Kosmologi (Bagian 2)

Pada postingan sebelumnya sudah diperkenalkan sedikit tentang keadaan alam semesta. Berikut ini adalah lanjutan pembahasan mengenai asal-usul alam semesta, yang dipelajari dalam Kosmologi.

Ruang dan Waktu
Terlebih dahulu kita perlu mendefinisikan ruang dan kaitannya dengan waktu. Ruang adalah tempat berlangsungnya sebuah kejadian. Misalnya, kita belajar didalam ruangan kelas. Kita dapat memandang sebuah kotak ‘memiliki ruang’. Jika sudut pandangnya diperluas, kita bisa mengatakan satu kota adalah sebuah ruang, satu bumi adalah sebuah ruang, dan—tentu saja, alam semesta adalah sebuah ruang.

Waktu, didefinisikan sebagai rentang antara dua atau lebih kejadian. Waktu membutuhkan titik acuan (awal dan akhir), dan acuannya itu adalah kejadian, sedang kejadian ada didalam ruang. Jadi, waktu ada setelah ada ruang. Tak ada ruang, pastilah tak ada waktu. Jika ruang hadir tanpa waktu, maka tentulah didalam ruang itu tak ada kejadian apa-apa. Tak ada makhluk, tak ada materi, tak ada hukum-hukum fisika. Kesimpulannya, ruang tanpa waktu itu juga tidak ada, sebab tak ada yang dapat menjadi petunjuk apakah ruang itu hadir atau tidak.

Dalam bahasan kita ini juga akan ditemui istilah ruang-waktu. Maksudnya adalah ruang yang selalu berkaitan dengan waktu. Dalam mekanika Newton, sistem koordinat ruang dipisahkan dengan waktu. Kita dapat menggambarkan dalam koordinat Cartesian, perpindahan benda dari titik (x₁, y₁) ke titik (x₂, y₂), tapi dalam sistem koordinat itu tidak digambarkan waktu perpindahan benda. Dalam mekanika relativistik yang digunakan untuk menjelaskan asal-usul alam semesta, ruang dan waktu dianggap sebagai satu kesatuan yang tak terpisahkan, dan disebut ruang-waktu (spacetime).

Homogen dan Isotropis
Alam semesta, jika ditinjau dalam skala besar, bersifat homogen dan isotropis. Homogen maksudnya sama, yakni kalau kita meninjau alam semesta bervolume 100 MPc³ atau lebih, semua yang ada di dalamnya memiliki parameter-parameter yang sama, entah itu kerapatan, struktur galaksi, dsb. Isotropis maksudnya, pada arah manapun kita melihat, tak ada bedanya. Atas, bawah, kiri, kanan, utara, selatan, yang akan didapati adalah keadaan yang sama.

Perlu diingat bahwa homogen dan isotropis ini hanya berlaku untuk alam semesta skala besar, yaitu yang mencakup jarak 100 MPc atau lebih. Jika anda membandingkan tata surya dengan sistem di bintang lain misalnya, maka homogen dan isotropis ini tidak berlaku, sebab tinjauan seperti itu hanya “skala kecil”. Karena itu akan ditemukan ada perbedaan parameter untuk masing-masing pengamatan, misalnya kerapatan awan antar bintang di sekitar tata surya dengan di sekitar bintang lain itu berbeda. Tapi kalau anda mengukur kerapatan semua obyek yang ada antara titik pengamatan hingga > 100 MPc ke arah utara kutub Galaksi, kemudian membandingkannya dengan hasil pengamatan untuk > 100 MPc ke arah selatan kutub Galaksi, yang akan didapati adalah hasil yang sama. Kerapatan bintang di kedua region itu sama, struktur galaksi juga sama, dsb.

Homogen dan Isotropis ini adalah prinsip dalam kosmologi. Dalam skala besar, tak ada satu titik pun yang akan dianggap istimewa. Bumi tidak istimewa, karena itu tidak digunakan anggapan bahwa bumi adalah pusat alam semesta. Lebih jauh, dimana pusat alam semesta pun merupakan sesuatu yang tak bisa didefinisikan.

Redshift
Pergeseran merah (redshift) merupakan perubahan spektrum ke arah panjang gelombang yang lebih besar (energi lebih kecil), didapatkan dengan melakukan observasi yang simultan. Misalkan anda mengamati spektrum sebuah galaksi dan mendapatkan spektrumnya, maka spektrum galaksi itu disebut mengalami pergeseran merah kalau dari hasil pengamatan berikutnya didapatkan spektrum yang relatif berbeda, dimana gambaran panjang gelombang yang didapatkan lebih besar.

