangbintang tersebut d. Temperatur di pusat bintang tidak cukup tinggi untuk memicu terjadinya reaksi nuklir menjadi besi e. Semua pernyataan di atas salah 98. Ketika Matahari berevolusi menjadi rakasa merah, pusatnya akan… a. Mengembang dan memanas b. Mengembang dan mendingin c. Mengerut dan memanas d. Mengerut dan mendingin e. Mengembang dengan temperatur tetap seperti sebelumnya 99. Kala hidup bintang di deret utama yang massanya 4 kali lebih besar dari massa Matahari dan luminositasnya 100 kali lebih besar dari luminositas Matahari adalah a. 4 kali lebih lama daripada Matahari b. 400 kali lebih lama daripada Matahari c. 4 kali lebih singkat daripada Matahari d. 100 kali lebih singkat daripada Matahari e. 25 kali lebih singkat daripada Matahari 100. Sebuah bintang raksasa mempunya luminositas yang sama dengan luminositas bintang di deret utama. Karena bintang raksasa tersebut lebih besar ukurannya, maka ______________ daripada bintang deret utama. a. Sudut paralaksnya lebih kecil b. Sudut paralaksnya lebih besar c. Temperaturnya lebih rendah d. Temperaturnya lebih tinggi e. Tidak ada pernyataan yang benar

144

MODUL OSN ASTRONOMI 101. Bintang A mempunyai ukuran yang sama dengan bintang B. Jika luminositas bintang A tersebut makin besar, maka ______________ daripada bintang B. a. Sudut paralaksnya lebih kecil b. Sudut paralaksnya lebih besar c. Temperaturnya lebih rendah d. Temperaturnya lebih tinggi e. Tidak ada pernyataan yang benar karena besaran fisis kedua bintang akan selalu sama 102. Ketika terjadi pembakaran hidrogen di selubung, lapisan luar bintang menjadi panas. Ini menyebabkan lapisan terluar bintang ______________ serta temperaturnya ______________ dan luminositas ______________. Setelah itu bintang akan berevolusi menuju tahap Raksasa Merah. a. mengerut; bertamba; bertambah b. mengerut; bertambah; berkurang c. mengembang; menurun; bertambah d. mengembang; menurun; berkurang e. mengembang; tetap sama; tetap sama 103. Bagaimana kita melakukan pengamatan untuk menentukan gerak diri bintang, tanpa dipengaruhi oleh efek palaks trigonometri? f. Kita lakukan pengamatan paralaks trigonometri secara terpisah, kemudian hasil pengamatan gerak diri dikoreksi terhadap paralaks yang diamati secara terpisah. g. Kita hanya cukup mengamati bintang tersebut pada tanggal yang sama selama bertahun-tahun untuk memperoleh data gerak diri. h. Kita hitung jarak bintang dengan menggunakan metode sekunder, diperoleh paralaks yang akan menjadi faktor koreksi pengamatan gerak diri. i.

Butuh informasi kecepatak radial bintang agar kecepatan tangensial, dalam hal ini gerak diri, dapat kita tentukan secara terpisah dari paralaks.

j. Tidak mungkin mengamati gerak diri terpisah dari efek paralaks trigonometri bintang. 104. Apa yang dapat kamu simpulkan dari sebuah bintang dengan kelas temperatur M3 Ib? a. Bintang temperatur tinggi b. Bintang M deret utama c. Anggota populasi I

145

MODUL OSN ASTRONOMI d. Anggota populasi II e. Bintang cabang horizontal raksasa 105. Tujuh buah bintang masing-masing dari kelas temperatur A, B, F, G, K, M dan O. Manakah dari pernyataan tentang bintang-bintang tersebut berikut ini yang BENAR: f. Bintang kelas A dan B memiliki tempertar permukaan yang lebih rendah dari bintang kelas M dan O g. Urutan kelas temperatur A, B, A, F, G, K, M dan O menunjukkan urutan semakin rendahnya temperatur permukaan bintang h. Bintang-bintang kelas temperatur G dan K lebih panjang kala hidupnya dibandingkan kelas temperatur A dan B i.

Urutan kelas temperatur A, B, F, G, K, M, O menunjukkan urutan semakin besarnya radius bintang

j. Bintang-bintang kelas temperatur O adalah yang paling panjang usia hidupnya

146

MODUL OSN ASTRONOMI

BINTANG GANDA  Di langit banyak bintang yang merupakan bintang berdua (disebut bintang ganda) karena kedua bintang tersebut terikat oleh gaya gravitasi satu sama lain sehingga saling mengitari. Bukan hanya bintang ganda saja, tetapi ada juga bintang bertiga, berempat, dst. yang saling mengitari karena ikatan gravitasi. Sistem ini disebut Bintang Majemuk (Contoh : Bintang Milburn 377). Pada materi ini hanya akan dibahas tentang bintang ganda saja.  Ada dua istilah yang mirip : 1) Optical double star  Melalui teleskop terlihat dua bintang yang sangat dekat, tetapi tidak berinteraksi secara gravitasi karena letaknya keduanya yang sebenarnya sangat jauh 2) Visual Binary Star  Melalui teleskop terlihat dua bintang yang sangat dekat dan kedua bintang saling berinteraksi secara gravitasi  Untuk Bintang ganda, Bintang yang lebih besar dan lebih terang disebut bintang Primer dan bintang pasangannya disebut bintang sekunder  Bintang Mizar di rasi Ursa Mayor adalah bintang ganda yang pertama kali ditemukan, oleh Riccioli tahun 1650  Jenis-jenis bintang ganda : 1) Bintang Ganda Visual -

Terlihat terpisah oleh teleskop.

-

Jarak kedua bintang mencapai beberapa ratus SA

-

Periode kedua bintang mencapai beberapa puluh hingga jutaan tahun

-

Dikenali dari gerak sejatinya (proper motion) yang sama

-

Contoh : Bintang Mizar (sebenarnya adalah sistem Bintang Majemuk), Bintang Alpa Centauri (T = 79,92 tahun)

2) Bintang Ganda Astrometri -

Bintang pasangannya sangat lemah sehingga tidak bisa terlihat

-

Dikenali dari gerakan sejatinya yang berkelok-kelok mengitari titik pusat massanya. Hanya untuk bintang-bintang berjarak maksimum 10 pc.

-

Contoh : Bintang Sirius

3) Bintang Ganda Spektroskopi -

Dikenali dari spektrumnya yang berosilasi karena komponen bintang kedua bergerak menjauhi dan mendekati pengamat 147

MODUL OSN ASTRONOMI ketika mengitari bintang induknya dengan kecepatan tinggi (beberapa ratus km/s) – mengalami efek pergeseran Doppler -

Jarak kedua bintang sangat dekat sehingga kecepatan orbitnyapun besar

-

Dibagi dua, yaitu bintang ganda spektroskopi bergaris tunggal (jika hanya teramati satu spektrum bintang saja) dan bintang ganda spektroskopi bergaris ganda (jika spektrum kedua bintang teramati)

4) Bintang Ganda Gerhana -

Kedua bintang saling menggerhanai pasangannya bergantian ketika mengorbit titik pusat massanya

-

Merupakan bintang ganda spektroskopi yang inklinasi orbitnya mendekati 900 (dapat diamati osilasi spektrumnya)

-

Dikenali dari perubahan kurva cahaya bintang yang periodik (diamati secara fotometri)

-

Contoh : Bintang Algol (b-Persei)

 Pembagian bintang ganda berdasarkan bintang penyusunnya : 1) Cataclismyc Variable, yaitu pasangan bintang deret utama dan katai putih. Bintang primer adalah bintang yang berusia lanjut. 2) High Massive X-Ray Binary, yaitu pasangan bintang raksasa dan bintang kompak (bintang neutron atau blackhole). Pada bintang ini terjadi transport materi dari bintang raksasa ke bintang kompaknya dan menghasilkan radiasi sinar-X yang besar. 3) Algol Binary Star, yaitu system bintang ganda yang terdiri dari bintang raksasa dan bintang katai.  Pembagian bintang ganda berdasarkan kontak fisik antar pasangannya 1) Detached binary  tidak ada kontak fisik, penghubung hanyalah gaya gravitasi saja. Evolusi masing-masing bintang sama dengan evolusi bintang tunggal 2) Semi detached binary  Salah satu bintang pasangannya ketika berevolusi menjadi bintang raksasa merah memenuhi lingkup Roche (daerah di sekeliling bintang dimana gaya gravitasi saling meniadakan) sehingga ada materi dari bintang tersebut yang terlempar ke arah bintang pasangannya. Materi yang terlempar tersebut mengelilingi 148

MODUL OSN ASTRONOMI bintang pasangannya dalam lintasan spiral dengan sangat cepat dan membentuk piringan akresi sebelum jatuh ke permukaan bintang. Hal ini dapat menimbulkan pancaran yang kuat dalam gelombang radio atau sinar X. Evolusi bintang sistem ini sangat berbeda dari evolusi bintang tunggal. 3) Contact binary  Selubung Roche terisi penuh dan materi terus meluap sehingga terlempar ke luar angkasa, dan suatu saat kedua bintang akan bergabung karena gesekan antar materi mengerem kecepatan orbit.  Karena bintang ganda berikatan secara gravitasi, maka semua hukum gravitasi berlaku untuk kedua bintang tersebut dan juga ketiga Hukum Keppler.

