Asteroid Phaethon yang Lewat Dekat dan Hujan Meteor Terderas

Harinya hari Minggu 17 Desember 2017 TU (Tarikh Umum), jamnya jam 06:00 WIB. Itulah kala sebongkah batu raksasa yang luar biasa berada pada titik terdekatnya dengan Bumi kita dalam perjalanannya mengembara angkasa sebagai anggota tata surya. Jaraknya ke Bumi kita saat itu adalah 10,3 juta kilometer. Atau nyaris 27 kali lebih jauh ketimbang posisi Bulan (rata-rata). Untuk ukuran kita manusia, jarak ini tergolong jauh. Namun dalam perspektif astronomi, mendekatnya bongkah batu raksasa ini tergolong ‘sangat dekat.’ Untungnya ia tak membawa potensi bahaya (baca : tumbukan kosmik dengan Bumi), setidaknya hingga 400 tahun ke depan.

Gambar 1. Wajah buram asteroid Phaethon saat melintas di dekat Bumi pada 10 Desember 2007 TU silam pada jarak 18 juta kilometer dalam citra radar dari teleskop radio Arecibo di Puerto Rico (AS). Gangguan instrumen dan pendeknya waktu pengamatan membuat resolusi citra cukup rendah dan penuh derau (noise). Garis putus-putus ditambahkan untuk menyajikan kesan bentuk asteroid. Sumber: Arecibo/Cornell, 2007 dalam Sky & Telescope, 2017.

Bongkah batu segedhe gunung itu bernama asteroid Phaethon, formalnya (3200) Phaethon. Angka 3200 adalah nomor urut asteroid tersebut berdasarkan tatanama IAU (International Astronomical Union). Diameternya 5,1 kilometer. Jika bentuknya dianggap berbentuk bola sempurna dan strukturnya batuan (dengan massa jenis antara 2 hingga 4 gram/cm3), maka massanya antara 139 hingga 278 milyar ton. Saat melintas pada titik terdekatnya, asteroid Phaethon melesat dengan kecepatan hampir 115.000 km/jam. Sehingga ia mengangkut energi potensial sebesar antara 19 juta hingga 38 juta megaton TNT. Itu setara dengan 1,3 milyar hingga 2,6 milyar butir bom nuklir Hiroshima yang diledakkan serentak. Beruntung asteroid ini tidak meluncur menuju Bumi dalam perjalanannya, karena pelepasan energi sebesar itu di Bumi akan berujung pada malapetaka kehidupan yang amat kolossal berskala global. Peristiwa semacam itu terakhir terjadi pada 65 juta tahun silam yang menyapu bersih kehidupan kawanan dinosaurus.

Aasteroid Phaethon kerap dijuluki asteroid aneh karena dua alasan. Pertama, karena bentuk orbitnya yang demikian lonjong membuatnya memintas empat orbit planet sekaligus. Dan yang kedua, karena hingga sejauh ini asteroid Phaethon adalah satu diantara hanya dua asteroid yang menjadi induk dari peristiwa hujan meteor utama. Dalam hal ini asteroid Phaethon adalah sumber dari peristiwa hujan meteor Geminids yang aktif setiap bulan Desember. Sementara asteroid satunya lagi, yakni asteroid (196256) 2003 EH, adalah sumber hujan meteor Quadrantids yang aktif setiap bulan Januari.

Asteroid Phaethon ditemukan pada 11 Oktober 1983 TU melalui observasi teleskop landas-antariksa IRAS (Infra Red Astronomical Satellite). Adalah duo astronom Simon F. Green dan John K. Davies yang pertama menyaksikannya kala menganalisis citra-citra bidikan IRAS untuk mencari benda-benda langit yang bergerak relatif cepat. Penemuan ini sekaligus menjadikan Phaethon sebagai asteroid pertama yang ditemukan lewat teleskop landas-antariksa. Asteroid-asteroid yang ditemukan sebelumnya melulu merupakan produk observasi landas-bumi.

