Revolusi Matahari

Selain melakukan rotasi, bumi juga bergerak mengelilingi matahari atau revolusi bumi. Arah revolusi bumi jika dilihat dari utara, berarah negatif yaitu berlawanan arah jarum jam. Lintasan revolusi berbentuk elips, sehingga suatu saat terjadi jarak terjauh antara bumi dan matahari, yang dinamakan apogea, dan suatu saat juga akan terjadi jarak terdekat antara bumi dan matahari yang dinamakan perigea. Lintasan revolusi bumi membentuk bidang edar yang dinamakan ekliptika. Bidang ekliptika membentuk sudut 66,5^o dengan poros bumi.

Lama revolusi bumi adalah 365 hari 6 jam 9 menit 10 detik atau 365¼ hari. Rentang waktu revolusi bumi ini digunakan untuk menghitung waktu satu tahun yang dianggap 365 hari. Untuk mencocokkan dengan waktu revolusi, maka setiap 4 tahun sekali ditambah satu hari di bulan Februari. Tahun yang memiliki 366 hari ini dinamakan tahun kabisat, contohnya adalah tahun 2004, 2008, 2012, dst.
Beberapa gejala alam yang diakibatkan oleh revolusi bumi yaitu :

1. Peredaran semu matahari

Matahari sebagai bintang sebenarnya tidak bergerak (diam), namun dilihat dari bumi matahari bergerak dari timur ke barat setiap hari. Selain itu, matahari juga bergerak kea rah utara dan selatan secara periodic setiap tahun. Pergerakan matahari dilihat oleh manusia ini dinamakan peredaran semu matahari.
Akibat kemiringan poros bumi, matahari seakan-akan bergerak ke arah utara dan selatan, yaitu mencapai 23,5^o LU dan 23,5^o LS. Peristiwa ini secara periodic terjadi dalam satu tahun.

• Pada tanggal 21 Maret, matahari tepat berada di garis khatulistiwa.
• Pada tanggal 21 Juni matahari mencapai 23,5^o LU.
• Pada tanggal 23 September, matahari berada di garis khatulistiwa
• Pada tanggal 22 Desember, matahari berada di 23,5^o LS

2. Pergantian musim
Peredaran semu matahari menyebabkan terjadinya perubahan musim di wilayah lintang 23,5^o sampai ke kutub. Ini akibat dari intensitas sinar matahari yang menyinari wilayah tersebut. Pada sekitar bulan Juni, matahari berada di lintang utara menyebabkan sinar matahari di daerah kutub utara berlebihan, sehingga menyebabkan terjadinya musim panas. Sebaliknya di kutub selatan akan kekurangan sinar matahari, sehingga menyebabkan musim dingin.
Kemudian sekitar bulan Desember, matahari yang berada di kutub selatan akan mengakibatkan wilayah kutub selatan mengalami musim panas. Sedangkan wilayah kutub utara akan mengalami musin dingin.
Perubahan musim panas ke musim dingin akan terjadi musim gugur, yaitu saat tumbuhan (pepohonan) akan merontokkan daun-daunnya. Sedangkan setelah musim dingin menuju ke musim panas, terjadi musim semi, yaitu musim tumbuhan dan bunga bertunas kembali.
3. Perbedaan panjang siang dan malam
Pada saat musim dingin, malam akan lebih panjang dibanding siang. Hal ini karena cahaya matahari yang didapat hanya sedikit. Sedangkan pada musim panas, siang akan lebih panjang dibanding malam.
About these ads

hukum gravitasi

[tutup]

Hukum gravitasi universal Newton

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Belum Diperiksa

Langsung ke: navigasi, cari

Hukum Newton tentang gaya tarik menarik gravitasi umum

Hukum tarik-menarik gravitasi Newton dalam bidang fisika berarti gaya tarik untuk saling mendekat satu sama lain. Dalam bidang fisika tiap benda dengan massa m₁ selalu mempunyai gaya tarik menarik dengan benda lain (dengan massa m₂ ). Misalnya partikel satu dengan partikel lain selalu akan saling tarik-menarik. Contoh yang dikemukakan oleh Sir Isaac Newton dalam bidang mekanika klasik bahwa benda apapun di atas atmosfer akan ditarik oleh bumi, yang kemudian banyak dikenal sebagai fenomena benda jatuh.

Gaya tarik menarik gravitasi ini dinyatakan oleh Isaac Newton melalui tulisannya di journal Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica pada tanggal 5 Juli 1687 dalam bentuk rumus sebagai berikut:

,

di mana:

• F adalah besarnya gaya gravitasi antara dua massa tersebut,
• G adalah konstante gravitasi,
• m₁ adalah massa dari benda pertama
• m₂ adalah massa dari benda kedua, dan
• r adalah jarak antara dua massa tersebut.

Teori ini kemudian dikembangkan lebih jauh lagi bahwa setiap benda angkasa akan saling tarik-menarik, dan ini bisa dijelaskan mengapa bumi harus berputar mengelilingi matahari untuk mengimbangi gaya tarik-menarik gravitasi bumi-matahari. Dengan menggunakan fenomena tarik menarik gravitasi ini juga, meteor yang mendekat ke bumi dalam perjalanannya di ruang angkasa akan tertarik jatuh ke bumi.

TEORI GEOCENTRIS

Hipparchus (190-120 SM )

Perintis dan bapak astronomi. Astronom terbesar pada zaman era klasik, ahli geografi dan matematikawan yunani kuno pada zaman Helenistik

Bumi sebagai pusat edar tata surya

Bulan sebagai planet pertama-merkurius-venus-matahari-mars-jupiter-saturnus (pada langit kedua sampai ketujuh)

Semakin lambat pergerakannya, jaraknya dari bumi semakin jauh.

- Tidak ada peninggalan buku yang tertulis sebagai catatan sejarah

- Tidak dapat dibuktikan

- Sedikit penganutnya

- Lingkaran / bulat / bola adalah bentuk geometri yang paling sempurna orbit benda dalam sistem tata surya berbentuk lingkaran.

- Semua benda bergerak mengelilingi bumi dengan kecepatan konstan.

Menggunakan sistem gerak Retrograde, yaitu setiap gerak yang berlawanan dengan kebiasaan atau umum. Retrograde planet adalah gerak yang berlawanan dengan arah putaran bumi dengan matahari.

- Sistem ptolomeus (penerus system ini) cenderung lebih sulit dan rumit.

- Benda-benda langit memiliki baik gerakan timur-barat maupun rotasi pada arah yang berlawanan.

TEORI HELIOCENTRIS

Nicolas Copernicus (1473-1543 M)

Pada tanggal 19 Pebruari 1473 Copernicus lahir di-Torun, Polandia. Copernicus hidup pada peralihan zaman abad pertengahan dan zaman pencerahan (renaissance).

Matahari sebagai pusat edar tata surya

Merkurius sebagai planet pertama-venus-bumi-mars-jupiter-saturnus-uranus-neptunus

Perputaran harian langit akibat perputaran bumi pada sumbu putarannya dan perubahan tahunan langit akibat perputaran planet mengelilingi matahari.

- Ada 2 buah buku yang mendukung adanya teori ini revolusi benda-benda langit dan hukum gerakan planet / hukum kepler.

- Pak Bradley menemukan adanya aberasi bintang (1725 M).

- Bessel (1838) menemukan paralaks bintang pertama kali.

Bentuk lintasan orbit semua benda adalah elips.

- Menggunakan sistem epicycle, Sistem ini memudahkan perhitungan (matematis) periode orbit dan jarak relatif planet.

- Sistem ini memberikan solusi sederhana untuk gerak retrograde.

- Sistem copernicus lebih bagus dan lebih sederhana daripada sistem ptolomeus.

- Bumi dan semua planet bergerak mengitari matahari dengan arah yang sama dan laju yang berkurang semakin jauh dari matahari

- Perhitungan astronomi lebih mudah, dengan melibatkan jumlah lingkaran yang lebih sedikit. Tetapi prakiraan posisi planet-planet dan perhitungan lainnya tidak lebih tepat daripada dihitung dengan menggunakan sistem ptolemous.

TEORI HELIOSENTRIS

Heliosentris : Copernicus dan Kepler

Disusun oleh:

SIGIT RAHMAN SUGANDI 1002533

Konsep

Pada umumnya bangsa Yunani dan orang-orang yang hidup pada abad pertengahan memiliki pegangan yang kuat sebagai pandangan mereka tentang alam semesta, yaitu teori geosentris (Bumi sebagai pusat). Menurut teori ini, Bumi sebagai pusat alam semesta berada dalam keadaan diam dan planet-planet, Matahari, serta benda-benda langit lainnya bergerak mengitarinya. Gerak semu (apparent motions) planet, bulan, dan matahari relatif terhadap bintang dan terhadap satu sama lain dijelaskan secara lengkap dalam teori geosentris Hipparchus yang dikembangkan sekitar tahun 140 sebelum masehi. Namun teori geosentris memiliki kelemahan yaitu sulitnya menjelaskan fenomena retrogresi (gerak balik) periodik dari planet. Fenomena retrogresi diakibatkan karena lintasan semu planet sepanjang tahun relatif terhadap bintang-bintang adalah berupa lengkungan (kurva) yang tidak rata. Malahan, adakalanya planet-planet teramati seolah-olah bergerak mundur (berbalik) sebelum akhirnya bergerak maju kembali selama periode orbitnya. Akhirnya pada tahun 1543 teori geosentris dipatahkan oleh teori heliosentris yang diajukan oleh Nicolaus Copernicus. Dalam teori heliosentris, mataharilah sebagai pusat tata surya. Matahari dikelilingi oleh planet-planet, asteroid, komet, dan meteorid.

Dalam model heliosentris Copernicus, Matahari dianggap berada pada pusat alam semesta, bintang-bintang terletak pada bulatan angkasa dan berputar mengelilingi Matahari. Diantara Bintang-bintang dan Matahari terdapat planet-planet termasuk Bumi yang berputar mengelilingi Matahari dalam masing-masing orbitnya dengan lintasan orbit berbentuk lingkaran. Gerak mundur semu dalam peredaran planet-planet yang sulit dijelaskan oleh model geosentris, dapat dijelaskan dengan mudah dalam model heliosentris, dengan menggunakan konsep gerak relatif antara Bumi dan planet-planet lain yang bergerak disekitar Matahari dengan kecepatan sudut putar yang berbeda-beda. Namun model heliosentris Copernicus memiliki beberapa kelemahan, yaitu bintang-bintang tidak berputar mengelilingi matahari dan planet-planet tidak bergerak mengelilingi matahari dengan lintasan yang berupa lingkaran. Selanjutnya model ini disempurnakan oleh Johannes Kepler, dan melahirkan hukum 1 Kepler, hukum II Kepler, dan hukum III Kepler.

Cara kerja konsep Heliosentris

Konsep heliosentris melahirkan hukum-hukum yang dicetuskan oleh Johannes Kepler, yaitu:

Hukum I Kepler

Persamaan elips dari hukum pertama Kepler dirumuskan seperti berikut :

dimana e adalah eksentrisitas yang merupakan perbandingan antara jarak dua fokus dengan diameter panjang elips. Nilai eksentrisitas menentukan bentuk elips apakah makin lonjong atau makin mendekati bentuk lingkaran. Jika e = 0, maka orbit planet akan berupa lingkaran. Eksentrisitas bumi, ebumi = 0,017, hampir mendekati nol, jadi orbit bumi hampir mendekati lingkaran. Akibat lintasan orbit planet berbentuk elips, maka selama suatu planet bergerak mengelilingi matahari menempuh satu putaran penuh yang disebut satu tahun pleneter, jarak antara planet tersebut dengan Matahari akan selalu berubah-ubah. Titik pada lintasan orbit planet yang menandai posisi paling dekat planet ke Matahari disebut perihelium. Sedangkan titik pada lintasan orbit Planet yang menandai posisi paling jauh Planet ke Matahari disebut aphelium. Arah rotasi planet-planet dalam arah berlawanan dengan arah putar jarum jam, kecuali untuk planet Venus dan Uranus. Para astronom menetapkan arah putar berlawanan dengan arah putar jarum jam sebagai gerak langsung (direct), sedangkan arah putar searah dengan arah putaran jarum jam disebut gerak balik (retroge).

Hukum II Kepler

Hukum kedua Kepler yang disebut juga sebagai hukum kesamaan luas yang dipublikasikan pada tahun 1609, menyatakan bahwa luas (S) yang disapu oleh garis penghubung antara planet dan Matahari dalam selang waktu (t) yang sama adalah sama (S1 = S2 = S3), seperti ditunjukkan pada gambar.

Hukum ini secara tidak langsung menyatakan bahwa kecepatan orbit suatu Planet mengitari matahari tidaklah konstan (uniform) melainkan berubah-ubah. Planet akan bergerak lebih cepat dalam orbitnya ketika berada pada daerah yang dekat dengan matahari, dan akan bergerak lebih lambat dalam orbitnya ketika berada pada daerah yang jauh dari matahari. Kecepatan orbit Planet berbanding terbalik dengan jaraknya terhadap matahari. Dalam notasi matematis , hukum ini dapat dirumuskan sebagai:

dengan C adalah konstanta. Persamaan ini dapat dibaca laju perubahan luas yang disapu garis penghubung planet-Matahari terhadap waktu adalah tetap, S1 = S2 = S3. Hukum kesamaan luas ini terbentuk sebagai konsekuensi dari adanya kekekalan momentum sudut dari planet-planet ketika berputar mengelilingi Matahari. Jika momentum sudut suatu planet yang mengitari matahari adalah kekal, maka planet harus bergerak lebih cepat bila dekat dengan matahari, dan bergerak lebih lambat jika berada jauh dari Matahari. Planet-planet yang berputar mengelilingi Matahari memiliki momentum sudut yang tetap, karena tidak ada gaya yang bekerja dalam arah geraknya. Gaya tarik matahari arahnya membentuk sudut 〖90〗^o terhadap arah gerak Planet

Hukum III Kepler.

Hukum ketiga Kepler yang disebut juga sebagai hukum harmonik yang dipublikasikan pada tahun 1618, menyatakan bahwa perbandingan kuadrat periode revolusi (T2) terhadap pangkat tiga dari jarak rata-rata planet ke Matahari (jari-jari elips = R3) adalah sama untuk semua planet. Secara matematika, pernyataan tersebut dapat dirumuskan seperti berikut :

Disini C adalah suatu konstanta yang memiliki nilai yang sama untuk semua Planet. Hukum ini secara eksplisit menyatakan hubungan antara periode revolusi suatu Planet dengan jaraknya terhadap matahari. Makin jauh jarak Planet ke matahari (makin besar diameter orbit Planet), makin lama periode revolusinya. Planet yang memiliki diameter orbit paling kecil adalah Merkurius dan yang paling besar adalah Pluto. Jika Bumi dijadikan sebagai acuan, dimana jarak antara Bumi dan Matahari adalah sekitar 150 x 106 km yang disebut sebagai 1 SA, dan periode revolusi Bumi adalah 1 tahun, maka konstanta C = 1, dan persamaan hukum ketiga Kepler menjadi :

disini R adalah jarak rata-rata Planet ke Matahari dalam satuan SA dan T adalah periode revolusi planet dalam satuan tahun. Jarak rata-rata setiap Planet ke Matahari dan periode revolusinya dirangkumkan dalam tabel.

Tokoh yang mengembangkan.

Seperti yang sebagian telah dijelaskan di atas, ternyata teori ini sangat panjang sejarahnya hingga menemukan hukum-hukum yang sesuai dengan teori heliosentrik.

Nicolaus Copernicus (1473-1543) merupakan orang pertama yang secara terang-terangan menyatakan bahwa Matahari merupakan pusat sistem Tata Surya, dan Bumi bergerak mengeliinginya dalam orbit lingkaran. Untuk masalah orbit, data yang didapat Copernicus memperlihatkan adanya indikasi penyimpangan kecepatan sudut orbit planet-planet. Namun ia mempertahankan bentuk orbit lingkaran dengan menyatakan bahwa orbitnya tidak kosentrik. Teori heliosentrik disampaikan Copernicus dalam publikasinya yang berjudul De Revolutionibus Orbium Coelestiumkepada Paus Pope III dan diterima oleh gereja.

Tapi dikemudian hari setelah kematian Copernicus pandangan gereja berubah ketika pada akhir abad ke-16 filsuf Italy, Giordano Bruno, menyatakan semua bintang mirip dengan Matahari dan masing-masing memiliki sistem planetnya yang dihuni oleh jenis manusia yang berbeda. Pandangan inilah yang menyebabkan ia dibakar dan teori Heliosentrik dianggap berbahaya karena bertentangan dengan pandangan gereja yang menganggap manusialah yang menjadi sentral di alam semesta. Walaupun Copernicus telah menerbitkan tulisannya tentang Teori Heliosentrik, tidak semua orang setuju dengannya. Salah satunya, Tycho Brahe (1546-1601) dari Denmark yang mendukung teori matahari dan bulan mengelilingi bumi sementara planet lainnya mengelilingi matahari. Tahun 1576, Brahe membangun sebuah observatorium di pulau Hven, di laut Baltic dan melakukan penelitian disana sampai kemudian ia pindah ke Prague pada tahun 1596.

Di Prague, Brahe menghabiskan sisa hidupnya menyelesaikan tabel gerak planet dengan bantuan asistennya Johannes Kepler (1571-1630). Setelah kematian Brahe, Kepler menelaah data yang ditinggalkan Brahe dan menemukan bahwa orbit planet tidak sirkular melainkan elliptik.

Kepler kemudian mengeluarkan tiga hukum gerak orbit yang dikenal sampai saat ini yaitu :

Planet bergerak dalam orbit ellips mengelilingi matahari sebagai pusat sistem.

Radius vektor menyapu luas yang sama dalam interval waktu yang sama.

Kuadrat kala edar planet mengelilingi matahari sebanding dengan pangkat tiga jarak rata-rata dari matahari.

Kepler menuliskan pekerjaannya dalam sejumlah buku, diantaranya adalah Epitome of The Copernican Astronomy dan segera menjadi bagian dari daftar Index Librorum Prohibitorum yang merupakan buku terlarang bagi umat Katolik. Dalam daftar ini juga terdapat publikasi Copernicus, De Revolutionibus Orbium Coelestium.

Aplikasi teori Heliosentrik

Secara langsung teori heliosentrik dapat diaplikasikan dalam pembuatan kalender masehi (kalender matahari) yang dipakai kita saat ini, kalender matahari dibuat berdasarkan perhitungan bumi berevolusi mengelilingi matahari. Secara tidak langsung juga teori heliosentrik dipakai dalam pengembangan beberapa hal seperti dibawah ini :

Awal mula dipakainya teleskop

Pada tahun 1608, teleskop dibuat oleh Galileo Galilei (1562-1642), .Galileo merupakan seorang professor matematika di Pisa yang tertarik dengan mekanika khususnya tentang gerak planet. Ia salah satu yang tertarik dengan publikasi Kepler dan yakin tentang teori heliosentrik. Dengan teleskopnya, Galileo berhasil menemukan satelit-satelit Galilean di Jupiter dan menjadi orang pertama yang melihat keberadaan cincin di Saturnus.

Salah satu pengamatan penting yang meyakinkannya mengenai teori heliosentrik adalah masalah fasa Venus. Berdasarkan teori geosentrik, Ptolemy menyatakan venus berada dekat dengan titik diantara matahari dan bumi sehingga pengamat dari bumi hanya bisa melihat venus saat mengalami fasa sabit.

Tapi berdasarkan teori heliosentrik dan didukung pengamatan Galileo, semua fasa Venus bisa terlihat bahkan ditemukan juga sudut piringan venus lebih besar saat fasa sabit dibanding saat purnama. Publikasi Galileo yang memuat pemikirannya tentang teori geosentrik vs heliosentrik, Dialogue of The Two Chief World System, menyebabkan dirinya dijadikan tahanan rumah dan dianggap sebagai penentang oleh gereja.

Dasar yang diletakkan Newton

Di tahun kematian Galileo, Isaac Newton (1642-1727) dilahirkan. Bisa dikatakan Newton memberi dasar bagi pekerjaannya dan orang-orang sebelum dirinya terutama mengenai asal mula Tata Surya. Ia menyusun Hukum Gerak Newton dan kontribusi terbesarnya bagi Astronomi adalah Hukum Gravitasi yang membuktikan bahwa gaya antara dua benda sebanding dengan massa masing-masing objek dan berbanding terbalik dengan kuadrat jarak antara kedua benda. Hukum Gravitasi Newton memberi penjelasan fisis bagi Hukum Kepler yang ditemukan sebelumnya berdasarkan hasil pengamatan. Hasil pekerjaannya dipublikasikan dalamPrincipia yang ia tulis selama 15 tahun.

Teori Newton menjadi dasar bagi berbagai teori pembentukan Tata Surya yang lahir kemudian, sampai dengan tahun 1960 termasuk didalamnya teori monistik dan teori dualistik. Teori monistik menyatakan bahwa matahari dan planet berasal dari materi yang sama. Sedangkan teori dualistik menyatakan matahari dan bumi berasal dari sumber materi yang berbeda dan terbetuk pada waktu yang berbeda.

gerak dan posisi benda langit.

Bumi kita berputar seperti gasing. Gerak putar Bumi pada sumbu putarnya ini dinamakan gerak rotasi. Untuk menyelesaikan satu putaran (satu periode rotasi), dibutuhkan waktu 23 jam 56 menit 4.1 detik. Gerak rotasi Bumi inilah yang menyebabkan terjadinya siang dan malam dan pergerakan semu benda-benda langit.

Gerak semu langit adalah gerak yang kita amati dari Bumi, dimana benda-benda langit terlihat terbit di timur dan tenggelam di barat. Gerak semu ini teramati karena Bumi kita yang ber-rotasi dengan arah sebaliknya, dari barat ke timur. Lintasan gerak benda-benda langit yang terbit di timur dan terbenam di barat, dinamakan lintasan harian benda langit. Lintasan harian ini terlihat berbeda jika kita mengamatinya dari lintang berbeda. Jika kita berada tepat di khatulistiwa, kita akan mengamati lintasan haria benda-benda langit tersebut, tegak lurus terhadap horizon / ufuk.

Jika kita berada di bumi belahan selatan (sebelah selatan khatulistiwa), kita akan mengamati lintasan harian benda-benda langit tidak lagi tegak lurus terhadap horizon, tapi condong ke arah utara. Besarnya kemiringan lintasan harian ini tergantung sejauh mana kita dari khatulistiwa. Semakin ke arah selatan, maka garis lintasan gerak harian benda-benda langit akan semakin condong ke arah utara. Begitu juga sebaliknya jika kita bergerak ke arah utara. Semakin ke utara dari khatulistiwa, maka semakin besar kecondongan lintasan harian benda-benda langit itu ke arah selatan.

Gerak semu langit tidak sama periodenya dengan gerak Matahari di langit (diamati dari Bumi). Gerak semu langit periodenya 23 jam 56 menit 4.1 detik, sedangkan gerak harian Matahari di langit periodenya 24 jam. Terdapat perbedaan sekitar 4 menit. Perbedaan ini menyebabkan penampakan langit sedikit berbeda dilihat pada jam yang sama tiap harinya. Sebagai contoh: misalnya sebuah bintang hari in terbit pukul 18:00 sore. Maka keesokan harinya ia akan terbit pukul 17:56, lusa pukul 17:52, dst. Bintang itu akan terbit 4 menit lebih cepat dari hari sebelumnya. Karena itu, perlahan-lahan penampakan langit akan bergeser dari hari ke hari. Kira-kira enam bulan dari sekarang, bagian langit yang berada di atas kepala kita pada (misalnya) jam 9 malam, akan berada di bawah kaki kita. Dengan kata lain, jika kita mengamati langit dengan waktu pengamatan yang terpisak 6 bulan,kita akan mengamati dua belahan bola langit yang berbeda.

Objek-objek langit seperti Matahari, Bulan, dan planet-planet, memiliki geraknya sendiri diantara bintang-bintang. Matahari bergerak secara perlahan ke arah timur relatif terhadap bintang-bintang. Karena itu, untuk menyelesaikan satu putaran mulai dari misalnya posisi tepat di atas kepala kita, terbenam, terbit, kembali di atas kepala kita, matahari membutuhkan waktu 24 jam (selang waktu sehari semalam). Bintang-bintang membutuhkan waktu sama denga periode rotasi Bumi, 23j 56m 4.1d. Bulan membutuhkan waktu sedikit bervariasi, kira-kira 50 menit lebih panjang dari 24 jam. Planet-planet bergerak di langit dengan kecepatan yang lebih besar lagi variasinya, tergantung pada seberapa dekat planet tersebut ke Matahari, dan dimana posisinya (dalam orbitnya) relatif terhadap Bumi.

gerak semu harian dan tahunan matahari

Feb23 by ara

gara-gara bahan buat unas ada yang nyerempet masalah gerak semu, jadi bikin post ini. semoga membantu! x)

1. gerak semu harian matahari

penyebab: rotasi bumi (gerak putar bumi pada sumbu putarnya). kala rotasi bumi adalah 23 jam 56 menit 4.1 detik

gerak semu harian matahari mengakibatkan perubahan posisi matahari setiap harinya. matahari terlihat terbit di timur dan tenggelam di barat. padahal gerak semu ini teramati karena bumi kita yang ber-rotasi dengan arah sebaliknya, dari barat ke timur. sehingga akan muncul tampak kesan semu bahwa dari sudut pandang kita (sebagai pengamat) di bumi, matahari-lah yang bergerak mengelilingi.

2. gerak semu tahunan matahari

penyebab: revolusi bumi

bumi membutuhkan waktu selama 1 tahun untuk bergerak mengelilingi matahari (revolusi). bumi, selain bergerak mengelilingi matahari, juga bergerak berputar terhadap sumbunya (rotasi). tetapi sumbu rotasi bumi ini tidak sejajar terhadap sumbu revolusi, melainkan sedikit miring sebesar 23,5 derajat. akibat dari miringnya sumbu rotasi bumi itu, matahari tidak selalu terlihat di atas khatulistiwa mumi, matahari akan terlihat berada di bagian utara dan selatan bumi. selama setengah tahun, matahari lebih banyak menerangi bumi bagian utara, dan setengah tahun berikutnya matahari lebih banyak menerangi bumi bagian selatan.

dalam gerak semunya, matahari akan tampak bergerak dari khatulistiwa (equator) antara 23,5 derajat lintang utara dan lintang selatan. pada tanggal 21 maret – 21 juni, matahari bergeser dari khatulistiwa menuju ke utara dan akan berbalik arah setelah mencapai 23,5 derajat lintang utara dan kembali bergerak menuju khatulistiwa. setelah itu, matahari akan tampak bergerak ke selatan dan berbalik arah setelah mencapai 23,5 derajat lintang selatan.

sekitar tanggal 21 maret saat matahari melintasi ekuator langit, momen ini juga disebut “hari pertama musim semi”. saat matahari mencapai deklinasi ini pada titik balik matahari musim panas sekitar bulan juni 21. hari ini juga disebut “pertengahan musim panas” atau “hari pertama musim panas”. matahari mencapai deklinasi dari -23,5 derajat pada titik balik matahari musim dingin, sekitar 21 desember.

 FASE – FASE BULAN

 Fase Bulan

Bulan adalah tetangga terdekat Bumi dalam antariksa. Bulan juga benda paling cemerlang dalam langit malam, bukankarena terdiri dari gas menyala seperti matahari, melainkan karena memantulkan cahaya matahari. Pada beberapa malam bulan berupa bola sempurna ynag bercahaya, sedangkan pada malam lainhanya berupa sepotong perak. Namun demikian bentuk dan ukuran bulan tak berubah. Yang berubah hanyalah penampakkannya, sepadan dengan bertambah dan berkurangnya permukaan bulan yang disinari matahari. Perbahan panampakkan bulan disebut fasa.

Tatkala bulan berada diantara Bumi dan Matahari, sisinya yang gelap menghadap ke Bumi, sehingga bulan tidak tampak. Fase gelap Bulan ini dinamakan Bulan Muda.

Segera sesudah bulan muda, bulan sabit yang mirip benang terlihat di langit barat sesudah matahari tenggelam. Sabitnya menjadi semakin lebar hari demi hari hingga menjadi Bulan separuh. bUlan dikatakan mengembang bila ukurannya nampak bertambah besar. Fasa ini disebut pekan pertama. Kira-kira tujuh hari sesudah pekan pertama, atau 14 hari sesudah bulan muda, bulah telah berpindah ke suatu titik, sehingga bumi terletak diantara bulan dan matahari. Seluruh sisi bulan yang diterangi matahari menjadi nampak; fasa ini dinamakan bulan purnama. Bulan purnama ini tepat berlawanan dengan bulan muda. Bulan terbit pada langit sore di timur dan tenggelam di barat sekitar matahari terbit.

Sesudah bulan purnama, bulan mulai menyusut (menjadi lebih kecil), melewati tahap bulan separuh, yang disebut pekan terakhir, dan akhirnya kembali fasa bulan muda. Bulan separuh yang bertambah besar disebut bulan separuh yang sedang menggembang. Bulan yang menciut disebut bulan separuh yang lagi menyusut.

Bulan memerlukan 29½  hari untuk menamatkan satu peredaran mengelilingi Bumi. Bulan berjalan bersama bumi selama bumi mengedari matahari. Namun sewaktu terbit dan tenggelam gerakannya seolah-olah dari timur ke barat, karena putaran bumi lebih cepat daripada peredaran bulan mengelilingi bumi.

1.      Variasi Ukuran Piringan Matahari dan Bulan

Bumi mengelilingi Matahari dalam orbit berbentuk elips. Pada titik terdekatnya dengan Matahari (saat berada di titik perihelion), jarak Bumi-Matahari hanya 147.100.000 km. Sedangkan pada jarak terjauhnya (saat berada di aphelion), jarak Bumi-Matahari mencapai 152.100.000 km. Perbedaan jarak ini menyebabkan perbedaan ukuran piringan Matahari terlihat dari Bumi. Saat di aphelion, piringan Matahari terlihat memiliki radius 944″, sedangkan di perihelionnya, radius piringan Matahari adalah 976″. Jadi, dalam satu tahun, ukuran Matahari bervariasi sekitar 3,3%.

Sementara itu, Bulan juga mengelilingi Bumi dalam orbit berbentuk elips. Saat berada di titik terdekatnya dengan Bumi (titik perigee), pada jarak 363.300 km, piringan Bulan memiliki radius 1006″ (1006 detik busur = 1006 x 1/3600 derajat). Dan pada saat berada di titik terjauhnya dengan Bumi (titik apogee), pada jarak 405.500 km, piringan Bulan yang terlihat dari Bumi memiliki radius 882″. Variasi ukuran Bulan ini mencapai 12%.

Akibat dari variasi ukuran piringan Matahari dan Bulan ini terlihat pada penampakan gerhana. Pada suatu saat gerhana Matahari, piringan Bulan bisa 7% lebih besar dari piringan Matahari (atau 2″ lebih besar). Pada saat lain, ukuran piringan Bulan bisa pula 10% lebih kecil daripada ukuran piringan Matahari (atau 3″ lebih kecil). Karena itu, kita bisa mengamati gerhana matahari total, atau gerhana matahari cincin.

2.      Fase-fase Bulan

Diamati dari Bumi, Bulan menunjukkan fase-fase penampakan. Fase-fase ini terjadi disebabkan oleh konfigurasi Bumi-Bulan-Matahari saat itu. Saat bulan berada diantara Bumi dan Matahari, maka bagian yang tidak mendapat cahaya matahari akan menghadap Bumi. Saat itu kita melihat bagian bulan yang gelap. Fase ini dinamakan fase bulan baru. Disaat lain, saat Bumi berada diantara Bulan dan Matahari, seluruh bagian Bulan yang menerima cahaya matahari akan menghadap Bumi. Fase ini kita namakan fase purnama. Fase-fase lainnya adalah saat bagian Bulan yang menghadap kita sebagian menerima cahaya dari Matahari, sebagian lagi tidak.

3.      Kemiringan Bidang Orbit Bulan

Bulan melengkapi satu putaran mengelilingi Bumi dalam waktu 27,3 hari. Jadi setiap 27,3 hari, Bulan aka

n kembali ke posisi semula di langit (relatif terhadap bintang-bintang). Periode ini dinamakan periode sideris Bulan. Pada saat Bulan kembali ke posisi semula di langit, posisi Matahari telah bergeser akibat pergerakan Bumi mengelilingi Matahari. Untuk membentuk konfigurasi semula (Bumi-Bulan-Matahari), Bulan membutuhkan waktu tambahan sekitar dua hari. Bulan membutuhkan waktu 29,53 hari untuk kembali dari satu fase ke fase yang sama (misalnya dari fase purnama kembali ke fase purnama). Periode ini dinamakan periode sinodis Bulan.

Namun ternyata tidak setiap berada pada posisi A (pada Gambar atas) akan terjadi gerhana matahari. Demikian pula jika Bulan berada pada posisi B, tidak setiap pada posisi tersebut akan terjadi gerhana bulan. Semua ini disebabkan oleh bidang orbit Bulan yang tidak sebidang dengan bidang orbit Bumi (ekliptika), tetapi membentuk sudut 5,2° (lihat Gambar bawah). Gerhana hanya akan terjadi jika Bulan berada pada posisi A atau B pada Gambar atas, dan pada saat itu Bulan berada di sekitar titik potong orbitnya dengan ekliptika. Titik potong ini dikenal dengan nama titik node, titik tanjak, atau titik simpul. Titik potong dimana Bulan bergerak dari sebelah selatan ke utara ekliptika dinamakan titik node naik (titik tanjak naik). Sedangkan titik potong dimana Bulan bergerak dari sebelah utara ke selatan ekliptika dinamakan titik node naik (titik tanjak naik). Garis yang menghubungkan kedua titik potong ini dinamakan garis nodal.

4.      Terjadinya Gerhana

Gerhana terjadi karena terhalangnya cahaya Matahari. Jika cahaya Matahari tidak bisa mencapai Bulan — keseluruhan atau sebagian — karena terhalang oleh Bumi (dengan kata lain Bulan berada dalam bayangan Bumi), maka peristiwa itu dinamakan gerhana bulan. Sedangkan jika bayangan Bulan jatuh ke permukaan Bumi (Bulan menghalangi sebagian cahaya Matahari yang menuju Bumi), maka peristiwa ini dinamakan gerhana matahari.

Ada dua macam bayangan: umbra (bayangan inti) dan penumbra (bayangan tambahan). Jika kita berada dalam umbra sebuah benda (misalnya umbra Bulan), maka sumber cahaya (dalam hal ini Matahari) akan tertutup keseluruhannya oleh benda tersebut. Sedangkan jika kita berada dalam penumbra, sebagian sumber cahaya masih akan terlihat.

Namun demikian, saat gerhana bulan total, meski Bulan berada dalam umbra Bumi, Bulan tidak sepenuhnya gelap total karena sebagian cahaya masih bisa sampai ke permukaan Bulan oleh efek refraksi atmosfer bumi. (lebih lanjut akan dibahas di Bab IV Gerhana Bulan tentang Skala Danjon).

Interval waktu yang dibutuhkan Bumi untuk mengelilingi Matahari dari konfigurasi Bumi-Matahari segaris dengan garis nodal seperti posisi A kembali ke konfigurasi semula dinamakan tahun gerhana. Satu tahun gerhana terdiri dari 2 musim gerhana. Karena gerak garis nodal tadi, maka satu tahun gerhana tidak sama dengan satu tahun sideris, tetapi lebih pendek. Tahun sideris ini adalah selang waktu yang dibutuhkan Bumi untuk mengelilingi Matahari

Gambar terjadinya  gerhana

1. Gerhana Matahari

1.      Gerhana Matahari Total

Pada gerhana matahari total, seluruh piringan matahari tertutup oleh piringan bulan. Saat gerhana matahari total ini, ukuran piringan bulan sama besar atau lebih besar dari piringan matahari.

2.       Gerhana Matahari Cincin

Ada gerhana matahari cincin, ujung umbra tidak mencapai permukaan Bumi. Hanya perpanjangan umbra saja (yang disebut antumbra atau anti umbra) yang mencapai permukaan Bumi. Meski seluruh piringan bulan berada di depan piringan matahari, tetapi ukurannya lebih kecil dari piringan matahari, akibatnya tidak seluruh piringan matahari tertutupi. Bagian pinggiran piringan matahari yang tidak tertutupi piringan bulan tersebut, masih bercahaya, sementara bagian tengahnya gelap tertutup piringan bulan. Karena itu gerhana ini dinamakan gerhana matahari cincin.

3.       Gerhana Matahari Cincin-Total (Gerhana Matahari Hibrid)

Gerhana matahari cincin – total adalah gerhana matahari yang jarang terjadi. Pada gerhana matahari jenis ini, di sebagian tempat di muka Bumi, yang teramati adalah gerhana matahari cincin, sedangkan di tempat lain gerhana matahari total.

Hal ini bisa terjadi karena pada saat puncak gerhana, puncak kerucut umbra Bulan berada (hampir) tepat di permukaan Bumi, dan pada lokasi ini akan teramati gerhana matahari total. Sedangkan pada lokasi di timur dan barat lokasi tadi, bayangan gelap yang jatuh di permukaan Bumi bukanlah umbra, tetapi perpanjangan umbra (antumbra), sehingga untuk fase total pada lokasi ini yang teramati adalah gerhana matahari cincin.

4.       Gerhana Matahari Sebagian

Pada gerhana matahari sebagian, saat puncak gerhana terjadi, tidak seluruh piringan bulan menutupi piringan matahari dan tidak seluruh piringan bulan berada di depan piringan matahari.

Dikenal juga istilah gerhana sentral dan gerhana non-sentral. Gerhana sentral adalah gerhana yang terjadi dengan garis penghubung Matahari-Bulan berpotongan dengan permukaan Bumi. Jika garis hubung tersebut tidak memotong permukaan Bumi, gerhana tersebut dinamakan gerhana non-sentral. Gerhana matahari total, gerhana matahari cincin, dan gerhana cincin-total termasuk gerhana sentral. Sedangkan gerhana matahari sebagian, ada yang sentral ada yang tidak.

Momen terjadinya gerhana matahari berdasarkan urutan terjadinya:

Kontak I

Kontak I adalah saat piringan bulan dan piringan matahari mulai bersinggungan. Kontak I ini menandai dimulainya peristiwa gerhana.

Kontak II

Kontak II adalah saat pertama seluruh piringan matahari tertutup oleh piringan bulan (untuk peristiwa gerhana matahari total), atau saat seluruh piringan bulan seluruhnya berada ‘di dalam’ piringan matahari (untuk peristiwa gerhana matahari cincin).

Kontak II ini menandai dimulainya fase total (untuk gerhana matahari total), atau fase cincin (untuk gerhana matahari cincin)

Puncak gerhana

Puncak gerhana adalah saat jarak antara pusat piringan Bulan dan pusat piringan Matahari mencapai minimum.

Kontak III

Kontak III adalah kebalikan Kontak II. Kontak III ini adalah saat piringan matahari mulai keluar dari belakang piringan bulan (untuk peristiwa gerhana matahari total), atau saat piringan bulan mulai meninggalkan piringan matahari (untuk peristiwa gerhana matahari cincin).

Interval antara Kontak II dan kontak III adalah panjangnya fase gerhana total. Pada gerhana matahari sebagian, fase Kontak II dan Kontak III ini tidak kita amati.

Kontak IV

Kontak IV adalah saat piringan matahari dan piringan bulan bersinggungan ketika piringan bulan meninggalkan piringan matahari. Kontak IV ini adalah kebalikan dari Kontak I, dan menandai berakhirnya peristiwa gerhana secara keseluruhan.

Interval antara Kontak I dan Kontak IV adalah panjangnya peristiwa gerhana matahari.

Berdasarkan waktu-waktu kontak ini, peristiwa gerhana matahari melalui fase-fase:

• fase gerhana sebagian: selang antara kontak I dan kontak II, dan antara kontak III dan kontak IV
• fase gerhana total atau fase gerhana cincin (tergantung gerhana matahari total atau cincin): selang antara kontak II dan kontak III

Fase gerhana matahari mana saja yang diamati saat terjadinya sebuah gerhana matahari, bergantung pada jenis gerhana matahari dan darimana kita mengamati. Secara prinsip:

• pada gerhana matahari total: terjadi fase gerhana sebagian dan fase gerhana total
• pada gerhana matahari cincin: terjadi fase gerhana sebagian dan fase gerhana cincin
• pada gerhana matahari sebagian: hanya terjadi fase gerhana sebagian. Namun dalam pengamatannya, pengamat di daerah yang berbeda akan mengamati waktu kontak yang berbeda, dan karenanya akan mengamati fase gerhana yang berbeda pula. Ini tergantung pada posisi pengamat relatif terhadap jalur yang dilalui umbra/penumbra Bulan. Karena itu, untuk melakukan pengamatan gerhana matahari, perlu perencanaan dan pemilihan lokasi pengamatan.

1. Gerhana Bulan

Berdasarkan keadaan saat fase puncak gerhana, gerhana bulan dapat dibedakan menjadi:

1. Gerhana Bulan Total

Jika saat fase gerhana maksimum gerhana, keseluruhan Bulan masuk ke dalam bayangan inti / umbra Bumi, maka gerhana tersebut dinamakan gerhana bulan total. Gerhana bulan total ini maksimum durasinya bisa mencapai lebih dari 1 jam 47 menit.

2. Gerhana Bulan Sebagian

Jika hanya sebagian Bulan saja yang masuk ke daerah umbra Bumi, dan sebagian lagi berada dalam bayangan tambahan / penumbra Bumi pada saat fase maksimumnya, maka gerhana tersebut dinamakan gerhana bulan sebagian.

3. Gerhana Bulan Penumbral Total

Pada gerhana bulan jenis ke- 3 ini, seluruh Bulan masuk ke dalam penumbra pada saat fase maksimumnya. Tetapi tidak ada bagian Bulan yang masuk ke umbra atau tidak tertutupi oleh penumbra. Pada kasus seperti ini, gerhana bulannya kita namakan gerhana bulan penumbral total.

4. Gerhana Bulan Penumbral Sebagian

Dan gerhana bulan jenis terakhir ini, jika hanya sebagian saja dari Bulan yang memasuki penumbra, maka gerhana bulan tersebut dinamakan gerhana bulan penumbral sebagian.

Gerhana bulan penumbral biasanya tidak terlalu menarik bagi pengamat. Karena pada gerhana bulan jenis ini, penampakan gerhana hampir-hampir tidak bisa dibedakan dengan saat bulan purnama biasa.

Waktu-waktu Kontak dan Fase-fase Gerhana Bulan

Momen terjadinya gerhana Bulan diurut berdasarkan urutan terjadinya:

P1 : P1 adalah kontak I penumbra, yaitu saat piringan Bulan bersinggungan luar dengan penumbra Bumi. P1 menandai dimulainya gerhana bulan secara keseluruhan.

P2  :P2 adalah kontak II penumbra, yaitu saat piringan Bulan bersinggungan dalam dengan penumbra Bumi. Saat P2 terjadi, seluruh piringan Bulan berada di dalam piringan penumbra Bumi.

U1 : U1 adalah kontak I umbra, yaitu saat piringan Bulan bersinggungan luar dengan umbra Bumi.

U2 : U2 adalah kontak II umbra, yaitu saat piringan Bulan bersinggungan dalam dengan umbra Bumi. U2 ini menandai dimulainya fase total dari gerhana bulan.

Puncak Gerhana

Puncak gerhana adalah saat jarak pusat piringan Bulan dengan pusat umbra/penumbra mencapai minimum.

U3 : U3 adalah kontak III umbra, yaitu saat piringan Bulan kembali bersinggungan dalam dengan umbra Bumi, ketika piringan Bulan tepat mulai akan meninggalkan umbra Bumi. U3 ini menandai berakhirnya fase total dari gerhana bulan.

U4  :U4 adalah kontak IV umbra, yaitu saat piringan Bulan kembali bersinggungan luar dengan umbra Bumi.

P3 : P3 adalah kontak III penumbra, yaitu saat piringan Bulan kembali bersinggungan dalam dengan penumbra Bumi. P3 adalah kebalikan dari P2.

P4 : P4 adalah kontak IV penumbra, yaitu saat piringan Bulan kembali bersinggungan luar dengan penumbra Bumi. P4 adalah kebalikan dari P1, dan menandai berakhirnya peristiwa gerhana bulan secara keseluruhan.

Berdasarkan waktu-waktu kontak ini, peristiwa gerhana bulan melalui fase-fase:

• fase gerhana penumbral: selang antara P1-U1, dan antara U4-P4
• fase gerhana umbral: selang antara U1-U4
• fase total: selang antara U2-U3

Tidak keseluruhan kontak dan fase akan terjadi saat gerhana bulan. Jenis gerhana bulan menentukan kontak-kontak dan fase gerhana mana saja yang akan terjadi. Misalnya saat gerhana bulan total, keseluruhan kontak dan fase akan dilalui. Untuk gerhana bulan sebagian, karena tidak keseluruhan Bulan masuk dalam umbra Bumi, maka U2 dan U3 tidak akan terjadi, sehingga fase total tidak akan diamati. Untuk gerhana penumbral total, karena Bulan tidak menyentuh umbra Bumi, maka U1, U2, U3, dan U4 tidak akan terjadi, karena itu fase gerhana umbral tidak akan diamati. Sedangkan pada gerhana penumbral sebagian, hanya P1 dan P4 saja yang akan terjadi.

Berbeda dengan gerhana matahari, pada gerhana bulan, waktu-waktu kontak dan saat terjadinya suatu fase gerhana, tidak dipengaruhi oleh lokasi pengamat. Semua pengamat yang berada di belahan Bumi yang mengalami gerhana akan mengamati waktu-waktu kontak (umbra dan penumbra) pada saat yang bersamaan.

Gerhana bulan

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Langsung ke: navigasi, cari

Gerhana Bulan

Diagram gerhana bulan: Bayangan bumi yang menutupi bulan

Gerhana bulan terjadi saat sebagian atau keseluruhan penampang bulan tertutup oleh bayangan bumi. Itu terjadi bila bumi berada di antara matahari dan bulan pada satu garis lurus yang sama, sehingga sinar Matahari tidak dapat mencapai bulan karena terhalangi oleh bumi.

Dengan penjelasan lain, gerhana bulan muncul bila bulan sedang beroposisi dengan matahari. Tetapi karena kemiringan bidang orbit bulan terhadap bidang ekliptika sebesar 5°^[1], maka tidak setiap oposisi bulan dengan Matahari akan mengakibatkan terjadinya gerhana bulan. Perpotongan bidang orbit bulan dengan bidang ekliptika akan memunculkan 2 buah titik potong yang disebut node, yaitu titik di mana bulan memotong bidang ekliptika. Gerhana bulan ini akan terjadi saat bulan beroposisi pada node tersebut. Bulan membutuhkan waktu 29,53 hari untuk bergerak dari satu titik oposisi ke titik oposisi lainnya. Maka seharusnya, jika terjadi gerhana bulan, akan diikuti dengan gerhana Matahari karena kedua node tersebut terletak pada garis yang menghubungkan antara Matahari dengan bumi.

Sebenarnya, pada peristiwa gerhana bulan, seringkali bulan masih dapat terlihat. Ini dikarenakan masih adanya sinar Matahari yang dibelokkan ke arah bulan oleh atmosfer bumi. Dan kebanyakan sinar yang dibelokkan ini memiliki spektrum cahaya merah. Itulah sebabnya pada saat gerhana bulan, bulan akan tampak berwarna gelap, bisa berwarna merah tembaga, jingga, ataupun coklat.

Gerhana bulan dapat diamati dengan mata telanjang dan tidak berbahaya sama sekali.

Ketika gerhana bulan sedang berlangsung, umat Islam yang melihat atau mengetahui gerhana tersebut disunnahkan untuk melakukan salat gerhana bulan (salat khusuf)

 

 Jenis-jenis gerhana bulan

• Gerhana bulan total

Pada gerhana ini, bulan akan tepat berada pada daerah umbra.

• Gerhana bulan sebagian

Pada gerhana ini, tidak seluruh bagian bulan terhalangi dari Matahari oleh bumi. Sedangkan sebagian permukaan bulan yang lain berada di daerah penumbra. Sehingga masih ada sebagian sinar Matahari yang sampai ke permukaan bulan.

• Gerhana bulan penumbra

Pada gerhana ini, seluruh bagian bulan berada di bagian penumbra. Sehingga bulan masih dapat terlihat dengan warna yang suram.

Sistem koordinat ekuator

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Belum Diperiksa

Langsung ke: navigasi, cari

Sistem koordinat ekuator

Sistem koordinat ekuator barangkali adalah sistem koordinat langit yang paling sering digunakan. Sistem koordinat ini merupakan sistem koordinat yang bersifat geosentrik. Mirip dengan sistem koordinat geografi yang dinyatakan dalam bujur dan lintang, sistem koordinat ekuator dinyatakan dalam asensio rekta dan deklinasi. Kedua sistem koordinat tersebut menggunakan bidang fundamental yang sama, dan kutub-kutub yang sama. Ekuator langit sebenarnya adalah perpotongan perpanjangan bidang ekuator Bumi pada bola langit, dan kutub-kutub langit sebenarnya merupakan perpanjangan poros rotasi Bumi (yang melewati kutub-kutub Bumi) pada bola langit.

Seperti halnya bujur, asensio rekta dihitung sepanjang lingkaran yang sejajar ekuator. Asensio rekta dihitung ke arah timur mulai dari titik Aries atau titik Vernal Ekuinok yang merupakan salah satu titik perpotongan antara bidang ekliptika dan ekuator langit, tempat Matahari berada pada tanggal 21 Maret (lihat gambar). Asensio rekta dilambangkan dengan "", kadang-kadang disebut juga RA (dari bahasa Inggris Right Ascension) dan dinyatakan dalam satuan sudut (jam, menit, detik), dengan 1 jam = 360 derajad / 24 jam = 15 derajad. Dalam pengamatan praktis seringkali harga ini tidak diketahui bahkan harus ditentukan sehingga digunakan besaran lain yang bersifat lokal, yaitu sudut jam atau HA (dari bahasa Inggris Hour Angle).

Seperti halnya lintang, deklinasi diukur dari ekuator ke arah kutub. Deklinasi bernilai positif bila benda langit yang diamati berada di belahan langit utara, dan negatif bila benda langit yang diamati berada di belahan bumi selatan. Deklinasi dilambangkan dengan "" dan dinyatakan dalam satuan sudut (derajat, menit, detik)

Sistem koordinat ekliptika

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Belum Diperiksa

Langsung ke: navigasi, cari

Sistem koordinat Ekliptika.

Sistem koordinat Ekliptika atau sistem koordinat gerhana merupakan sistem koordinat alam semesta yang menggunakan Ekliptika (berekliptika) sebagai satah asasi. Ekliptik ini adalah rute matahari yang muncul mengikuti seluruh Bola langit sepanjang tahun. Ia juga merupakan persilangan antara satah orbit Bumi dengan bola langit. Sudut lintang nya dipanggil lintang Ekliptika atau lintang cakrawala (diwakili oleh β) yang diukur positif ke arah utara. Sudut panjang nya pula disebut garis bujur Ekliptika atau panjang cakrawala (diwakili oleh λ) yang diukur ke arah timur dari 0° sampai 360°. Seperti jarak hamal dalam Sistem koordinat ekuator, garis bujur Ekliptika 0° mengarah ke arah matahari dari bumi di ekuinoks musim semi belahan bumi utara. Pilihan ini membuat koordinat bintang tetap tunduk pada liukan ekuinoks, agar kala referensi harus dinyatakan selalu.

Ekliptika adalah jalur yang dilalui oleh suatu benda dalam mengelilingi suatu titik pusat sistem koordinat tertentu. Ekliptika pada benda langit merupakan suatu bidang edar berupa garis khayal yang menjadi jalur lintasan benda-benda langit dalam mengelilingi suatu titik pusat sistem tata surya.

Seandainya bumi dijadikan sebagai titik pusat sistem koordinat, maka ekliptika merupakan bidang edar yang dilalui oleh benda-benda langit seperti planet dan matahari untuk mengelilingi bumi. Dan bila Matahari dijadikan sebagai titik pusat sistem koordinat, maka ekliptika merupakan bidang yang terbentuk sebagai lintasan orbit bumi yang berbentuk elips dengan Matahari berada pada titik pusat elips tersebut.

Koordinat Horison (Alt-Azimuth)

Pada tulisan sebelumnya, kita sudah membahas koordinat langit ekuatorial. Sekarang, giliran koordinat horison (alt-azimuth) yang dibahas. Seperti apa sebenarnya koordinat ini, dan apa bedanya dengan koordinat ekuatorial? Berikut pembahasannya.

Koordinat alt-azimuth adalah menentukan posisi benda langit yang hanya berlaku secara lokal di sekitar pengamat saja. Nama koordinat ini ditentukan dari dua kata yang didefinisikan sebagai penentu posisi benda, yaitu altitud (disingkat alt) dan azimuth. Istilah-istilah penting lainnya yang digunakan dalam koordinat ini adalah horison, zenith, dan nadir.

Horison adalah bidang datar yang menjadi pijakan pengamat, yang menjadi batas antara belahan langit yang dapat diamati dengan yang tidak dapat diamati. Apabila kita berada di tengah-tengah laut, kita akan melihat horison ini sebagai pertemuan antara langit dengan permukaan laut. Kemudian zenith adalah sebuah titik khayal di langit yang berada tepat di atas pengamat. Sedangkan nadir adalah kebalikan dari zenith, yaitu sebuah titik yang berada di bawah pengamat. Kedua titik ini terletak tegak lurus terhadap horison.

Bagaimana menentukan posisi sebuah bintang menurut koordinat alt-azimuth ini? Altitud (a) menunjukkan ketinggian bintang dari horison. Apabila sebuah bintang baru terbit atau tenggelam, ketinggiannya dari horison adalah 0 derajat. Dan bintang yang berada di zenith memiliki altitud 90 derajat. Azimuth (A) menyatakan sudut yang dibentuk antara bintang dengan titik utara atau selatan. Pengamat yang berada di belahan bumi utara menghitung azimuth bintang dari titik utara ke arah timur (searah putaran jarum jam). Sedangkan pengamat yang berada di belahan bumi selatan menghitung azimuth bintang dari titik selatan ke arah timur (berlawanan arah putaran jarum jam). Besarnya azimuth adalah dari 0 derajat hingga 360 derajat.

Sebagai contoh, untuk pengamat yang berada di Semarang (selatan khatulistiwa), sebuah bintang yang berada 45 derajat di atas titik utara memiliki azimuth 180 derajat. Sedangkan bagi pengamat yang ada di Aceh misalnya, bintang yang berada 45 derajat di atas titik utara memiliki azimuth 0 derajat (Lihat juga gambar di bawah).

Lalu apa kelebihan dan kekurangan sistem koordinat ini jika dibandingkan dengan sistem koordinat ekuatorial? Penentuan nilai altitud dan azimuth dari sebuah objek yang relatif mudah menjadi kelebihan sistem koordinat ini. Untuk menentukan altitud, kita bisa gunakan sextant, sedangkan untuk menentukan azimuth kita dapat gunakan kompas. Titik acuan koordinatnya (horison dan titik utara atau selatan) pun jelas dan dapat kita tentukan dengan mudah. Hal ini jauh lebih mudah Jika dibandingkan dengan menentukan titik gamma, ekuator langit, asensiorekta dan deklinasi pada sistem koordinat ekuatorial.

Sementara kekurangan sistem koordinat ini adalah bahwa, seperti yang sudah saya sebutkan di atas, koordinat alt-azimuth hanya berlaku lokal (di sekitar pengamat) saja. Ketinggian dan azimuth sebuah bintang pada saat yang sama akan memiliki nilai yang berbeda jika dilihat dari tempat yang jauh. Misalkan seorang pengamat di Semarang ingin memberitahukan sebuah objek yang ditemukannya kepada pengamat lain di Bandung dengan memberikan koordinat alt-azimuth objek tersebut, maka pengamat di Bandung akan kesulitan menemukan objek yang dimaksud.