 Hukum Kepler 1 : Gerakan kedua bintang adalah elips dan saling mengitari titik pusat massanya dengan periode yang sama besar. Jika ditarik garis lurus antara kedua bintang, maka garis itu akan menyentuh titik pusat massanya/barycenter (TPM) yang merupakan titik kesetimbangan sistem, atau Mp.rp = Ms.rs

Beberapa parameter orbit bintang ganda :

a

= setengah sumbu panjang orbit bintang



= diameter sudut (“) setengah sumbu panjang ( ), dengan a = setengah sumbu panjang dan d = jarak sistem bintang ganda ke bumi

e atau 

= eksentrisitas orbit

T

= periode orbit

i

= inklinasi orbit, yaitu sudut bidang orbit terhadap bidang langit, jika i = 00, maka bidang orbit bintang ganda sejajar bidang langit atau bidang orbit tepat tegak lurus dengan pengamat, jika i = 900, maka bidang orbit bintang ganda tegak lurus dengan bidang orbit langit atau sejajar dengan pengamat (terlihat orbitnya berupa garis lurus)



= kedudukan garis node, yaitu garis perpotongan bidang orbit bintang ganda dengan bidang langit pengamat



= bujur periastron (sudut garis node dengan garis periastron)

 Hukum Kepler 2 : Kecepatan kedua bintang berubah-ubah tergantung jaraknya terhadap titik pusat massa  Hukum Kepler 3 : Jika massa bintang dinyatakan dalam massa matahari dan jaraknya dalam SA, maka :

 Beberapa persamaan matematik dan fisika dari bintang ganda : 1) Hubungan antara massa bintang dan setengah sumbu panjangnya Makin massif suatu bintang, semakin kecil radius orbitnya. 149

MODUL OSN ASTRONOMI α = αp + αs a = a p + as Mp.ap  Ms.as Mp as s   Ms ap p

2) Massa total bintang ganda Dengan rumus Hukum Keppler III

a3  M1  M 2 T2 Jika diketahui sudut sumbu semi mayor (α), massa dapat dicari dengan 3

     M 1  M 2 T 2  p M tot

  / p 3  T2

Dengan:

Mtot dalam satuan M (massa Matahari) α dalam satuan detik busur p (paralaks) dalam satuan detik busur T (periode) dalam satuan tahun

3) Hubungan luminositas dan massa Hubungan luminositas dan massa dapat didekati dengan rumus empiris :

log

L M  4,1 log  0,1 L M

Dan magnitude bolometriknya adalah

M bol  10,1 log

M  4,9 M

Persamaan ini berlaku untuk persyaratan : Log (L/L ) > - 1,2 atau Mbol < 7,8 Menurut Eddington (1926), hubungan massa dan luminositas secara umum dapat dituliskan : Untuk bintang dengan M > 1M , a sekitar 1 dan p diantara 3,1 – 4,0 Untuk bintang dengan M < 1M , a diantara 0,3 – 0,4 dan p sekitar 2

4) Hubungan kecepatan orbit dan sumbu semi-mayor

TP 

2 aP vP 2

vP

2

aP   ; dengan   G(mP  mS ) (a P  a S ) 3

Atau 150

MODUL OSN ASTRONOMI 2

vS

2

aS   (a P  a S ) 3

Maka perbandingan kecepatan orbitnya :

vP aP  vS aS 5) Fungsi Massa

Contoh : Pada tahun 1972 diketahui letak pemancar sinar X, yaitu Cygnus X-1 ternyata memiliki koordinat yang sama dengan sistem bintang ganda spektroskopi bergaris tunggal (yang bintang pasangannya tidak terlihat) dari bintang HDE 226868, yaitu bintang maharaksasa kelas O yang bermassa lebih besar dari 10 M dengan kala edar 5,6 hari. Pasangan yang tidak terlihat tersebut diduga adalah Cygnus X-1. Melalui pengamatan diperoleh fungsi massa sistem bintang ini adalah 0,23M . Karena fungsi massa masih dalam sin3i (yang nilainya tentu < 1), maka dapat dihitung dari fungsi massa bahwa MS > 3,4 M . Ini cukup mengejutkan karena bintang dengan massa yang sebesar itu tidak terlihat secara visual atau spektroskopi, maka diduga Cygnus X-1 adalah sebuah lubang hitam (Black hole). Ini adalah bukti pengamatan black hole yang pertama kali ditemukan  Pada pengamatan bintang ganda visual, dapat ditentukan parameter orbit : i, α, e dan T, p atau d Melalui rumus paralaks (a = α.d/206265), dapat diketahui a Melalui Hukum Kepler III dapat diketahui jumlah total massa sistem bintang ganda (MP + MS) Melalui hubungan massa dan setengah sumbu panjang (MP.aP = MS.aS) dapat diketahui massa masingmasing bintang Contoh : Melalui pengamatan terhadap bintang ganda α-Centauri, dapat diketahui komponenkomponen sebagai berikut : -

Periode T = 79,92 tahun

-

Diameter sudut setengah sumbu panjang α = 17”,66

-

Paralaks 0”,74

-

aP/aS = 1,22

Carilah massa masing-masing komponen bintang ganda α-Centauri ! (Jawab : MP = 1,17M 0,96 M )

dan MS =

 Pada pengamatan bintang ganda spektroskopi, dapat diperoleh yang disebut kurva kecepatan radial, dan melalui kurva ini dapat ditentukan parameter orbit sbb. : T, e, ω, a1 sin i, a2 sin i. Hanya saja sudut inklinasi (i) tidak bisa ditentukan.  Pada pengamatan bintang ganda gerhana (dilakukan secara fotometri), dapat diperoleh yang disebut kurva cahaya, dan melalui kurva ini dapat ditentukan parameter orbit sbb. : T, e, ω, R1/a, R2/a dan i  Jika pengamatan bintang ganda secara spektroskopi dan 151

MODUL OSN ASTRONOMI fotometri digabungkan, maka kita akan memperoleh massa bintang dan radius bintang, maka rapat massa bintang juga dapat diketahui.  Hal-hal yang menyulitkan analisis kurva cahaya dari bintang ganda gerhana : 1) Karena jarak kedua bintang dekat, maka bentuk bintang bukan bola tetapi agak benjol karena tarikan gravitasi pasangannya. Hal ini mempengaruhi luas permukaan bintang (penentuan R) karena bintang berotasi 2) Efek penggelapan tepi menyebabkan ‘kehilangan’ cahaya lebih besar di tengah daripada di tepi (tidak linier) 3) Efek pemantulan, yaitu bintang yang lebih gelap menjadi lebih terang karena memantulkan cahaya bintang pasangannya  Peristiwa-peristiwa terkait bintang ganda : 1) Paradoks Algol  Bintang yang massanya besar masih berada di deret utama sedangkan bintang pasangannya yang massanya lebih kecil sudah berevolusi lanjut menjadi bintang subraksasa. Seharusnya bintang yang massanya besar yang berevolusi lebih cepat untuk meninggalkan deret utama. Ini terjadi karena perpindahan massa pasangan yang berevolusi lanjut ke bintang deret utama karena telah memenuhi lingkup Roche. (Semi detached binary) 2) Nova dan Supernova tipe Ia Terjadi ketika perpindahan materi bintang yang mengisi lingkup Roche berpindah ke bintang pasangannya yang berupa katai putih. Di permukaan katai putih terjadi siklus reaksi karbon-nitrogen sehingga timbul ledakan yang dahsyat yang diamati berupa peningkatan cahaya bintang itu sampai beberapa magnitudo. Hal in bisa terjadi secara cepat, atau lambat, bahkan periodik. RS Ophiuci sudah diamati meledak (mengalami nova) sebanyak 6 kali ( tahun 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 dan 2006). Pada akhirnya bintang katai putih akan kehabisan materi karena meledak dan bisa runtuh menjadi bintang neutron atau meledak dengan sangat dahsyat menjadi supernova tipe Ia (supernova yang terjadi pada bintang ganda) 3) Runaway star  peristiwa nova/supernova yang dahsyat sehingga ledakan bintang dapat melemparkan/menceraikan bintang pasangannya sangat jauh dari tempat asalnya

152

MODUL OSN ASTRONOMI

SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN 1. Periode bintang ganda WDS 04403-5857 adalah P = 360,36 tahun dan setengah sumbu panjang orbitnya = 3,051 detik busur. Apabila jumlah massa bintang primer dan sekunder 1,46 massa Matahari, berapakah jarak bintang tersebut ? a. 12 parsek b. 19 parsek c. 36 parsek d. 123 parsek e. 35 parsek 2. Supernova tipe Ia yang berasal dari bintang ganda yang salah satu komponennya bintang katai putih, dapat ditentukan jaraknya dari Bumi dengan cara : a. Diukur kecepatan gerak dirinya (proper motion) dari Bumi. Selanjutnya besaran ini dibandingkan dengan kecepatan gerak obyek-obyek lain yang lebih jauh b. Diukur jangka waktu terjadinya ledakan. Semakin lama ledakan terjadi semakin jauh jarak supernova itu c. Diukur kecerlangan semu maksimumnya. Dari perbedaan terhadap magnitudo mutlaknya maka jarak dapat ditentukan dengan rumus modulus jarak. d. Diukur dari kecepatan penurunan kecerlangan. Semakin cepat supernova meredup artinya jaraknya semakin jauh e. Diukur dari warna cahaya ledakan. Semakin biru warnanya jaraknya semakin dekat 3. (OSP2009) Untuk mengamati bintang ganda yang jaraknya saling berdekatan, sebaiknya menggunakan teleskop a. Diameter okuler besar b. Diameter obyektif yang besar c. Panjang fokus kecil d. Hanya bekerja dalam cahaya merah e. Diameter obyektif kecil