Sedari awal disadari asteroid Phaethon adalah unik. Orbitnya sangat lonjong dengan kelonjongan orbit (eksentrisitas) sebesar 0,889. Perihelionnya saja hanya sejarak 0,14 SA (satuan astronomi) atau 21 juta kilometer dari Matahari. Ini jauh lebih dekat ke sang surya ketimbang orbit Merkurius (0,4 SA). Sementara aphelionnya menjulur demikian jauh hingga sejarak 2,4 SA (359 juta kilometer) dari Matahari, atau sudah berada di dalam kawasan Sabuk Asteroid Utama yang menjadi kawasan hunian asteroid pada umumnya.

Dengan orbit begitu lonjong, yang tidak umum untuk kalangan asteroid namun sebaliknya banyak dijumpai di kalangan komet, ada dugaan bahwa asteroid Phaethon semula adalah komet. Setelah kehabisan materi mudah menguap ia lantas bertransformasi menjadi asteroid. amun ada pula yang menduga bahwa asteroid ini adalah salah satu bongkahan hasil pemecah-belahan asteroid yang lebih besar, yakni asteroid Pallas purba. Bongkahan terbesar dari asteroid purba itu masih ada pada saat ini sebagai asteroid Pallas (diameter 544 kilometer).

Orbit yang sangat lonjong juga membuat asteroid ini pada dasarnya memintas orbit empat planet sekaligus. Masing-masing orbit Merkurius, Venus, Bumi dan Mars. Untungnya inklinasi orbit Phaethon juga cukup besar, yakni 22,5º terhadap ekliptika. Sementara orbit planet-planet Merkurius, Venus, Bumi dan Mars mengumpul di bidang ekliptika. Karenanya potensi untuk berbenturan dengan salah satu planet tersebut adalah cukup kecil.

Gambar 2. Asteroid Phaethon saat berada di sekitar perihelionnya pada 2009 TU silam, diamati oleh satelit STEREO. Meski resolusinya cukup rendah, dapat dilihat bahwa Phaethon nampak lonjong. Garis-garis memperlihatkan kontur kelonjongan tersebut. Analisis menunjukkan bagian lonjong ini adalah ‘ekor’ Phaethon, yang merentang sepanjang 250.000 kilometer dengan massa total debu didalamnya mencapai 300 ton. Sumber: NASA/STEREO, 2013 dalam Sky & Telescope, 2017.

Asteroid Phaethon membutuhkan waktu 524 hari (1,43 tahun) untuk menyusuri orbitnya sekali putaran. Saat ia berada di sekitar perihelionnya, penyinaran Matahari sangat intensif memanasi pemukaannya demikian hebat hingga suhu parasnya mencapai lebih dari 700º Celcius. Ini hampir menyamai titik leleh beberapa logam tertentu. Sebagai akibatnya paras Phaethon menjadi retak-retak, persis seperti tanah sawah yang mengering retak-retak di musim kemarau. Retakan-retakan ini membuat debu-debu halus yang ada di bawah parasnya tersembur keluar seiring tekanan angin Matahari.

Fenomena inilah yang teramati melalui satelit pengamat Matahari STEREO pada 2009 TU dan 2012 TU silam. Meski digolongkan sebagai asteroid, saat itu Phaethon (yang sedang berada di dekat perihelionnya) menampakkan panorama mirip-komet dengan ekornya yang khas. Analisis memperlihatkan panjang ‘ekor’ Phaethon saat itu adalah 250.000 kilometer dengan massa total ‘ekor’ sekitar 300.000 kilogram (jika tersusun dari butir-butir debu berdiameter 1 mikron). Debu-debu inilah yang kelak di kemudian hari, melalui evolusi orbital nan dinamis, memasuki Bumi sebagai meteor-meteor Geminids.