Vesto Slipher pada 1925 mendapatkan bahwa hampir semua dari 40 spektrum galaksi yang dia amati mengalami pergeseran merah. Pada 1929, Edwin Hubble melakukan observasi dan studi lebih dalam, dan menyatakan bahwa semakin jauh galaksi, pergeseran merahnya makin besar.

Pergeseran merah diterjemahkan dengan menggunakan teori Doppler tentang gelombang—pelajar SMA barangkali pernah mendengar istilah Efek Doppler. Pada gelombang bunyi, jika sumber bunyi bergerak menjauh atau dijauhi, kekuatan bunyi yang terdengar akan berkurang, dengan kata lain panjang gelombangnya makin besar (panjang gelombang berbanding terbalik dengan energi). Begitu pula dengan gelombang elektromagnet, atau cahaya. Jadi kalau ada pergeseran merah, berarti sumber cahaya (misalnya galaksi) bergerak menjauh atau dijauhi. Kita anggap bahwa kita sebagai pengamat di bumi sedang diam, jadi disebut saja bahwa galaksi yang mengalami pergeseran merah sedang bergerak menjauh.

Galaksi yang jaraknya sangat jauh selalu mengalami pergeseran merah. Untuk galaksi dekat, bisa jadi justru galaksi itu mengalami pergeseran biru, alias mendekat. Disimpulkan bahwa benda-benda yang berjarak sangat jauh akan saling menjauh satu sama lain. Ini adalah efek global pada alam semesta yang homogen dan isotropis. Galaksi yang mendekat itu hanyalah efek gravitasi lokal—tidak dalam skala besar.

Gambaran galaksi yang saling menjauh pada gambar berikut

Gerak yang dialami adalah vektor antara benda satu dengan lainnya. Karena banyak benda dan masing-masing saling menjauh, vektornya dijumlahkan dan gerak saling menjauh itu adalah hasil penjumlahan vektor, dinyatakan dengan garis biru.

Bersambung.
Selanjutnya, tentang Big Bang. Insya Allah menyusul secepatnya.

Referensi:
Ryden, Barbara. Introduction to Cosmology. Addison Wesley, San Francisco, USA (2003)
Buku ini digunakan dalam kuliah Gravitasi dan Kosmologi 2, untuk mahasiswa tingkat akhir program sarjana di Astronomi ITB.

Kosmologi (Bagian I)

Apa Itu Kosmologi?
Kosmologi adalah salah satu cabang ilmu astronomi, dengan fokus utama pada alam semesta skala besar (cosmos). Yang dipelajari dalam kosmologi antara lain bagaimana terbentuknya alam semesta, proses-proses apa saja yang mungkin terjadi sejak awal terbentuk sampai sekarang, dan juga memprediksi bagaimana akhir alam semesta ini kelak – kalau ternyata alam semesta memiliki akhir.

Dalam mempelajari alam semesta, tentunya kita mesti tahu apa saja yang terdapat dalam alam semesta, dan juga bagaimana ’sifat-sifat fisis’ nya. Dengan teknologi yang dimiliki manusia sekarang, kita beruntung bahwa kita cukup memiliki data-data yang dibutuhkan. Namun perlu dicatat bahwa semua data itu tidak mampu memberikan gambaran eksak. Kita tak dapat memastikan apakah asumsi yang didapat dari hasil pengamatan astronomi sesuai dengan kenyataannya. Yang dapat dilakukan adalah mencocokkan asumsi dengan hukum-hukum fisika yang berlaku, sesuai dengan konsep tentang kebenaran ilmiah. Jadi selama cocok dengan hukum-hukum fisika, sebuah asumsi akan dikatakan ‘benar’.

Ukuran Semesta
Seberapa besar ukuran alam semesta tidak pernah diketahui manusia hingga saat ini. Namun, dari hasil pengamatan, kita dapat mengetahui berapa jarak benda-benda langit. Dengan mengetahui jarak benda-benda langit itu, kita dapat bayangkan berapa besarnya alam semesta.

Jarak dari bumi ke matahari mencapai 150 juta kilometer, atau dalam astronomi, sering disebut sebagai 1 AU (Astronomical Unit – Satuan Astronomis). Matahari (beserta benda-benda langit yang mengorbitnya) juga mengelilingi pusat Galaksi. Jarak dari matahari ke pusat Galaksi diperkirakan 26.000 ± 1400 LY (Light Year – Tahun Cahaya), sedangkan diameter Galaksi sendiri kira-kira 100.000 LY. Bentuk dari Galaksi Bima Sakti menurut perkiraan para ahli adalah seperti pada gambar diatas.

Sebagai catatan, ’satu tahun cahaya’ adalah besarnya jarak yang ditempuh oleh cahaya selama satu tahun. Karena satu tahun adalah sekitar 31.536.000 detik, dan kecepatan cahaya 300.000 km/s, maka satu tahun cahaya adalah 9.460.800.000.000 km!

Besaran jarak tadi baru untuk satu galaksi. Hasil pengamatan saja sudah menunjukkan bahwa jumlah galaksi di alam semesta ini sangat banyak. Jarak antar galaksi -tentu saja- juga sangat besar. Antara Bima Sakti dengan Andromeda misalnya, berjarak 2.54 ± 0.06 Mly. Andromeda itu galaksi yang masih relatif dekat. Terbayangkah berapa jarak antara Bima Sakti dengan galaksi-galaksi terjauh yang berhasil diamati manusia?

Demikianlah, bahwa alam semesta kita itu sangat besar! Namun ‘besar’ bukan berarti tak bisa dipelajari. Untuk mempelajari alam semesta sebesar ini, para ilmuwan telah melakukan banyak pendekatan-pendekatan, baik fisis maupun matematis. Satu hal yang sangat berperan dalam kosmologi adalah Teori Relativitas Umum dan Relativitas Khusus, yang dikeluarkan oleh Albert Einstein.

Bersambung

Gambar dari:

• http://www.wwu.edu/depts/skywise/a101_milkyway.html
• http://en.wikipedia.org/wiki/Andromeda_galaxy

Gerak Semu Matahari

Adanya pergantiam musim sepanjang tahun disebabkan oleh gerak semu matahari. Gerak semu ini adalah peredaran matahari jika dilihat dari bumi sepanjang tahun. Pada tanggal 21 Juni, matahari akan terbit di koordinat 23,5 derajat, atau sejauh 23,5 derajat arah utara dari khatulistiwa. Sebaliknya di bulan Desember tanggal 22, matahari terbit di -23,5 derajat, atau sejauh 23,5 derajat arah selatan khatulistiwa.

Kenapa Ada Gerak Semu

Bumi bergerak mengelilingi matahari (revolusi), dan juga berotasi terhadap sumbu bola bumi. Namun sumbu rotasi bumi itu tidak tegak lurus terhadap sumbu revolusi. Lihat gambar:

Karena kemiringan itu, wilayah yang diterangi matahari sepanjang tahun berbeda-beda. Selama setengah tahun, matahari lebih banyak menerangi wilayah utara ketimbang wilayah selatan, dan setengah tahun berikutnya hal sebaliknya yang terjadi. Jika fenomena ini diamati sepanjang tahun dari bumi, maka terlihat seolah-olah matahari itu bergerak dari utara ke selatan selama setengah tahun, dan kemudian balik lagi bergerak dari selatan ke utara pada setengah tahun berikutnya. Dalam bola langit, lintasan gerak semu matahari itu disebut ekliptika.

Deklinasi Matahari

Lintasan semu matahari itu menggambarkan adanya perubahan deklinasi matahari secara periodik. Deklinasi adalah jarak sudut antara sebuah benda langit dengan “khatulistiwa langit”. Khatulistiwa langit ini sendiri merupakan proyeksi khatulistiwa bumi terhadap bola langit - kalau diambil asumsi bahwa langit berbentuk bola. Jadi, deklinasi itu analog dengan lintang di bumi.

Deklinasi matahari selalu bertambah dan berkurang setiap hari secara periodik. Pertambahan/pengurangannya per hari adalah kira-kira sebesar 0.9856 derajat. Dengan begitu, waktu yang dibutuhkan untuk deklinasi matahari berubah dari +23,5 derajat ke -23,5 derajat adalah 182,6211 hari.

Equinoxes dan Solstices

Equinox maksudnya adalah saat malam dan siang sama panjang di seluruh permukaan bumi. Bagi orang di khatulistiwa, tiap saat malam dan siang itu sama saja panjangnya. Namun tidak demikian dengan orang lain yang ada di kawasan utara atau kawasan selatan. Pada musim dingin, orang Eropa merasakan malam yang lebih panjang ketimbang siang, dan pada saat yang bersamaan, orang di Australia merasakan siang yang lebih lama. Nah, pada saat equinox ini orang utara atau selatan itu merasakan panjang siang dan malam yang sama.

Solstice maksudnya “matahari tetap” kalau diterjemahkan dari bahasa Yunani. Disebut begitu karena matahari pada tanggal-tanggal solstice tampak tidak banyak bergerak ke utara ataupun ke selatan. Seperti sudah dijelaskan sebelumnya, sepanjang tahun matahari bergerak dari deklinasi +23,5 derajat ke -23,5 derajat lalu kembali lagi ke +23,5 derajat. Tanggal-tanggal solstice merupakan “titik balik” nya.

Equinox dan solstice terjadi dua kali dalam setahun, yakni tanggal 21 Maret dan 23 September (equinox) serta 21 Juni dan 22 Desember (solstice).

Bagi manusia yang tinggal di kawasan dengan 4 musim, saat equinox dan solstice ini juga menjadi penanda pergantian musim. Sebagai contoh, di kawasan utara, tanggal 21 Maret (Vernal Equinox) adalah penanda masuknya musim semi, 21 Juni (spring solstice) masuk musim panas, 23 September (autumnal equinox) masuk musim gugur dan 22 Desember (winter solstice) masuk musim dingin.

“Matahari Tak Pernah Tenggelam”

Di kawasan kutub utara dan selatan, ada waktu-waktu dimana siang itu berlangsung sepanjang hari, atau malam berlangsung sepanjang hari. Maksudnya, ada beberapa waktu dimana matahari tak pernah tenggelam (siang terus) walaupun jam tangan dan kalender sudah menunjukkan pergantian hari. Di waktu lain, matahari malah tak pernah terbit (malam terus).

Hal ini juga merupakan efek dari gerak semu matahari tadi. Ketika matahari beredar di belahan utara (deklinasi positif), orang eskimo di kutub utara akan melihat matahari terus sepanjang hari, dan pinguin di kutub selatan malah tak pernah melihat matahari. Hal sebaliknya terjadi kalau matahari beredar di belahan selatan (deklinasi negatif).

Bola Langit

Bola langit digunakan untuk menentukan posisi benda-benda langit sehingga memudahkan dalam pengamatan. Untuk keperluan itu, digunakan berbagai sistem koordinat bola langit.

Altitude – Azimuth

Misalkan seorang pengamat di bumi, dalam gambar bola langit posisi pada pusat bola. Bola langit terbagi menjadi 2 hemisphere oleh adanya horizon. Salah satu hemisphere tak terlihat karena terhalang horizon bumi.

Titik pada bola langit yang tepat berada diatas pengamat disebut zenith. Benda langit (misalnya pada posisi x) terlihat pada bagian hemisphere yang tampak, dan memiliki ketinggian sudut jika diukur dari horizon. Ketinggian ini disebut altitude. Busur antara benda langit dengan zenith disebut jarak zenith.

Misalkan altitude dinyatakan dengan a, dan jarak zenith dengan z

Selanjutnya, misalkan ditarik sebuah lingkaran besar dari Z, melintasi x, lalu berpotongan dengan lingkaran besar ekuator. Panjang busur yang diambil dari acuan arah utara (titik U) sampai ke perpotongan tadi disebut azimuth.

Penentuan posisi dengan altitude dan azimuth dapat digunakan untuk keperluan sehari-hari, misalnya mengetahui posisi terbit matahari pada saat ekuinoks, atau misalnya untuk memastikan kemana pandangan harus diarahkan untuk mengamati hilal pada hari tertentu.

Sistem Ekuatorial

Dalam pengamatan dengan alat bantu semacam teleskop, sistem koordinat yang biasa dipakai adalah sistem ekuatorial. Dudukan teleskop kebanyakan didesain ekuatorial untuk memudahkan dalam mengikuti track obyek yang diamati.

Ada 2 jenis sistem koordinat ini, yang satu menggunakan deklinasi dan sudut jam, sedang yang lainnya menggunakan deklinasi dan ascensiorecta. Sistem koordinat ini bergantung pada posisi lintang dan bujur mana pengamat di bumi berada.

Deklinasi – Sudut Jam

Yang dimaksud dengan deklinasi adalah jarak antara benda langit dengan garis ekuator langit. Pada gambar diatas, deklinasi adalah garis DX. Besarnya deklinasi sifatnya tetap, karena itu deklinasi ini dapat digunakan untuk memperkirakan posisi bintang yang terlihat oleh pengamat yang berada pada lintang berbeda-beda. Bintang dengan deklinasi 0^o, terlihat oleh
pengamat di ekuator berada di zenith saat melintasi meridian. Oleh pengamat di lintang 30^o, bintang yang sama berada di belahan langit selatan dengan altitude 60^o saat melintasi meridian.

Pada gambar bola langit, sudut jam adalah sudut XAZ. Acuan pengukuran sudut jam adalah dari meridian pengamat ke meridian obyek. Benda langit yang berada di meridian pengamat disebut memiliki sudut jam 0^h. Ketika baru terbit, sudut jam benda langit tersebut adalah – 6^h, dan saat tenggelam + 6^h.

Deklinasi – Ascensiorecta

Sistem ekuatorial ini digabungkan dengan lintasan semu matahari (ekliptika). Bidang ekliptika ini akan berpotongan dengan bidang ekuator langit, dan titik perpotongannya adalah pada titik ekuinoks. Pada gambar dibawah, titik vernal equinox (Aries) dinyatakan dengan simbol γ.

Ascensiorecta (Right Ascension – RA) adalah busur pada ekuator langit yang ditarik dari titik vernal equinox ke arah timur hingga ke meridian benda langit. Pada gambar dinyatakan dengan busur γC. Besarnya berkisar antara 0h – 24h atau setara dengan perputaran 360o.

Penggunaan RA adalah sebagai alternatif dari penggunaan sudut jam (Hour Angle – HA), karena besarnya HA tidak pernah tetap. Misalnya untuk penulisan katalog, posisi benda langit yang diberikan adalah posisi fixed, karena itu dipilihlah RA sebagai salah satu sumbu koordinat.

Galaksi

Pada malam hari yang cerah, di daerah yang tidak terganggu oleh polusi cahaya, kita dapat mengamati sesuatu yang tampak seperti deretan awan yang memanjang di langit. Sejak dahulu manusia sudah meneliti apa sebenarnya yang terlihat itu, dan seiring dengan perkembangan teknologi dan pengetahuan manusia, perlahan namun pasti rahasia itu terungkap. Deretan awan itu ternyata merupakan bintang-bintang, tampak seperti awan karena banyak namun lebih redup dibandingkan bintang-bintang lain. Pada beberapa tempat di sepanjang ‘awan’ itu, terdapat bintang-bintang yang terang.

Selain itu, juga ditemukan keberadaan galactic cluster dan globular cluster. Cluster/gugus bintang ini menambah referensi bagi ilmuwan untuk mempelajari Galaksi.

Dengan perkembangan astronomi radio, diketahui pula banyak hal lain, diantaranya keberadaan gas di sepanjang ‘awan’ tersebut. Saat ini, seudah cukup banyak yang diketahui manusia, namun tentunya niat untuk mempelajari lebih lanjut tidak berhenti begitu saja.
–
Salah satu penelitian fundamental tentang Galaksi dilakukan oleh Harlow Shapley pada 1918. Shapley mengamati keberadaan globular cluster, dan mendapati bahwa sebaran globular cluster hanya di bagian luar pita Milky Way, dan terkonsentrasi pada arah rasi Sagittarius. Pada masa itu Shapley tidak menemukan globular cluster di dalam pita, namun pada masa kini diketahui bahwa ternyata hal itu tidak sepenuhnya benar. Walau demikian, hasil analisis Shapley tidak salah.

Hasil pengamatan Shapley ini digunakannya untuk mengetahui kemana arah pusat Galaksi. Sebelumnya, teori yang diterima adalah sistem tata surya berada di pusat Galaksi, diajukan oleh Sir William Herschel pada akhir abad 18. Herschel berpendapat pusat Galaksi memiliki konsentrasi bintang yang besar, dan karena dia tidak menemukan daerah dengan konsentrasi bintang yang besar di langit, maka dia berkesimpulan bahwa Tata Surya berada di pusat Galaksi.

Pada awal abad 20, Kapteyn memperkuat pendapat Herschel, dan dari hasil observasinya Kapteyn berkesimpulan bahwa Galaksi memiliki ketebalan 6.000 LY, dan melintang sepanjang 30.000 LY, dan Tata Surya berada di tengahnya.

Shapley melakukan pengamatan di Mount Wilson Observatory, dia menemukan keberadaan varibel Cepheid di dalamnya. Dengan menggunakan hasil penemuan Henrieta Leavitt tentang penentuan jarak dengan Cepheid, Shapley bisa menentukan jarak globular cluster yang diamatinya. Didapati kenyataan bahwa globular cluster berada pada jarak yang jauh, antara 50.000 – 200.000 LY. Lalu Shapley mengambil kesimpulan bahwa Galaksi memiliki diameter mencapai 300.000 LY – jauh lebih besar daripada yang dikemukakan Kapteyn. Shapley juga menyatakan pusat Galaksi berada pada arah konstelasi Sagittarius, dengan melihat hasil penelitiannya atas sebaran globular cluster.

Temuan Trumpler, ada penghalang yang membuat bintang-bintang yang tampak di piringan Galaksi tidak memiliki jarak yang jauh. Globular cluster tidak berada di piringan Galaksi, karena itu dia bisa terlihat walau jaraknya begitu jauh. Temuan Trumpler ini menjelaskan kenapa Kapteyn justru mendapatkan angka yang kecil ketika menghitung diameter Galaksi, dan secara tidak langsung temuan ini mendukung pendapat Shapley.

Model Galaksi kemudian disusun seperti gambar di atas. Globular cluster tersebar di luar piringan, dengan konsentrasi pada sekitar pusat Galaksi. Pusat Galaksi sendiri merupakan daerah padat bintang, dan pada penampang piringan tampak lebih tebal daripada bagian lain. Matahari tidak berada di pusat, melainkan pada jarak 50.000 LY dari pusat Galaksi. Diameter Galaksi mencapai 300.000 LY. Di kemudian hari, revisi dilakukan atas hasil perhitungan Shapley diatas karena keberadaan materi pengabsorpsi harus dipertimbangkan. Jsdinya, jarak Matahari dari pusat Galaksi +/- 30.000 LY, dan diameter +/- 100.000 LY.

Kelas Spektrum Bintang

Dalam astronomi, bintang dikelompokkan berdasarkan spektrumnya. Pengelompokan berdasarkan spektrum ini dilakukan karena spektrum bintang memberikan informasi yang sangat banyak, mulai dari temperatur sampai unsur-unsur yang terdapat dalam bintang.

Spektrum adalah hasil dari pembiasan gelombang elektromagnetik (contohnya cahaya). Pada dasarnya cahaya yang kita temukan sehari-hari - yang berwarna putih/bening - adalah gabungan dari berbagai warna. Warna-warna ini yang menunjukkan tingkat energi: merah menghasilkan energi yang paling rendah dan ungu menghasilkan energi paling tinggi.

Berdasarkan rumus

E = hf = hc/A

E = energi, h = konstanta Planck, f = frekuensi, c = kecepatan cahaya dan A = panjang gelombang,

maka gelombang berenergi besar memiliki frekuensi yang besar, dan sebaliknya panjang gelombangnya kecil. Informasi semacam ini yang diturunkan dengan berbagai pendekatan fisika, sehingga dalam penerapannya di Astronomi, spektrum bintang itu sangat penting.

Pengelompokan bintang dengan kelas spektral seperti klasifikasi Morgan - Keenan. Lihat gambar:

Bintang kelas O adalah bintang yang panas, berwarna biru. Bintang kelas M merupakan bintang yang dingin. Matahari termasuk kedalam bintang dengan kelas G, warnanya kuning. Perlu dicatat, klasifikasi seperti ini tidak ada hubungannya dengan ukuran bintang. Jadi bintang kelas O belum tentu ukurannya sangat besar.

Dengan melakukan observasi spektroskopi - yaitu pengamatan bintang khusus pada spektrumnya - didapatkan panjang gelombang cahaya yang dipancarkan bintang. Dengan rumus yang tadi, bisa diketahui berapa energinya. Dengan menerapkan hukum Termodinamika bisa diketahui kaitan antara energi dengan temperatur.

Klasifikasi MK ini diterapkan dalam diagram yang disebut Diagram Hertzprung - Russel. Diagram ini dikembangkan oleh Astronom bernama Ejnar Hertzsprung dan Henry Norris Russell sekitar tahun 1910, dan bermanfaat dalam mempelajari evolusi bintang, yakni proses lahir, berkembang dan matinya bintang.

Untuk mendapatkan diagram HR ini, biasanya dilakukan 2 jenis observasi, yaitu Spektroskopi dan Fotometri. Spektroskopi seperti yang sudah saya jelaskan tadi, sedang Fotometri adalah pengamatan dengan berpatokan pada magnitudo (kecerlangan) bintang. Dari pengamatan spektroskopi didapatkan kelas spektrum, dan dari pengamatan fotometri didapatkan kelas luminositas. Lalu, dengan mencocokkan posisi bintang dalam diagram terhadap kelas spektrum dan kelas luminositasnya tersebut, dikaji lebih lanjut tentang radius dan umur bintang. Mohon maaf, belum bisa saya jelaskan lebih detil karena cukup rumit dan memakan waktu.

Begitulah salah satu cara analisis yang dilakukan astronom dalam mempelajari bintang.

sumber gambar:
http://en.wikipedia.org/
http://www2.sunysuffolk.edu/

Nebula

Dalam astronomi ada istilah nebula, yang maksudnya adalah awan antar bintang. Awan antar bintang ini merupakan kumpulan gas dan/atau debu dengan kerapatan rendah, jauuh lebih rendah dibandingkan kerapatan air. Hanya saja karena dilihat dari jauh, maka tampak seperti gumpalan. Logika yang mungkin sama dengan awan biasa (uap H2O yang menggumpal di langit) yang lazim kita lihat.

Sebuah nebula bisa terlihat kalau ada bintang disekitarnya. Untuk melihat sebuah benda, kita pasti butuh cahaya. Nah, gas dengan kerapatan rendah tak punya energi yang cukup untuk menghasilkan cahaya, makanya si nebula jadi gelap. Kalau ada bintang disekitarnya, maka cahaya bintang akan dipantulkan oleh gumpalan awan (kalau bintang berada di ‘depan’ nebula), atau cahaya bintang menembus nebula (kalau bintang berada didalam/dibelakang gumpalan). Ini yang membuat si nebula terlihat.

Langit Malam Juni - Juli - Agustus

Biasanya, langit malam di sepanjang bulan Juni sampai Agustus menjadi sasaran saya untuk dinikmati. 3 bulan ini adalah saat-saat puncak musim panas, dan pada umumnya, di musim panas langit malam bersih dari awan. April dan Mei semestinya juga demikian, namun akhir-akhir ini pergantian cuaca sering tak menentu.

Di Bandung, malam hari di musim panas biasanya berhawa dingin. Jika siang hari suhu mencapai 27 derajat Celcius (panas matahari + gabungan panas dari mesin mobil yang padat di jalan-jalan kota Bandung), malam hari suhunya bisa 18 derajat Celcius. Di Lembang, apalagi di Cikole dan Tangkuban Parahu, itu lebih dingin lagi. Di Lembang saya pernah harus berhadapan dengan suhu 14 derajat Celcius. Namun suhu dingin ini justru menjadi bumbu untuk menambah nikmatnya acara menatap gemintang. Sambil menyeruput segelas Cappuccino hangat dengan beberapa potong roti, atau mie goreng telor.

Astronomi, Fisika, Matematika

Apa yang menyenangkan dari Astronomi? Kebanyakan orang suka Astronomi karena senang lihat indahnya bintang di langit dan suka lihat-lihat foto-foto keluaran Hubble Space Telescope. Wajar-wajar saja memang, karena alam semesta kita itu memang indah. Tapi kadang banyak juga yang mengira Astronomi itu gampang karena mereka cuma lihat aspek estetika dari Astronomi saja.

Bagi yang pernah terlibat di seleksi Olimpiade Astronomi Indonesia tentunya sudah tau bagaimana sebenarnya ‘belajar Astronomi’ itu. Syarat untuk ikut olimpiade Astronomi adalah memiliki kemampuan matematika dan fisika yang memadai. Astronomi bukan sekedar meneropong bintang dengan teleskop. Seorang peneropong bintang mesti paham juga perhitungan-perhitungan dengan geometri bola agar obyek yang ingin dia lihat dengan teropong bisa didapat.