153

MODUL OSN ASTRONOMI

4. (OSK 2009) Bintang Sirius dikenal sebagai bintang ganda, bintang primernya disebut Sirius A dan bintang sekundernya disebut Sirius B yang merupakan bintang katai putih. Temperatur efektif Sirius A adalah 9200 K dan radiusnya adalah 1,76 kali radius Matahari, sedangkan temperatur efektif Sirius B adalah 27400 K dan radiusnya adalah 0,0070 kali radius Matahari. Perbandingan luminositas antara Sirius A dan Sirius B adalah… a. Luminositas Sirius B adalah 800 kali luminositas Sirius A b. Luminositas Sirius A adalah 800 kali luminositas Sirius B c. Luminositas Sirius B adalah 80 kali luminositas Sirius A d. Luminositas Sirius A adalah 80 kali luminositas Sirius B e. Luminositas Sirius A adalah sama dengan luminositas Sirius B 5. (SOP 2008) Ada sebuah bintang ganda gerhana yang kedua bintang anggotanya sama persis, radiusnya sama, temperaturnya sama, dan inklinasi orbit 90o. Bila ditilik kurva cahaya (grafik magnitudo terhadap waktu) bintang ganda itu, berapakah perbedaan magnitudo antara keadaan paling terang dan keadaan paling redup ? 6. (SOP 2008) Sebuah bintang ganda terdiri dari sebuah bintang maharaksasa biru yang massanya 90 massa matahari dan sebuah bintang katai putih bermassa kecil. Periode orbit bintang ganda itu adalah 12,5 hari. Karena temperatur bintang raksasa itu sangat tinggi, ia mengalami kehilangan massa melalui angin bintang yang dihembuskannya. Setiap tahun bintang raksasa itu kehilangan massa 10−6 kali massa matahari. Jika diasumsikan jarak antara kedua bintang itu tidak berubah. Hitunglah periode orbit bintang ganda itu 10 juta tahun kemudian. 7. (SOP 2008) Sebuah bintang ganda gerhana mempunyai periode 50 hari. Dari kurva cahayanya seperti yang diperlihatkan pada gambar di bawah, tampak bahwa bintang kedua menggerhanai bintang pertama (dari titik A sampai D) dalam waktu 10 jam (saat kontak pertama sampai kontak terakhir), sedangkan dari titik B sampai titik C yatu saat gerhana total, lamanya adalah 1 jam. Dari spektrumnya diperoleh bahwa kecepatan radial bintang pertama adalah 20 km/s dan bintang kedua adalah 50 km/s. Apabila orbitnya dianggap lingkaran dan inklinasinya i = 90o, tentukanlah radius bintang pertama dan kedua dan juga massa kedua bintang.

154

MODUL OSN ASTRONOMI

8. (OSN 2004) Tiga buah bintang ( Cen A,  Cen B dan Proxima Cen) mengorbit pada titik pusat massa. Periode dua bintang :  Cen A dan  Cen B diketahui mengorbit 70 tahun. Kalau jarak Proxima Cen terhadap kedua bintang yang lain tetap, berapa periode orbit Proxima Cen mengitari titik pusat massa sistem?

155

MODUL OSN ASTRONOMI

GALAKSI DAN KOSMOLOGI DASAR 1. GALAKSI BIMA SAKTI  Galaksi adalah kumpulan bintang-bintang yang berjumlah ratusan milyar  Matahari adalah salah satu bintang yang terdapat diantara sekitar 200 milyar bintang dalam galaksi Bima Sakti  Galaksi Bimasakti berbentuk cakram dengan garis tengah kurang lebih 100.000 tahun cahaya dan tebal 1000 ly, sedangkan Matahari berada pada jarak 30.000 ly dari pusatnya.  Bagian tengahnya (disebut bulge) menggembung seperti bola rugby berdiameter sekitar15.000 ly pada lintangnya dan 20.000 ly pada bujurnya.  Semua bintang yang dapat kita lihat pada langit malam berada dalam galaksi Bimasakti.  Matahari mengelilingi pusat galaksi dengan kecepatan sekitar 220 km/s.  Waktu yang diperlukan Matahari untuk sekali mengedari pusat galaksi adalah 240 juta tahun, dikenal sebagai cosmic year.  Karena umur Matahari diperkirakan sekitar 4,6 – 5 milyar tahun, berarti Matahari telah mengelilingi pusat galaksi sebanyak 20 putaran lebih.  Galaksi Bima Sakti berbentuk spiral batang (SB), yang terdiri dari milyaran bintang.  Pada bagian disk umumnya ditemukan bintang bintang muda dan MAB, sedangkan pada bagian bulge umumnya terdapat bintang-bintang tua dan sangat sedikit MAB.

156

MODUL OSN ASTRONOMI 2. GUGUS BINTANG  Di beberapa tempat terlihat bintang yang bergerombol. Gerombolan bintang ini disebut gugus bintang. anggotanya bisa hanya beberapa ratus tetapi ada juga yang sampai ratusan ribu bintang.  Ada dua macam gugus bintang, yaitu gugus galaktik (galactical cluster) yang terletak pada disk dan gugus bola (globular cluster) yang terletak pada halo.  Persamaan gugus bola dan gugus galaksi adalah bintang-bintang di dalamnya : -

berikatan secara gravitasi

-

berjarak sama dari bumi, sehingga mudah untuk menentukan magnitudo mutlak setiap bintang jika jaraknya diketahui

-

Berasal dari awan nebula yang sama sehingga komposisi kimia setiap bintang sama, maka pembedanya hanya massanya sehingga penelitian tentang evolusi bintang menjadi lebih mudah

-

Terbentuk pada saat yang sama sehingga usia gugus bisa ditentukan melalui analisis diagram HR gugus (untuk gugus bola masih ada perdebatan apakah terbentuk bersama-sama atau tidak)

 Perbedaan Gugus Bola dan gugus galaksi Gugus Galaksi/gugus Terbuka

Gugus Bola

Jumlah bintang

Mencapai ribuan buah

Mencapai ratusan ribu buah

Bentuk

Tidak beraturan

Beraturan, biasanya berbentuk bola

Usia

Objek muda

Objek tua

Ikatan gravitasi

Lebih lemah dan lebih terbuka sehingga kerapatan bintangnya rendah, juga dapat menarik bintang luar yang lain menjadi anggotanya

Lebih kuat, tidak mudah tercerai sehingga kerapatan bintangnya tinggi

Komposisi kimia

Kaya logam (anggota populasi I)

Miskin logam (anggota populasi II)

Letak

Di daerah spiral/piringan galaksi

Di halo galaksi

 Pada tahun 1944, W. Baade mengajukan adanya dua macam populasi bintang, yaitu : Ciri-ciri Populasi I Kelompok bintang muda Bintang maharaksasa biru dan bintangbintang muda Kelompok bintang yang bergerak cepat Garis spektrum logam kuat/banyak elemen berat Berasal dari materi antar bintang yang kaya akan unsur berat, asalnya dari

Ciri-ciri Populasi II Kelompok bintang tua Bintang raksasa merah dan bintang-bintang tua lainnya Kelompok bintang yang bergerak lambat Garis spektrum logam lebih sedikit /sedikit elemen berat Berasal dari materi antar bintang yang bersih dari unsur berat 157

MODUL OSN ASTRONOMI daerah yang dihuni bintang populasi II yang menghembuskan materinya (lewat angin bintang, nova atau supernova) Kebanyakan letaknya di daerah Kebanyakan letaknya di halo galaksi atau di piringan/lengan galaksi pusat galaksi Biasanya membentuk gugus galaksi Biasanya membentuk gugus bola  Galaksi kita bukanlah satu-satunya galaksi di alam semesta. Bermilyar-milyar galaksi lain ada di dalam alam semesta. Galaksi-galaksi yang berdekatan dikelompokkan menjadi gugus galaksi (cluster), sedangkan cluster-cluster ini secara longgar berkelompok dalam struktur yang lebih besar yang disebut super-gugus (super cluster). Galaksi kita beserta galaksi Andromeda (M31), Awan Magellen Besar (LMC) Awan Magellan Kecil (SMC), Sagittarius dSph, Sculptor dSph, M94, M101, M33, NGC 300, NGC247, Triangulum beserta galaksi dekat lainnya digolongkan sebagai gugus lokal, terdiri lebih dari 30 galaksi yang terletak dalam pinggiran super gugus Virgo, yang pusatnya sekitar 50 juta tahun cahaya dari kita. STRUKTUR GALAKSI BIMA SAKTI  Struktur galaksi Bima Sakti : terdiri dari Pusat galaksi (bulge), piringan galaksi, Halo galaksi dan korona galaksi

 Pusat galaksi -

Kerapatan bintang sangat tinggi, sekitar 1 juta bintang tiap parsec (sejuta kali kerapatan bintang di sekitar Matahari

-

banyak ditemukan gugus bola, bintang variabel RR Lyrae, dan planetary nebulae

-

Pengamatan terutama dari panjang gelombang radio, inframerah, sinar X dan sinar gamma

158

MODUL OSN ASTRONOMI -

Melalui pengamatan sinar X diperkirakan ada lubang hitam raksasa di tengah pusat galaksi

-

Melalui pengamatan radio dan inframerah diketahui semakin dekat ke pusat galaksi kecepatan rotasi semakin besar sehingga diprediksi ada massa yang sangat besar di pusat galaksi

-

Melalui pengamatan inframerah, ada awan debu berbentuk cincin yang bergerak mengitari pusat galaksi

-

Melalui pengamatan radio ditemukan sumber radio kuat yang diberi nama Sagitarius A dengan ukuran lebih kecil dari 8 AU (setara dengan bintang raksasa merah). Selain itu di tahun 2002 ditemukan sumber radio lain yang diberi nama Sagitarius A* yang ternyata berukuran 3,7juta M dengan ukuran hanya 6,25 jam cahaya (sekitar 45 AU)

 Piringan galaksi :: -

Terdiri dari bintang-bintang muda yang panas, gas dan debu antar bintang, gugus terbuka yang tersebar membentuk suatu pola spiral

-

Pola spiral ditentukan dari memplot jarak bintang-bintang O, B dan gugus galaksi yang ada di galaksi kita

-

Pemikiran ini muncul dari pengamatan galaksi spiral Andromeda sejarak 2,2 tahun cahaya yang memperlihatkan bahwa bintang-bintang O, B dan gugus galaksi terletak di piringan galaksi Andromeda

-

Ada empat lengan spiral utama yang menjulur keluar dari pusat galaksi

-

Piringan galaksi berotasi dengan rotasi diferensial, yaitu kecepatan sudut di pusat lebih besar dari bagian tepi

-

Permasalahan dengan rotasi diferensial galaksi : 1) Ditinjau dari usia galaksi yang sudah tua, maka seharusnya sudah terjadi beberapa kali putaran (Matahari saja sudah 20 kali berputar) dan bentuk spiral tentu akan hilang, mengapa masih terlihat sekarang? SOLUSI : C.C.Lin dan Frank Shu memberi hipotesis bahwa adanya sejenis gelombang kerapatan yang bergerak di galaksi sepanjang arah rotasinya dengan kecepatan sekitar 30 km/s.Gelombang ini memampatkan gas yang dijumpainya dan sanggup mempertahankan bentuk spiral galaksi meskipun telah berputar berulang kali. Masalahnya adalah darimana munculnya gelombang in dan mekanisme apa yang menjaga gelombang ini terus menerus ada di galaksi? 2) Mulai dari jarak sekitar 16.000 parsec dari pusat galaksi, ternyata kecepatan rotasi diferensial galaksi membesar (seharusnya mengecil). Kurvanya dikenal dengan nama kurva rotasi galaksi. Diamati pertama kali di tahun 1978. Bentuk kurva di bawah ini ternyat terlihat juga pada galaksi-galaksi yang lain.

159

MODUL OSN ASTRONOMI

SOLUSI : Menurut Friyz Zwicky, di bagian luar piringan galaksi (di daerah halo galaksi dan korona galaksi) terdapat materi gelap, yaitu materi yang tidak dapat teramati karena tidak bercahaya tetapi jumlahnya sangat besar, diperkirakan mencapai 2000 miliar massa Matahari. Materi ini dihipotesiskan tersusun dari partikel-pertikel yang berbeda dari yang sudah diketahui, disebut cold dark matter.  Halo Galaksi -

Lapisan yang menyelubungi piringan dan pusat galaksi, berbentuk elipsoida dengan ukuran setara dengan batas piringan galaksi

-

Ditempati oleh obyek-obyek yang lebih tua dari piringan galaksi, kebanyakan berisi gugus bola

-

Melalui pemetaan gugus bola di halo, dapat ditentukan pusat dari semua gugus bola tersebut, yaitu pusat galaksi

-

Diprediksi merupakan tempat dari materi gelap bersembunyi

 Korona Galaksi -

Berbentuk bola dengan diameter paling sedikit 120.000 pc sampai 600.000 pc

-

Terdapat dua galaksi satelit, yaitu Kabut Magellan Besar dan Kabut Magellan Kecil

-

Terdapat 7 buah galaksi kerdil dan beberapa gugus bola

-

Diprediksi merupakan tempat dari materi gelap bersembunyi selain di halo galaksi

160

MODUL OSN ASTRONOMI

KLASIFIKASI GALAKSI  Teleskop Hubble menemukan jutaan galaksi dalam berbagai ukuran, bentuk dan arah.  Sebagian besar galaksi lebih kecil daripada galaksi kita, tetapi beberapa diantaranya lebih besar.  Bentuknya bermacam-macam, dan umumnya digolongkan dalam tiga kelas: 1. Galaksi elips, yang sudah tidak menghasilkan bintang baru lagi, karena gas dan debunya sudah habis terpakai. Galaksi ini biasanya sangat besar, dan hampir seluruhnya terdiri atas bintang populasi II yang lebih tua. Galaksi ini dibagi lagi menjadi kelas E0 (bentuk bola) sampai E7 yang berbentuk pipih dengan rumus En, n = 10 [1 - (b/a)]. 2. Galaksi tidak beraturan (irregular), yang tidak mempunyai bentuk, walau di sana-sini memperlihatkan bentuk spiral. Galaksi ini terutama berisi bintang-bintang populasi I, yakni bintang besar, biru dan panas, dan bintang muda yang putih kebiruan. Galaksi ini banyak mengandung debu dan gas antar bintang. 3. Galaksi spiral, berisi bintang populasi I dalam lengannya. Dalam lengannya itu banyak bintang-bintang sedang terbentuk. Pada pusatnya maupun pada selunung besar di sekitarnya terdapat bintang populasi II yang lebih tua, yakni bintang raksasa merah, bintang kerdil serta beberapa Cepheid. Galaksi spiral dibagi lagi menjadi Sa, Sb dan Sc seiring dengan kelonggaran lilitan lengannya. Adapula galaksi spiral batang, yang menjulurkan lenganya dari pusat hampir vertikal, kemudian melingkar pada ujungnya. Semakin panjang batang lengannya, jenis ini dibagi menjadi Sba, Sbb, dan Sbc. Adapun bentuk peralihan antara galaksi elips dan pipih disebut galaksi lenticular (S0), yaitu cakram pipih namun cakramnya tidak terdiskret menjadi lengan-lengan  Diperkirakan sebanyak 80% dari galaksi yang teramati merupakan galaksi spiral, 17% galaksi elips dan sisanya galaksi tak beraturan. 161

MODUL OSN ASTRONOMI

 Selain galaksi-galaksi yang telah dijelaskan di atas, adapula galaksi-galaksi lainnya yang tidak biasa, seperti galaksi radio, galaksi yang saling bertabrakan dan quasar (quasi stellar radio source). Adapun objek-objek tersebut belum dapat dijelaskan dengan sempurna dengan pengetahuan maupun pengamatan yang ada saat ini. KOSMOLOGI  Kosmologi adalah ilmu yang mempelajari alam semesta secara keseluruhan: bentuk, ukuran, struktur, komposisi, serta bagaimana perubahannya dari waktu ke waktu  Pengamatan Edwin Hubble di tahun 1929 menyatakan bahwa semua galaksi jauh sedang bergerak menjauhi kita (dan menjauhi satu dengan yang lainnya) dengan kelajuan yang amat tinggi. Semakin jauh sebuah galaksi dari kita, semakin tinggi lajunya.  Jika semua galaksi bergerak saling menjauhi, maka mereka sebelumnya pastilah berdekatan. Jika kita kembali cukup jauh ke masa lampau semua materi tentulah berasal dari sebuah titik singularitas berkerapatan tak hingga yang mengalami ledakan dahsyat. Peristiwa ini dikenal sebagai Big Bang (Ledakan Besar).  Pada tahun 1965, dua astronom yang bernama Arno Penzias dan Robert Wilson menemukan pijaran radiasi latar belakang gelombang mikro dari sisa-sisa ledakan besar yang mengisi seluruh jagad raya dan menghujami Bumi, meskipun telah mengalami pendinginan selama kurang lebih 15 milyar tahun.  Penemuan Hubble, Penzias dan Wilson merupakan landasan untuk berspekulasi mengenai asal mula, evolusi dan masa depan jagad raya.  Semua teori ini termasuk dalam bidang kajian kosmologi yang berasaskan pada teori relativitas umum dengan paduan bidang astronomi, fisika partikel, fisika statistik, termodinamika dan elektrodinamika. 162

MODUL OSN ASTRONOMI HUKUM HUBBLE  Pada tahun 1929, Edwin Hubble membuktikan bahwa galaksi non lokal di alam semesta ini bergerak saling menjauh satu sama lain dan besarnya kecepatan menjauh ini sebanding dengan jaraknya, yang ia nyatakan dalam bentuk (disebut Hukum Hubble) :

v  H0 d  Hukum ini diperoleh dari plot kecepatan radial galaksi-galaksi terhadap jaraknya yang ternyata ‗hampir‘ linier. Besar kecepatan radial suatu galaksi dapat diukur dengan metode Doppler yaitu:

vr   Nilai



0

koefisien spektrum, z.



0

c

ini

disebut

pergeseran

 H0 adalah nilai gradien dari grafik kecepatan radial galaksi tersebut.  Berdasarkan perhitungan yang modern dengan ketelitian yang semakin baik, kemiringan ini ternyata bervariasi, tetapi variasinya memiliki batas tertentu, perhatikan gambar di samping ini :  Melalui Hukum Hubble dan penentuan H0, kita bisa menentukan beberapa parameter fisis alam semesta, yaitu : 1) Jari-jari/panjang alam semesta (Hubble Length)  cahaya)

D

c H0

(c adalah kecepatan

Hubble Length yang disepakati adalah 13,8 miliar tahun cahaya atau setara dengan 1 4228 juta Pc. 2) Usia alam semesta (Hubble Time) 

t

H0

Dengan konversi satuan : H0 (km/s/MPc)  t 

1 x 980 milyar tahun H0

t

1 x 300 milyar tahun H0

H0 (km/s/Mly) 

Usia alam semesta yang disepakati sekarang adalah 13,8 miliar tahun

163

MODUL OSN ASTRONOMI 3) Volume Alam Semesta (Hubble Volume). Ada beberapa pendapat, ada yang menyatakan Hubble Volume adalah bola dengan jari-jari Hubble Length, ada yang menyatakan kubus dengan sisi sebesar Hubble Length, ada juga yang menyatakan hanya volume alam semesta yang bisa diamati saja yang berkaitan dengan Hubble Length, jari-jari yang sebenarnya adalah tiga kali lebih besar.  Sebenarnya selain gerak pengembangan (ekspansi) ini juga terdapat gerak diri ( peculiar motion) yang besarnya acak, namun besarnya hanya sekitar ratusan kilometer per detik. Bisa digambarkan pada sekelompok angsa yang terbang dalam formasi, terdapat juga gerak antara angsa satu dan angsa lain, seperti inilah kecepatan peculiar itu. Namun pada jarak yang jauh (lebih dari 10 Mpc) kecepatan ekspansi menjadi besar sehingga kecepatan peculiar ini dapat diabaikan.  Jika alam semesta ini terus mengembang hingga bentuknya yang sekarang, pastilah dahulu kala, alam semesta ini bentuknya jauh lebih kecil dan lebih jauh lagi, merupakan suatu singularitas. Pandangan ini melahirkan suatu teori baru, yang dinamakan dengan Teori Big Bang. Teori Big Bang (Ledakan Besar) ini menyatakan pada pada suatu masa di awal pembentukan alam semesta, lama semesta ini berupa suatu keadaan singularitas dengan rapat massa dan temperatur yang luar biasa besar dan kemudian ‗meledak‘ atau berekspansi ke segala arah membentuk alam semesta kita sekarang. Pemuaian ruang ini mengakibatkan tekanan dan suhu dari alam semesta turun dan kemudian terbentuklah partikel-partikel dasar pembentuk materi seperti quark dan lepton. ASAS KOSMOLOGI  Dalam skala besar jagad raya, mulai dari jarak 107 parsec, seluruh materi dapat dianggap sebagai fluida kontinu, homogen dan isotrop.  Pernyataan ini membawa kepada kesimpulan bahwa tidak ada pemandang galaksi yang dipandang istimewa di jagad raya ini. Dengan kata lain, seluruh pengamat bergerak bersama galaksi dan melihat proses skala besar yang sama dalam evolusi jagad raya. Inilah yang dinamakan asas kosmologi (cosmological principle).  Teori keadaan tetap (steady state theory) didasarkan pada asas kosmologi sempurna (perfect cosmological principle) yang menyatakan bahwa seluruh pengamat galaksi melihat seluruh struktur skala besar jagad raya yang sama untuk seluruh waktu. Berdasarkan fakta-fakta, ditemui bahwa lebih tepat adalah asas pertama, bukan asas kedua.  Teori keadaan tetap menyarankan bahwa terbentuk materi-materi baru jika alam semesta mengembang untuk mempertahankan kondisi steady state ini  Teori ini ditinggalkan karena : -

Tidak sesuai dengan prinsip kekekalan massa dan energi

-

Tidak dapat menjelaskan radiasi kosmik latar belakang

-

Tidak dapat menjelaskan paradoks Olber

164

MODUL OSN ASTRONOMI  Paradoks Olber : Bila ruang angkasa tak terbatas dan bintang-bintang tersebar di dalam ruang tersebut, mengapa langit malam begitu kelam dan pekat (seharusnya terang benderang oleh cahaya bintang di setiap titik di langit malam)  Jawaban teori Big Bang terhadap paradoks Olber : -

Cahaya bintang-bintang yang sangat jauh tersebut hanya sedikit sekali yang sampai ke Bumi karena jarak antar bintang semakin jauh dari waktu ke waktu

-

Karena ada bintang yang sangat jauh dan semakin jauh lagi (alam semesta mengembang), maka bisa saja cahaya tersebut belum sampai ke Bumi, artinya alam semesta bersifat terhingga (finite). Jika alam semesta bersifat infinite (teori steady state), maka cahaya seberapapun jauhnya cahayanya pasti sudah sampai ke Bumi dan membuat langitmalam menjadi terang benderang

STRUKTUR ALAM SEMESTA  Tidak ada yang dapat membayangkan besarnya alam semesta ini, tetapi salah satu model yang dapat diterima adalah ―model semesta tak-berbatas namun berhingga‖, atau alam semesta yang unlimit tetapi finity.  Alam semesta tidak memiiki titik pusat karena alam semesta adalah ruang yang melengkung, sehingga titik pusatnya sebenarnya berada pada dimensi yang lebih tinggi dari 3 dimensinya alam semesta.  Berdasarkan pengamatan Edwin Hubble, alam semesta ini mengembang ke segala arah secara homogen, tak berpusat dan besarnya kelajuan objek sebanding dengan jarak antara benda dengan pengamat.  Menurut teori Big Bang, galaksi yang semakin menjauh sebenarnya bukan galaksinya yang bergerak, tetapi ruangnya yang membesar, akibatnya semua cahaya akan mengalami pergeseran merah (redshift). Jadi redshift yang terukur pada galaksi jauh (untuk meminimalisir kecepatan pekuliar) sebenarnya adalah redshift dari pengembangan ruang alam semesta. Peristiwaini dikenal dengan cosmological redshift..  Konsekuensi dari ekspansi alam semesta ini adalah, jika ditilik ke belakang, alam semesta ini akan lebih kecil hingga pada suatu waktu yang lampau, alam semesta ini hanya berupa titik. Hal ini berarti alam semesta lahir dari pengembangan titik awal tersebut, namun ini bertentangan dengan pengamatan, yaitu tidak ada titik istimewa di alam semesta yang teramati sebagai pusat.  Semua objek angkasa bergerak menjauh satu sama lain secara seragam, persis seperti noktah pada permukaan balon karet yang saling menjauh jika balon ditiup. Kesimpulan dari fakta ini, alam semesta analog dengan balon.  Pada balon, pergerakan yang kita tinjau adalah pergerakan menjauh dari noktah-noktah pada permukaan balon. Ini berarti segala kejadian yang teramati adalah yang terdapat pada ‗permukaan‘ balon (kita sebut semesta kejadian), dimana pusat pengembangan balon berada di tengah-tengah ruang balon.

165

MODUL OSN ASTRONOMI  Jadi pusat ekspansi balon tidak terdapat pada semesta kejadian balon, melainkan pada ruang balon, yang mana merupakan dimensi yang lebih besar tempat semesta kejadian itu berada.  Segala perubahan yang timbul akibat ekspansi jagat raya akan sama dan seragam terhadap semua kejadian (objek) di semesta yang sama, karena semua kejadian, dimana pun letaknya (asalkan masih berada dalam semesta yang ditinjau), memiliki jarak yang sama terhadap pusat ekspansi.  Konsekuensi dari hal ini adalah, kelajuan ekspansi tampak (kelajuan menjauh objek dari pengamat pada semesta yang sama), rapat massa alam semesta, suhu rerata alam semesta, radiasi latar sisa Big Bang, dan faktor lainnya yang timbul sebagai manifestasi dari ekspansi ini, haruslah sama dan seragam.  Eksistensi alam semesta ini ternyata mengikuti model ini, sehingga dapat kita pandang:

―Alam semesta kita, tempat segala kejadian teramati hanyalah salah satu lapisan dari banyak alam semesta yang melengkung menyususun jagat raya, dan mengembang berdasarkan rujinya (jari-jari) terhadap pusat jagat raya.‖ ENERGI GELAP  Menurut para ahli teori Big Bang, hanya dibutuhkan 30% materi hingga membentuk alam semesta untuk mencapai keadaanya yang sekarang ini  Sementara itu, materi yang ‗normal‘ (terdiri dari proton, neutron dan elektron) hanya ada 4% saja. Sisanya 26% adalah materi yang lain – berupa materi gelap  70% dari alam semesta tersusun dari energi gelap  Energi gelap ini yang dihipotesiskan bertanggung terhadap pengembangan alam semesta yang ternyata sedang dipercepat (seharusnya semakin lama semakin lambat)  Karakteristik dari materi gelap maupun energi gelap sampai saat ini masih gelap. TATA SUSUNAN ALAM SEMESTA  Local Cluster (Galaksi Kelompok Lokal)  kumpulan galaksi-galakasi yang jaraknya saling berdekatan. Misalnya Bima Sakti, Andromeda, M31, M33 dan beberapa galaksi dekat lainnya membentuk satu Kelompok Lokal  Gugus Galaksi  kumpulan dari Kelompok Lokal yang berdekatan. Anggotanya mencapai ratusan atau ribuan buah galaksi. Contoh : Gugus Virgo. 166

MODUL OSN ASTRONOMI  Kelompok Super (Super Kluster)  untaian gugusan galaksi yang sangat panjang, bisa mencapai 1 miliar tahun cahaya panjangnya.  Banyak dari super kluster yang ditemukan berdekatan dengan suatu daerah kosong yang hampir tidak ada materi  Alam semesta skala raksasa bisa dibayangkan sebagai sekelompok gelembung sabun yang saling menempel, dimana setiap sisi gelembung adalah untaian superkluster dan ada ruang-ruang kosong diantaranya

SOAL-SOAL OSK-OSP-OSN 1. (OSK 2011) Pilih mana yang BENAR. a. Bintang muda biru dan panas berlokasi di lengan spiral Galaksi. b. Bintang muda yang panas berlokasi di halo Galaksi. c. Gugus terbuka berlokasi di halo Galaksi. d. Matahari merupakan pusat Galaksi. e. Semua bintang dalam Galaksi dilahirkan pada saat yang sama. 2. (OSK 2011) Pilih mana yang BENAR. a. Inti galaksi (galactic nuclei), gembungan galaksi (galactic bulge), piringan galaksi, lengan spiral, dan halo merupakan komponen-komponen galaksi. b. Umumnya umur gugus bola lebih muda dari gugus galaktik. c. Bintang Populasi I adalah bintang-bintang dengan umur tua. d. Bintang Populasi II adalah bintang-bintang muda yang berlokasi pada bidang Galaksi. e. Bintang Populasi II mengandung lebih banyak elemen berat daripada bintang Populasi I. 3. (OSK 2011) Bukti pengamatan bahwa teori Ledakan Besar (Big Bang) itu benar adalah a. radiasi gelombang mikro dapat ditangkap dari semua arah di langit. b. temperatur rata-rata alam semesta adalah 2,7 K. c. kelimpahan unsur-unsur ringan yang sesuai prediksi. d. semua pernyataan di atas benar. e. semua pernyataan di atas salah.

167

MODUL OSN ASTRONOMI 4. (OSP 2011) Galaksi Andromeda diamati memiliki pergeseran biru, bukan pergeseran merah. Berkaitan dengan ini, manakah pernyataan yang BENAR: f. Andromeda diamati memiliki pergeseran biru karena efek pengamatan. Jika dikoreksi dengan gerak diri Bima Sakti, sebenarnya Andromeda mengalami pergeseran merah. g. Tipe-tipe morfologi tertentu mengalami pergeseran biru, bukan pergeseran merah. Andromeda adalah salah satu tipe galaksi yang mengalami pergeseran biru. h. Untuk galaksi spiral raksasa seperti Andromeda, perlu berbagai koreksi internal gerak bintang di dalamnya. Jika semua koreksi internal bintang dalam Andromeda dilakukan, akan dideteksi bahwa Andromeda mengalami pergeseran merah i.

Jarak Andromeda terlalu dekat ke Bima Sakti sehingga efek pengembangan alam semesta tidak teramati, dan yang teramati dominan adalah gerak dirinya dalam ruang, yang arahnya menuju ke Bima Sakti.

j. Ketidakakuratan detektor menyebabkan pergeseran merah terdeteksi sebagai pergeseran biru. Jika menggunakan peralatan yang lebih teliti, akan diperoleh ternyata Andromeda mengalami pergeseran merah. 5. (OSP 2011) Bintang-bintang biasa dikategorikan dalam Populasi I, Populasi II dan Populasi II (yang masih intensif dicari). Pilih pernyataan yang SALAH: a. Populasi I memiliki kandungan metal yang lebih tinggi dibandingkan Populasi II b. Gugus-gugus bola berisi bintang Populasi II c. Gugus terbuka beranggotakan bintang Populasi I d. Lengan spiral berisi bintang-bintang Populasi I e. Bintang-bintang Populasi I lebih tua dari bintang-bintang Populasi II 6. (OSP 2011) Diantara nebula-nebula berikut : Planetary nebula, Dark nebula, Supernova remnant, H II region, manakah yang termasuk sisa bintang yang mati: a. Planetary nebula dan Supernova remnant b. Supernova remnant dan Dark nebula c. Dark nebula dan H II region d. H II region dan Planetary nebula e. Planetary nebula, Dark nebula, Supernova remnant, H II region 7. (OSP 2011) Pusat galaksi Bima Sakti sulit diamati karena banyaknya kandungan debu antar bintang. Untuk mengamatinya, dilakukan pengamatan pada panjang gelombang a. Cahaya tampak, ultraviolet, dan sinar-X b. Sinar gamma, sinar-X, inframerah dan radio 168

MODUL OSN ASTRONOMI c. Ultraviolet, sinar-X, dan sinar gamma d. Cahaya tampak, radio dan sinar gamma e. Infra merah, ultraviolet dan sinar-X 8. (OSP 2011) Bagaimana gugus bintang terdistribusi di langit? 1) Gugus bintang terbuka tersebar sepanjang Bima sakti, dimana kerapatan bintang tinggi. 2) Gugus bola tersebar sepanjang Bima Sakti, dimana kerapatan bintang tinggi. 3) Setengah dari gugus bola yang ada di Galasi kita terletak di sekitar konstelasi Sagitarius 4) Setengah dari gugus bintang terbuka yang ada di Galasi kita terletak di sekitar konstelasi Sagitarius a. Pernyataan 1, 2 dan 3 benar b. Pernyataan 1 dan 3 benar c. Pernyataan 2 dan 4 benar d. Hanya pernyataan 4 yang benar e. Semua pernyataan benar 9. (OSP 2011) Pilih pernyataan yang SALAH. a. Kalau kita mengamati galaksi, kita melihat pergeseran merah dalam spektrumnya. Ini berarti jagat raya mengembang. b. Terdapat hubungan linier antara kecepatan menjauh dari galaksi dengan jaraknya dari kita. c. Beberapa Quasar memiliki pergeseran merah yang paling besar yang berarti bahwa Quasar ini adalah objek yang paling jauh yang bisa kita amati. d. Model jagat raya terbuka (open universe) mengatakan bahwa jagat raya akan terus berkembang. e. Pengamatan menunjukkan bahwa galaksi yang jauh semuanya menjauhi kita. Dapat disimpulkan bahwa Galaksi Bima Sakti kita merupakan pusat keseluruhan jagat raya. 10. (OSN 2011) Pilih mana yang BENAR a. Dengan jarak Matahari ke Pusat Galaksi 25.000 tahun cahaya dan kecepatan rotasi Matahari mengelilingi Pusat Galaksi 230 km/detik, maka satu tahun kosmik adalah 325 juta tahun. b. Fakta bahwa kecepatan rotasi tidak menurun dengan bertambah jauhnya jarak dari Pusat Galaksi menunjukkan bahwa sebagian besar massa Galaksi memang terkonsentrasi di sekitar Pusat Galaksi. 169

MODUL OSN ASTRONOMI c. Sumber kompak SgrA* yang dianggap sebagai pusat gravitasi dan dinamika Galaksi, diamati dengan VLBI mempunyai ukuran 0,002‖. Dengan jarak ke Pusat Galaksi 8,5 kpc, maka diameter liniernya adalah 5 SA. d. Menurut teori, dalam Galaksi seharusnya sekitar 1.000 bintang lahir setiap tahunnya. Tetapi pada kenyataannya jauh lebih kecil dari angka ini, yaitu 3 bintang saja. Salah satu faktor penyebabnya adalah rotasi Galaksi itu sendiri. e. Gerakan orbit yang cepat dari obyek-obyek sekeliling Pusat Galaksi tidak merupakan bukti bahwa Pusat Galaksi kita berujud sebuah Super Massive Black Hole.

11. (OSN 2011) Pilih mana yang BENAR a. Skema garputala klasifikasi Hubble adalah sistem klasifikasi galaksi berdasar penampilan morfologi dengan klasifikasi utama: eliptis, spiral, dan tak beraturan. Klasifikasi ini juga mencerminkan evolusi dari galaksi. b. Hukum Hubble adalah hubungan antara pergeseran merah dalam spektrum galaksi yang jauh, dengan jaraknya. Tetapi kecepatan menjauh galaksi tersebut tidak langsung berbanding lurus dengan jaraknya. c. Waktu Hubble adalah waktu yang diperlukan galaksi untuk bergerak ke jaraknya sekarang, berarti juga umur jagat raya sekarang. d. Materi gelap adalah materi yang tidak memancarkan radiasi yang dapat dideteksi tetapi memberi pengaruh gravitasi pada lingkungannya walaupun tidak merupakan fraksi yang besar dalam galaksi atau jagat raya secara keseluruhan. e. Lilin penentu jarak bukan merupakan cara penentuan jarak dalam astronomi 12. (OSN 2011) Pilih mana yang SALAH. a. Yang menentukan tipe morfologi sebuah galaksi adalah besarnya momentum sudut yang dikandung dan laju pembentukan bintang dalam galaksi tersebut. b. Jika besarnya momentum sudut keseluruhan kecil, dan proses pembentukan bintang berlangsung cepat, akhir dari proses ini adalah galaksi spiral dengan usia muda dan mengandung banyak gas. c. Jika besarnya momentum sudut keseluruhan kecil, dan proses pembentukan bintang berlangsung cepat, akhir dari proses ini adalah galaksi eliptis yang didominasi oleh bintang usia lanjut dengan kandungan gas yang kecil. d. Jika momentum sudut besar dan harga pembentukan bintang relatif rendah, akhir dari proses ini adalah galaksi spiral dengan generasi bintang pertama berlokasi dalam sistem sferoid sementara generasi berikutnya beserta gas terdistribusi pada piringan. e. Pada tabrakan antara dua galaksi, bintang-bintangnya sendiri secara individual tidak akan saling bertabrakkan.

170

MODUL OSN ASTRONOMI 13. (OSK 2010) Salah satu tujuan awal Hubble Space Telescope adalah menemukan nilai yang akurat dari Konstanta Hubble yang dipakai dalam hukum Hubble. Hukum Hubble itu menyatakan: f. Kecepatan sebuah galaksi mendekati kita sebanding dengan jaraknya; g. Kecepatan sebuah galaksi menjauhi kita sebanding dengan jaraknya; h. Kecepatan rotasi galaksi berkorelasi dengan diameternya; i.

Kecepatan bintang dalam sebuah galaksi sebanding dengan jaraknya dari pusat galaksi;

j. Kecepatan melintas sebuah galaksi sebanding dengan kuadrat jaraknya 14. (OSK 2010) Jika diketahui konstanta Hubble, H = 65 km/dt/Mpc, maka umur alam semesta (model alam semesta datar) adalah f. 13 milyar tahun; g. 14 milyar tahun; h. 15 milyar tahun; i.

16 milyar tahun;

j. 17 milyar tahun; 15. (OSK 2010) Mana pernyataan yang benar tentang Galaksi ? 1. Galaksi Bima sakti jika dipotret dari Bumi akan nampak berbentuk spiral 2. Bintang-bintang di daerah pusat Galaksi umumnya lebih panas sehingga warnanya lebih biru 3. Nebula kepala kuda (Horse Head nebula) berukuran lebih besar daripada galaksi pada umumnya 4. Galaksi spiral berbentuk pipih dan berotasi 16. (OSP 2010) Sebuah galaksi spiral yang bermassa 1011 M dan radius 15 kpc memiliki dua komponen yaitu bulge (tonjolan pusat) dan piringan. Bulge galaksi berbentuk bola dengan radius 2 kpc dan memiliki massa 10% dari massa total galaksi. Piringan galaksi memiliki ketebalan yang dapat diabaikan debandingkan dengan diameternya, dan massanya terdistribusi seragam. Jika terdapat sebuah bintang pada jarak 10 kpc dari pusat galaksi, hitung berapa massa yang mempengaruhi gerak bintang tersebut dan berapa kecepatan bintang tersebut mengelilingi galaksi?

171

MODUL OSN ASTRONOMI

17. (OSN 2010) Sebuah objek yang mengorbit pusat Galaksi Bima Sakti mematuhi Hukum Kepler 3. Ini berarti bahwa a. tarikan gravitasi menjadi lebih kuat ketika objek tersebut semakin jauh dari pusat b. gugus bintang yang besar akan mengorbit pusat Galaksi lebih cepat dari gugus bintang yang berukuran kecil c. semakin dekat sebuah bintang dengan pusat Galaksi, semakin lama waktu yang dibutuhkan untuk pergi mengelilinginya d. awan gas atau bintang yang lebih jauh dari pusat,umumnya akan memiliki lebih banyak waktu untuk mengorbit e. orbit dari semua obyek di sekitar Galaksi berbentuk lingkaran 18. (OSN 2010) Perbedaan utama antara galaksi eliptik dan galaksi spiral adalah, a. galaksi eliptik tidak mempunyai ―black hole‖ di pusatnya b. galaksi spiral tidak mempunyai gugus bola c. debu di galaksi eliptik lebih sedikit dari pada di galaksi spiral d. galaksi spiral lebih kecil dari pada galaksi eliptik e. galaksi eliptik lebih tua dari pada galaksi spiral 19. (OSN 2010) Kecepatan yang diamati dari sebuah galaksi yang jauh (Vteramati) adalah gabungan dari kecepatan akibat ekspansi alam semesta (Vekspansi) dan kecepatan pekuliar (Vpek), yaitu (Vteramati = Vekspansi + Vpek). Kecepatan pekuliar adalah kecepatan diri galaksi terhadap kecepatan rata-rata galaksi lain disekitarnya. Kecepatan ekspansi bergantung pada 172

MODUL OSN ASTRONOMI hukum Hubble, sedangkan kecepatan pekuliar sebuah galaksi nilainya acak, sekitar ratusan km/s. Misalkan kita mengamati dua galaksi, satu pada jarak 35 juta tahun cahaya dengan kecepatan radial 580 km/s, dan yang lain pada jarak 1.100 juta tahun cahaya dengan kecepatan radial 25.400 km/s. a. Hitung konstanta Hubble dari masing-masing hasil pengamatan diatas dalam satuan km/s /juta tahun cahaya. b. Manakah di antara dua perhitungan yang akan Anda anggap lebih dapat dipercaya? Mengapa? c. Estimasikan kecepatan pekuliar dari galaksi dekat. d. Jika galaksi yang lebih jauh diketahui punya kecepatan diri yang sama dengan galaksi dekat, hitung konstanta Hubble yang lebih akurat! 20. (OSN 2010) Andaikan kita mengamati sebuah galaksi yang jaraknya 500 Mpc, dan galaksi tersebut bergerak menjauhi kita dengan kecepatan 30.000 km/detik. Jika kecepatannya konstan, kapan Big Bang terjadi ? 21. (SOP 2009) Dua buah galaksi saling mengorbit satu sama lainnya dengan periode 50 milyar tahun. Jarak kedua galaksi adalah 0,5 juta parseks. Tentukanlah massa kedua galaksi tersebut! a. 1,2 x 1011 massa matahari b. 2,4 x 1011 massa matahari c. 3,2 x 1011 massa matahari d. 4,4 x 1011 massa matahari e. 5,2 x 1011 massa matahari 22. (SOP 2009) Pilih mana yang BENAR a. Dengan menggunakan pengamatan distribusi gugus bola, Shapley di awal abad ke 20 menyimpulkan bahwa Galaksi kita berpusat di Matahari b. Bintang muda dan panas dalam Galaksi kita terdistribusi pada lengan spiral dan halo Galaksi c. Semua galaksi dalam jagat raya mempunyai bentuk spiral d. Kalau diamati secara spektroskopik semua galaksi yang jauh dalam jagat raya memperlihatkan pergeseran merah (redshift) e. Kalau diamati secara spektroskopik sebagian galaksi memperlihatkan pergeseran merah (redshift) dan sebagian lagi memperlihatkan pergeseran biru (blueshift) 23. (SOP 2009) Para astronom yakin bahwa 90% massa galaksi Bimasakti berada dalam bentuk materi gelap. Keyakinan berdasarkan karena a. materi gelap tidak memancarkan energy pada daerah visual, tetapi dapat dideteksi pada 173

MODUL OSN ASTRONOMI gelombang radio dan mengkonfirmasi bahwa halo adalah penuh dengan bahan ini. b. model teoretis pembentukan galaksi menyarankan bahwa galaksi tidak dapat terbentuk kecuali memiliki paling sedikit 10 kali lebih banyak materi dari yang kita lihat pada piringan Bimasakti, menyatakan bahwa halo penuh dengan materi gelap c. kita melihat galaksi yang jauh yang kadang-kadang dikaburkan oleh bercak gelap di langit, dan kita percaya ini bercak ini terletak di halo. d. kecepatan orbit bintang yang jauh dari pusat galaksi ternyata tinggi, hal ini menyatakan bahwa bintang-bintang ini dipengaruhi oleh efek gravitasi dari materi yang tidak tampak di halo. e. Bintang-bintang dilahirkan dari materi gelap 24. (SOP 2009) Harlow Shapley menyimpulkan bahwa Matahari tidak berada di pusat Galaksi Bimasakti, dengan menggunakan hasil a. pemetaan distribusi bintang di galaksi b. pemetaan distribusi gugus bola di galaksi. c. melihat bentuk ―pita susu‖ di langit. d. melihat galaksi spiral di sekitar Bimasakti e. pemetaan distribusi awan gas di lengan spiral. 25. (SOP 2009) Sebuah survei galaksi sensitif terhadap obyek-obyek hingga seredup magnitudo 20. Jarak terjauh sebuah galaksi secerlang Galaksi kita (magnitudo mutlak -20) yang dapat dideteksi oleh survey tersebut adalah : a. 106 kpc b. 107 kpc c. 108 kpc. d. 109 kpc. e. 1012 kpc. 26. (SOP 2007) Sebuah bintang jenis Cepheid yang berada di bidang galaksi Bima Sakti diamati gerak dirinya. Ternyata komponen kecepatan tangensialnya (yang tegak lurus garis pandang) nol, berarti bintang itu arah geraknya tepat sejajar dengan garis pandang. Dari pengamatan spektroskopi diketahui bintang itu menjauhi matahari. Dari periode perubahan cahayanya dapat diperoleh jarak bintang itu yaitu 4000 tahun cahaya. Jika jarak bumi ke pusat galaksi 30.000 tahun cahaya, hitunglah radius orbit bintang itu mengelilingi pusat galaksi.

174

MODUL OSN ASTRONOMI 27. (SOK 2006) Distribusi gugus bola (globular cluster) adalah simetri bola terhadap pusat galaksi. Di dalam katalog gugus bola, terdapat 16 buah gugus bola dengan deklinasi negatif, dan 135 buah gugus bola dengan deklinasi positif. Dapat disimpulkan bahwa: A. Deklinasi pusat galaksi negatif B.

Deklinasi pusat galaksi positif

C.

Kita bisa mengamati lebih banyak gugus bola jika pengamatan dilakukan di Jepang dibandingkan dengan pengamatan di Australia

D. Gugus bola lebih banyak ditemui di dekat bidang galaksi E.

Gugus bola mengelilingi pusat galaksi dengan orbit sejajar dengan ekuator tetapi di sebelah selatan bidang galaksi.