Geminids

Hujan meteor adalah masuknya meteoroid seukuran debu hingga butir pasir dalam jumlah tertentu ke atmosfer Bumi pada rentang waktu tertentu yang tetap dalam setiap tahunnya. Ukuran meteoroid cukup kecil sehingga kala sudah masuk ke atmosfer Bumi, ia sepenuhnya habis tersublimasi pada ketinggian 70 hingga 90 kilometer sembari menyajikan pemandangan meteor. Kita di permukaan Bumi menyaksikan meteor-meteor tersebut seakan-akan datang dari satu titik yang terletak dalam rasi bintang tertentu. Itulah sebabnya nama hujan meteor mengacu kepada nama rasi bintang yang (seakan) menjadi titik kemunculannya.

Meteoroid-meteoroid dalam suatu hujan meteor umumnya merupakan remah-remah yang dilepaskan suatu komet tatkala mendekati Matahari dalam perjalanan menyusuri orbitnya. Tekanan angin Matahari memanasi paras inti komet sehingga retak-retak di bagian yang paling lemah. Akibatnya materi mudah menguap yang ada dibawahnya tersublimasi menjadi gas dan menyembur keluar sembari mengangkut butir-butir debu dan pasir, kadang malah bongkahan batu. Mekanisme ini serupa dengan letusan gunung berapi.

Gambar 3. Orbit asteroid Phaethon terhadap orbit keempat planet terdalam tata surya kita secara 3-dimensi. Nampak meski orbit asteroid ini memintas orbit keempat planet tersebut, besarnya inklinasi orbit Phaethon membuatnya membentuk sudut yang cukup besar terhadap bidang orbit keempat planet tersebut. Sehingga peluangnya untuk berbenturan dengan satu dari mereka menjadi sangat kecil. Sumber: Sky & Telescope, 2017.

Tekanan angin Matahari membuat gas yang tersembur lantas menuju arah berlawanan dengan Matahari. Sementara butir-butir debu dan pasir yang ikut tersembur terserak di lintasan komet sebagai remah-remah komet. Oleh gangguan gravitasi Bumi dan planet-planet tetangga, remah-remah komet ini lantas berevolusi secara dinamis. Bilamana orbit kometnya berdekatan dengan orbit Bumi, maka terbuka peluang remah-remah komet ini tertarik gravitasi Bumi sehingga memasuki atmosfer menjadi meteor.

Dari dua belas hujan meteor utama pada setiap tahunnya, dua diantaranya bersumber bukan dari remah-remah komet. Melainkan dari remah-remah asteroid. Hujan meteor Geminids adalah salah satunya. Disebut Geminids karena ia (seakan-akan) berasal dari rasi Gemini. Hujan meteor Geminids aktif setiap 4 hingga 17 Desember dengan puncaknya pada 13 dan 14 Desember. Pada puncaknya, meteor-meteor Geminids bisa sebanyak 120 meteor/jam, menjadikannya salah satu hujan meteor paling intensif selain Quadrantids dan Perseids. Meteor-meteor Geminids melesat secepat 35 km/detik. Dengan elemen orbital meteor rata-rata relatif sama dengan elemen orbital asteroid Phaethon, inilah bukti bahwa meteor-meteor Geminids berasal dari remah-remah asteroid tersebut.

Terdekat

Sebagai asteroid yang memintas orbit Bumi, jarak terdekat antara orbit asteroid Phaethon terhadap orbit Bumi atau MOID (minimum orbit intersection distance) adalah sebesar 2,9 juta kilometer. Dengan demikian asteroid Phaethon tergolong ke dalam kelompok asteroid berpotensi Bahaya bagi Bumi atau PHA (potentially hazardous asteroids) karena MOID-nya lebih kecil dari ambang batas 7,5 juta kilometer. Meski demikian dengan orbit yang telah diketahui cukup baik seiring rentang waktu pengamatan yang panjang, yakni 30 tahun lebih, maka telah diketahui bahwa tidak ada potensi bagi asteroid Phaethon untuk berbenturan dengan Bumi hingga kurun 400 tahun mendatang.

Gambar 4. