Merkurius, Planet Terkecil, Terdekat, dan Tercepat

Merkurius adalah planet terkecil di tata surya dan terdekat dari Matahari. Nama planet ini diambil dari nama dewa pengantar pesan jaman Romawi kuno. Ia diberi nama tersebut karena pergerakannya di langit yang sangat cepat.

Dari Bumi, Merkurius hanya bisa diamati secara visual pada jarak maksimum 28,3 derajat dari Matahari. Artinya, planet ini hanya terlihat di langit timur sebelum Matahari terbit atau di barat setelah Matahari terbenam. Dengan jarak sudut sekecil itu, kita hanya memiliki waktu maksimum selama 1 jam 53 menit saja untuk mengamati planet ini, yaitu pada saat Merkurius mencapai elongasi maksimalnya. Jadi, kita tidak akan pernah bisa melihat Merkurius berada di zenith (lihat gambar di bawah). Karena kemunculannya yang bergantian itu planet ini sempat diidentifikasi oleh masyarakat Yunani kuno sebagai 2 benda yang berbeda. Kala itu, Merkurius yang muncul di langit timur diberi nama Apollo dan yang muncul di langit barat diberi nama Hermes.

Jika kita berada di Merkurius, kita dapat menyaksikan Matahari bergerak retrograde di langit. Di satu lokasi, setelah terbit di timur dan sebelum melintasi meridian, Matahari akan sedikit bergerak mundur lalu kembali bergerak ke barat hingga terbenam. Begitu pula setelah Matahari terbenam, ia akan mengalami gerak retrograde sekali lagi (walaupun tidak dapat diamati). Akibatnya, satu hari di sana (sekali siang dan sekali malam) sama dengan 176 hari Bumi (sekitar 6 bulan). Silakan lihat sendiri dengan menggunakan program simulasi langit Stellarium.

Penyebab gerak retrograde Matahari itu berkaitan dengan periode revolusi dan rotasinya. Periode revolusi Merkurius adalah 88 hari Bumi, sedangkan periode rotasinya adalah 58,7 hari Bumi. Kita bisa lihat bahwa perbandingan periode rotasi dan revolusinya adalah 2/3. Artinya, planet ini menyelesaikan 2 kali revolusinya dalam waktu yang bersamaan dengan 3 kali rotasi.

Hubungan antara periode rotasi dan revolusi ini (disebut juga dengan resonansi) adalah hal yang unik di tata surya. Resonansi yang umum terdapat di tata surya adalah 1:1. Artinya, periode rotasi sama dengan periode revolusi. Misalnya pada sistem Pluto dan Charon, yang masing-masing memiliki periode rotasi yang sama dengan periode revolusi Charon terhadap Pluto. Akibatnya, Pluto dan Charon saling menunjukkan permukaan yang tetap. Bulan juga memiliki resonansi 1:1 karena periode rotasinya sama dengan periodenya mengelilingi Bumi. Kita tahu akibatnya, yaitu permukaan Bulan yang terlihat dari Bumi selalu tetap.

Ciri fisik
Planet batuan ini hanya berdiameter 4800 km. Ukuran ini lebih kecil dari Ganymede dan Titan, 2 satelit terbesar di tata surya. Tetapi Merkurius masih lebih masif dari keduanya. Dan kerapatannya 5,43 g/cm^3, menjadikannya benda dengan kerapatan tertinggi kedua di tata surya setelah Bumi. Ketebalan bagian inti planet ini lebih dominan relatif terhadap ukurannya, yaitu mencapai 60% dari massanya. Jaraknya dari Matahari antara 46 juta km hingga 70 juta km. Eksentrisitas orbitnya paling besar di antara semua planet, yaitu 0,21.

Inklinasi orbit Merkurius terhadap ekliptika adalah 7 derajat. Sudut kemiringan sumbu rotasinya terhadap sumbu revolusi mendekati nol, sekitar 0,027 derajat. Masih lebih kecil dari Jupiter yang sebesar 3,1 derajat. Dengan sudut sekecil itu, tidak ada 4 musim di Merkurius belahan utara dan selatan. Temperatur di permukaannya bervariasi antara 80 – 700 K.

Misi penerbangan ke Merkurius
Merkurius adalah salah satu objek yang sulit diamati, sehingga tidak banyak informasi yang bisa diperoleh darinya. Bahkan, periode rotasi planet ini baru diketahui benar pada tahun 1965 setelah Merkurius diamati dengan radar.

Pengiriman wahana untuk meneliti Merkurius dari dekat pun tidak mudah. Posisinya yang dekat dengan Matahari, ketiadaan atmosfer, dan perbedaan laju orbit adalah beberapa hal yang menyulitkan. Alhasil, hingga kini baru ada 1 misi yang sukses mengamati Merkurius, yaitu Mariner 10.

Wahana Mariner 10 diluncurkan pada 3 November 1973. Proses keberangkatannya yang memanfaatkan planet Venus (sebagai “ketapel” gravitasi) adalah yang pertama dilakukan dalam sejarah penerbangan antariksa. Ketika melintas di dekat Venus, wahana ini mengambil rekaman fotografi ultraungu dari planet itu. Walaupun Venus sudah pernah diamati dengan teleskop landas Bumi sebelumnya, tetap saja foto Venus yang diberikan Mariner 10 ini mengundang kekaguman para peneliti.

Wahana ini telah memberikan pengetahuan luar biasa tentang permukaan Merkurius. Selain itu, wahana ini juga mendeteksi adanya medan magnet di Merkurius. Satu hal yang mengagetkan bagi peneliti karena planet ini memiliki rotasi yang lambat. Akhirnya, pada tahun 1975 Mariner 10 pun sudah tidak berfungsi lagi setelah bahan bakarnya habis dan kontak dihentikan.

Baru pada tahun 1998, misi terbaru ke Merkurius mulai direncanakan. Wahana pada misi itu dinamai Messenger, yang diluncurkan pada tanggal 3 Agustus 2004. Target misi ini adalah mengorbit Merkurius pada tanggal 18 Maret 2011. Terdapat 6 pertanyaan yang harus dicari jawabannya oleh Messenger: 1. Mengapa kerapatan Merkurius begitu tinggi?; 2. Bagaimana riwayat sejarah geologis planet ini?; 3. Bagaimana sifat medan magnet Merkurius?; 4. Bagaimana susunan internal Merkurius?; 5. Apa materi yang terdapat pada kutub-kutub Merkurius?; dan 6. Bagaimana komposisi atmosfer Merkurius?

Di masa yang akan datang, sebuah misi lagi akan dijalankan. Namanya BepiColombo. Misi ini akan melengkapi data yang didapat Messenger. Direncanakan untuk diluncurkan pada tahun 2013 dan mengorbit Merkurius pada tahun 2019, BepiColombo akan mengumpulkan data selama 1 atau 2 tahun. Para ilmuwan tentunya berharap kedua misi tersebut akan membawa manusia semakin mengenal karakteristik planet kecil ini.

Evolusi Bintang

Seperti manusia, bintang juga mengalami perubahan tahap kehidupan. Sebutannya adalah evolusi. Mempelajari evolusi bintang sangat penting bagi manusia, terutama karena kehidupan kita bergantung pada matahari. Matahari sebagai bintang terdekat harus kita kenali sifat-sifatnya lebih jauh.

Dalam mempelajari evolusi bintang, kita tidak bisa mengikutinya sejak kelahiran sampai akhir evolusinya. Usia manusia tidak akan cukup untuk mengamati bintang yang memiliki usia hingga milyaran tahun. Jika demikian tentunya timbul pertanyaan, bagaimana kita bisa menyimpulkan tahap-tahap evolusi sebuah bintang?  

Pertanyaan tersebut dapat dijawab dengan kembali menganalogikan bintang dengan manusia. Jumlah manusia di bumi dan bintang di angkasa sangat banyak dengan usia yang berbeda-beda. Kita bisa mengamati kondisi manusia dan bintang yang berada pada usia/tahapan evolusi yang berbeda-beda. Ditambah dengan pemodelan, akhirnya kita bisa menyusun teori evolusi bintang tanpa harus mengamati sebuah bintang sejak kelahiran hingga akhir evolusinya.

Kelahiran bintang

Bintang lahir dari sekumpulan awan gas dan debu yang kita sebut nebula. Ukuran awan ini sangat besar (diameternya mencapai puluhan SA) tetapi kerapatannya sangat rendah. Awal dari pembentukan bintang dimulai ketika ada gangguan gravitasi (misalnya, ada bintang meledak/supernova), maka partikel-partikel dalam nebula tersebut akan bergerak merapat dan memulai interaksi gravitasi di antara mereka setelah sebelumnya tetap dalam keadaan setimbang. Akibatnya, partikel saling bertumbukan dan temperatur naik.

Eagle Nebula, Tempat kelahiran bintang

Semakin banyak partikel yang merapat berarti semakin besar gaya gravitasinya dan semakin banyak lagi partikel yang ditarik. Pengerutan awan ini terus berlangsung hingga bagian intinya semakin panas. Panas tersebut dapat mendorong awan di sekitarnya. Hal ini memicu terjadinya proses pembentukan bintang di sekitarnya. Demikian seterusnya hingga terbentuk banyak bintang dalam sebuah awan besar. Maka tidaklah heran jika kita mengamati sekelompok bintang yang lahir pada waktu yang berdekatan di lokasi yang sama. Kelompok bintang inilah yang biasa kita sebut dengan gugus.

Akibat pengerutan oleh gravitasi, temperatur dan tekanan di dalam awan naik sehingga pengerutan melambat. Di tahap ini, bola gas yang terbentuk disebut dengan proto bintang. Apabila massanya kurang dari 0,1 massa Matahari, maka proses pengerutan akan terus terjadi hingga tekanan dari pusat bisa mengimbanginya. Pada saat tercapai kesetimbangan, temperatur di bagian pusat awan itu tidak cukup panas untuk dimulainya proses pembakaran hidrogen. Maksud dari pembakaran di sini adalah reaksi fusi atom hidrogen menjadi helium. Awan ini pun gagal menjadi bintang dan disebut dengan katai gelap.

Jika massanya lebih dari 0,1 massa Matahari, bagian pusat proto bintang memiliki temperatur yang cukup untuk memulai reaksi fusi saat dirinya setimbang. Reaksi ini akan terus terjadi hingga helium yang sudah terbentuk mencapai 10 – 20 % massa bintang. Setelah itu pembakaran akan terhenti, tekanan dari pusat menurun, dan bagian pusat ini runtuh dengan cepat. Akibatnya temperatur inti naik dan bagian luar bintang mengembang. Saat ini, bintang menjadi raksasa dan tahap pembakaran helium menjadi karbon pun dimulai. Di lapisan berikutnya, berlangsung pembakaran hidrogen menjadi helium. Setelah ini kembali akan kita lihat bahwa evolusi bintang sangat bergantung pada massa.

Untuk bintang bermassa kecil (0,1 – 0,5 massa Matahari), proses pembakaran hidrogen dan helium akan terus berlangsung sampai akhirnya bintang itu menjadi katai putih. Sedangkan pada bintang bermassa 0,5 – 6 massa Matahari, pembakaran karbon dimulai setelah helium di inti bintang habis. Proses ini tidaklah stabil, akibatnya bintang berdenyut. Bagian luar bintang mengembang dan mengerut secara periodik sebelum akhirnya terlontar membentuk planetary nebula. Bagian bintang yang tersisa akan mengerut dan membentuk bintang katai putih.

Berikutnya adalah bintang bermassa besar (lebih dari 6 massa Matahari). Di bintang ini pembakaran karbon berlanjut hingga terbentuk neon. Lalu neon pun mengalami fusi membentuk oksigen. Begitu seterusnya hingga secara berturut-turut terbentuk silikon, nikel, dan terakhir besi. Kita bisa lihat di diagram penampang bintang di bawah ini, bahwa reaksi fusi sebelumnya tetap terjadi di luar lapisan inti. Sehingga ada banyak lapisan reaksi fusi yang terbentuk ketika di bagian pusat bintang sedang terbentuk besi.

Evolusi Lanjut

Setelah reaksi yang membentuk besi terhenti, tidak ada proses pembakaran selanjutnya. Akibatnya, tekanan menurun dan bagian inti bintang memampat. Karena begitu padatnya, jarak antara neutroon dan elektron pun mengecil sehingga elektron bergabung dengan neutron dan proton. Peristiwa ini menghasilkan tekanan yang sangat besar dan mengakibatkan bagian luar bintang dilontarkan dengan cepat. Inilah yang disebut dengan supernova.

Apa yang terjadi setelah supernova bergantung pada massa bagian inti bintang yang tadi terbentuk. Apabila di bawah 5 massa Matahari (batas massa Schwarzchild), supernova menyisakan bintang neutron. Disebut demikian karena partikel dalam bintang ini hanya neutron. Bintang neutron biasanya terdeteksi sebagai pulsar (pulsating radio source, sumber gelombang radio yang berputar). Pulsar adalah bintang yang berputar dengan sangat cepat, periodenya hanya dalam orde detik. Putarannya itulah yang menyebabkan pulsasi pancaran gelombang radionya.

Diagram Evolusi berbagai Bintang

Di atas 5 massa Matahari, gaya gravitasi di inti bintang begitu besarnya sehingga dirinya runtuh dan kecepatan lepas partikelnya melebihi kecepatan cahaya. Objek seperti ini disebut dengan lubang hitam. Tidak ada objek yang sanggup lepas dari pengaruh gravitasinya, termasuk cahaya sekalipun. Makanya benda ini disebut lubang hitam, karena tidak memancarkan gelombang elektromagnetik. Satu-satunya cara untuk mendeteksi keberadaan lubang hitam adalah dari interaksi gravitasinya dengan benda-benda di sekitarnya. Pusat galaksi kita adalah salah satu lokasi ditemukannya lubang hitam. Kesimpulan ini diambil karena bintang-bintang di pusat galaksi bergerak dengan sangat cepat, dan kecepatannya itu hanya bisa ditimbulkan oleh gaya gravitasi yang sangat kuat, yaitu oleh sebuah lubang hitam.

Hingga saat ini, pengamatan terhadap bintang-bintang masih terus dilakukan. Teori evolusi bintang di atas bisa saja berubah kalau ada bukti-bukti baru. Tidak ada yang kekal dalam sains, dan tidak ada kebenaran mutlak. Apa yang menjadi kebenaran saat ini bisa saja terbantahkan di kemudian hari. Itulah uniknya sains: dinamis.

Matahari, Bintang Terbaik yang Kita Milki!

Matahari kita adalah sebuah bintang, yaitu bola gas panas raksasa yang mengeluarkan energi dan cahaya. Ukurannya begitu besar dibandingkan dengan Bumi dan planet-planet lainnya. Namun sebenarnya, Matahari termasuk bintang yang ukurannya biasa saja. Masih banyak bintang lain yang berukuran jauh lebih besar ataupun jauh lebih kecil darinya. Tetapi tetap saja Matahari adalah satu bintang yang sangat istimewa bagi manusia, Bumi, dan tata surya kita.

Matahari memiliki diameter 1,4 juta km dan massa 1,9 x 10^30 kg. Di galaksi Bimasakti, ukuran sebesar ini termasuk dalam 10% yang terbesar. Jauh lebih banyak bintang dengan ukuran dan massa yang lebih kecil (yang terbanyak adalah bintang dengan massa setengah massa Matahari).

Matahari

Matahari adalah bintang deret utama dengan kelas G2. Materi penyusunnya adalah hidrogen sebanyak 70%, helium 28%, dan sisanya unsur berat lain. Permukaannya (fotosfer) bersuhu 5.800 K, sedangkan di bagian pusat suhunya mencapai 15 juta K. Cahaya Matahari yang berwarna putih kekuningan yang bisa kita lihat berasal dari lapisan fotosfer. Di lapisan ini terdapat banyak kejadian menarik, di antaranya adalah bintik Matahari, granulasi, prominensa, dan filamen. Di bagian luar terdapat atmosfer yang disebut korona. Bagian ini memiliki temperatur 5 juta K. Karena terangnya fotosfer, kita tidak dapat mengamati korona kecuali ketika terjadi gerhana Matahari total.

Sebagai sebuah bintang, Matahari memiliki pabrik pembangkit energi yang sangat aktif di bagian pusatnya. Di bagian yang kerapatannya sangat tinggi ini (150 kali kerapatan air), atom-atom hidrogen bereaksi membentuk helium dalam serangkaian reaksi. Reaksi penggabungan (fusi) ini menghasilkan energi yang sangat besar, yaitu 386 miliar miliar juta watt. Setiap detiknya, sebanyak 700 juta ton hidrogen diubah menjadi 695 juta ton helium dan 5 juta ton energi dalam bentuk sinar gamma.

Korona matahari terlihat ketika gerhana matahari total

Bintik Matahari adalah suatu area gelap di fotosfer yang suhunya lebih rendah relatif terhadap sekitarnya (3800 K berbanding 5800 K). Keberadaannya bergantung pada aktivitas medan magnet di Matahari. Dan jumlahnya akan meningkat atau menurun secara periodik, setiap 11 tahun sekali. Jika jumlahnya sangat banyak, maka kita sebut Matahari sedang berada dalam masa aktif. Diperkirakan puncak dari keaktifan Matahari yang berikutnya akan terjadi pada tahun 2013 nanti. Mungkin kita sering mendengar hal ini dari isu kiamat 2012. Namun tentu saja keduanya tidak ada berkaitan.

Diagram Penampang Matahari

Sebagaimana manusia, bintang juga lahir, tumbuh besar, lalu mati. Semakin besar massa sebuah bintang, maka kala hidupnya semakin singkat dan sebaliknya. Usia Matahari saat ini, atau sama dengan usia tata surya kita, adalah sekitar 4,57 milyar tahun. Diperkirakan Matahari masih akan terus seperti sekarang hingga 5 milyar tahun lagi. Setelah itu, Matahari akan memasuki fase raksasa merah (red giant). Disebut demikian karena ukurannya akan membesar hingga 250 kali lipat dan mungkin akan mencapai orbit Bumi (sejauh 150 juta km).

Diagram Evolusi Matahari

Evolusi seperti ini adalah hal yang biasa untuk bintang bermassa kecil dan menengah. Di akhir kehidupannya, Matahari tidak akan menjadi supernova dan lubang hitam karena evolusi tersebut hanya untuk bintang bermassa besar. Setelah tahap raksasa merah, kemudian Matahari akan melontarkan lapisan luarnya hingga membentuk planetary nebula. Bagian yang tersisa dari Matahari hanyalah intinya saja, yang disebut dengan bintang katai putih (white dwarf). Akhirnya ia akan mendingin secara perlahan hingga milyaran tahun.

Peran penting Matahari bagi masyarakat sudah tampak dari berbagai peradaban kuno. Di jaman Yunani kuno Matahari disebut dan dipuja sebagai dewa Helios. Sedangkan di jaman Romawi Matahari diperlakukan sama dengan sebutan Sol. Matahari juga berperan penting di tata surya kita. Massanya mencapai 99,86% dari massa total tata surya. Hal ini menunjukkan betapa Matahari sangat dominan. Ikatan gravitasinya membuat planet-planet dan benda lainnya di tata surya bergerak mengelilingi Matahari secara teratur. Dan Matahari pun mengajak seluruh tata surya untuk mengelilingi pusat galaksi Bimasakti dalam periode sekitar 220 juta tahun.

Cahaya yang dipancarkan Matahari sangat membantu kita dalam banyak hal. Selain memberikan panasnya di siang hari, informasi yang ada di dalam cahaya Matahari berperan besar dalam pengetahuan yang kita miliki sekarang tentang bintang-bintang di alam semesta. Dalam jarak yang tepat, cahayanya juga memberikan jaminan terhadap kebutuhan energi yang diperlukan dalam kehidupan di Bumi.

Spektrum Matahari juga berjasa dalam banyak hal. Dahulu, saat spektrum Matahari dipelajari pertama kali, manusia menemukan unsur helium. Unsur ini dinamakan demikian karena saat itu hanya ditemukan di Matahari. Dan dari spektrum inilah kita mengetahui bahwa Matahari dan bintang adalah benda yang sejenis.

Singkat kata, Matahari adalah benda percobaan terdekat bagi astronom di laboratorium alam semesta dalam meneliti bintang. Berbagai misi luar angkasa yang khusus meneliti Matahari telah dan akan diluncurkan demi mengenal Matahari lebih dekat, seperti Pioneer, Helios, SOHO, Genesis, Stereo, dan lain-lain.

Sejak tata surya terbentuk hingga sekarang, peran Matahari dalam mendukung kehidupan di Bumi sangatlah besar. Namun tidak selamanya akan berjalan begitu, karena dalam evolusinya Matahari akan memanas dan membesar. Saat itu, Matahari sudah tidak lagi mendukung kehidupan. Bahkan ia akan menelan dan menghancurkan Merkurius, Venus, dan kemudian Bumi. 




Sumber:langitselatan.com