28. (SOK 2006) Jika kita melihat langit malam yang cerah pada bulan Juli, kita melihat kabut tipis. Bagaimana kita mengenali bahwa kabut tipis itu galaksi Bimasakti? 1. Bentuk tidak berubah 2. Bergerak sama dengan gerakan semu bintang 3. Lebih tebal di arah Sagitarius 4. Kabut tidak pernah terbenam Maka manakah yang benar A. Jawaban 1 dan 2 benar B. Jawaban 1 dan 3 benar C. Jawaban 1 dan 4 benar D. Jawaban 1,2 dan 3 benar E. Jawaban 4 saja benar 29. (SOP 2006) Implikasi dari pernyataan bahwa kurva rotasi galaksi Bima Sakti tidak mengikuti hukum Kepler adalah 1. Kecepatan orbit bitang-bintang disekitar matahari sama cepatnya dengan bintangbintang yang jaraknya lebih jauh dari pusat galaksi 2. Terdapat lubang hitam raksasa di pusat galaksi Bima Sakti 3. Terdapat massa yang besar dan tidak tampak di halo Galaksi yang membuat rotasi galaksi tidak mengikuti hukum kepler 4. Galaksi berotasi seperti benda tegar 30. (OSN 2006) Dengan menentukan distribusi gugus bola (globular clusters), Harlow Shapley dapat menentukan diameter galaksi (dari diameter distribusi) dan jarak ke Pusat Galaksi (dari jarak ke pusat distribusi). Dalam soal pengolahan data ini diberikan data 175

MODUL OSN ASTRONOMI sekitar 60 gugus bola, yaitu bujur galaktik (galactic longitude) dan jarak yang terproyeksikan ke bidang galaksi (projected distance). Kalau kita buat distribusi gugus bola ini, maka kita bisa menentukan jarak dan arah ke Pusat Galaksi. a. Plot data dari tabel pada peta bintang polar terlampir! b. Taksir dimana pusat distribusi gugus bola! c. Tentukan jarak dari matahari ke pusat distribusi! d. Tentukan arah pusat distribusi! Arah ini dianggap sebagai arah ke Pusat Galaksi. e. Pusat Galaksi di arah konstelasi apa? Gugus Bola (NGC)

Bujur Galaksi

Jarak Terproyeksikan

(derajat)

(kpc)

Gugus Bola (NGC)

Bujur Galaksi

Jarak Terproyeksikan

(derajat)

(kpc)

104

306

3,5

6273

357

7,0

288

147

0,3

6284

358

16,1

362

302

6,6

6287

0

16,6

1904

228

14,4

6293

357

9,7

2808

283

8,9

6333

5

12,6

Pal 4

202

30,9

6341

68

6,5

4147

251

4,2

6356

7

18,8

4590

299

11,2

6366

18

16,7

5024

333

3,4

6397

339

2,8

5053

335

3,1

6402

21

14,1

5139

309

5,0

6535

27

15,3

5272

42

2,2

6656

9

3,0

5634

342

17,6

6712

27

5,7

5694

331

27,4

6717

13

14,4

Pal 5

1

24,8

6723

0

7,0

5897

343

12,6

6752

337

4,8

5904

4

5,5

6760

36

8,4

6093

353

11,9

6779

62

10,4

6121

351

4,1

Pal 10

53

8,3

6541

349

3,9

6809

9

5,5

22

25,0

Pal 11

32

27,7

6626

7

4,8

6838

56

2,6

6638

8

15,1

6864

20

31,5

6144

352

16,3

6934

52

17,3

6171

3

15,7

6981

35

17,7

I 1276

176

MODUL OSN ASTRONOMI 6205

59

4,8

7078

65

9,4

6218

15

6,7

7089

54

9,9

6229

73

18,9

7099

27

9,1

6235

359

18,9

Pal 12

31

25,4

6254

15

5,7

7492

53

15,8

6266

353

11,6

31. (OSN 2006) Salah satu dari 10 penemuan terbesar di dalam ilmu pengetahuan tahun 2003 adalah ditemukannya bukti-bukti adanya ―dark energy‖ yaitu energy gravitasi yang bersifat repulsif (tolak menolak). Hal ini tentu saja sangat aneh mengingat gaya gravitasi yang kita kenal selama ini bersifat tarik menarik. Apa pengaruh penemuan ini terhadap teori tentang alam semesta? Jelaskan! 32. (SOK 2005) Matahari mengelilingi pusat Galaksi dengan radius orbit 30.000 tahun cahaya. Anggap massa Galaksi sebagian besar terkumpul di pusat dan orbit Matahari berbentuk lingkaran sempurna. Jika Matahari dipindahkan mendekati pusat Galaksi sehingga radius orbitnya menjadi 1% dari semula, kecepatan liniernya menjadi berapa kali? a. 0,1 kali

b. 1 kali

c. 2 kali

d. 10 kali

e. 100 kali

33. (SOP 2004) Andaikan galaksi Andromeda dan Bimasakti adalah dua galaksi yang tarik menarik sehingga saling mengitari dan pengaruh gravitasi galaksi lain dapat diabaikan. Jarak antara kedua galaksi 2 juta tahun cahaya. Dari pengamatan spektroskopi diketahui bahwa seolah-olah Andromeda mendekati Matahari dengan kecepatan 300 km/detik. Kecepatan ini disebabkan oleh dua hal, yaitu gerak orbit Andromeda terhadap Bimasakti dan gerak orbit Matahari mengelilingi pusat Bimasakti. Diketahui kecepatan Matahari bergerak mengelilingi pusat Bimasakti 250 km/ jam dengan arah membentuk sudut 37° dengan arah Andromeda. Berdasarkan data di atas, informasi fisis apa yang dapat diperoleh ? A. massa Andromeda B. massa Bimasakti C. batas bawah massa Andromeda D. batas bawah massa Bimasakti E. tidak dapat disimpulkan apa-apa 34. (OSN 2004) Andaikan galaksi Andromeda dan Bimasakti adalah dua galaksi yang saling tarik menarik sehingga saling mengitari dan pengaruh gravitasi galaksi lain dapat diabaikan. Jarak antara kedua galaksi 2 juta tahun cahaya. Dari pengamatan spektroskopi diketahui bahwa seolah-olah Andromeda mendekati Matahari dengan kecepatan 300 km/detik. 177

MODUL OSN ASTRONOMI Kecepatan ini disebabkan oleh dua hal yaitu gerak orbit Andromeda terhadap Bimasakti dan gerak orbit Matahari mengelilingi pusat Bimasakti. Diketahui kecepatan Matahari bergerak mengelilingi pusat Bimasakti 250 km/ jam dengan arah membentuk sudut 37° dengan arah Andromeda. a. Gambarkan diagram atau ilustrasi yang menggambarkan keadaan diatas terutama arah-arah yang relevan. b. Bagaimana para astronom bisa menghitung kecepatan gerak Andromeda dari spektrumnya? Dengan menggunakan hukum atau teori apa ? c. Nilai besaran apalagi yang dapat diperoleh dari data diatas ? Dengan menggunakan hukum atau teori apa ? 35. (SOP 2009) Andaikan sebuah galaksi mempunyai kecepatan radial sebesar 6 000 km/s. Apabila diketahui konstanta Hubble H = 75 km/s/Mpc, berapakah jarak galaksi tersebut? a. 1,25 x 10-2 Mpc (Mega parseks) b. 4,50 x 105 Mpc c. 80 Mpc d. 6075 Mpc e. 5025 Mpc

36. (OSN 2007) Galaksi Andromeda (galaksi spiral tetangga Bimasakti) memiliki pergeseran biru pada garis-garis spektrumnya. Dari hasil ini dapat kita simpulkan bahwa: a. Alam semesta tidak lagi mengembang. b. Galaksi Andromeda mendekati kita. c. Galaksi Andromeda bergabung dengan Bimasakti, sehingga telah menjadi bagian galaksi kita. d. Galaksi ini memiliki jumlah bintang kelas O, yang amat terang dan sangat panas, lebih banyak daripada di Bimasakti. e. Kemungkinan ada kesalahan pada hasil pengamatan spektrumnya 37. (SOP 2006) Panjang gelombang garis spektrum suatu galaksi yang diamati adalah obs. = 7175 Å, sedangkan panjang gelombang diamnya diam = 1025 Å. Apabila konstanta Hubble adalah 70 km/dtk/Mpc, maka jarak galaksi tersebut dari kita di Bumi adalah a. 1111 Mpc

d. 4114 Mpc

b. 2112 Mpc

e. 5115 Mpc

c. 3113 Mpc

178

MODUL OSN ASTRONOMI 38. (SOP 2006) Andaikan kita mengukur panjang gelombang garis Lyman  (panjang gelombang diamnya 1216 Å) suatu sumber cahaya dengan redshift, z=6, pada saat ini, dan kemudian setelah 107 tahun melakukan lagi pengukuran sumber cahaya tersebut. Berapa perkiraan panjang gelombang garis yang telah bergeser akibat ekspansi alam ini? (redshift,

z

 obs.   diam , di sini maksudnya adalah pergeseran garis-garis spektrum galaksi yang  diam

diamati ke arah panjang gelombang panjang akibat alam semesta mengembang) 40. (SOP 2005) Jelaskan mengapa saat ini ilmuwan berpendapat bahwa Alam Semesta mengembang? 41. (SOP 2004) Jika Alam Semesta dianggap berbentuk bola dan radius yang bisa diamati adalah 15 milyar tahun cahaya. Apabila jarak rata-rata antargalaksi adalah 2 juta tahun cahaya, berapa jumlah galaksi yang mengisi Alam Semesta yang diamati tersebut? 42. (OSN 2004) Para Astronom menemukan di seluruh galaksi Bimasakti terdapat 220 buah sisa Supernova (SN). Diketahui bahwa di Bimasakti setiap abad terjadi 2 SN. Berapa umur galaksi Bimasakti berdasarkan sisa SN yang ditemukan? Apabila umur galaksi Bimasakti adalah 10 milyar tahun, berapakah seharusnya sisa SN yang bisa ditemukan? Menurut anda berapa sisa SN yang belum ditemukan?

179

Life Enjoy

" Life is not a problem to be solved but a reality to be experienced! "

Get in touch

Social

© Copyright 2013 - 2019 TIXPDF.COM - All rights reserved.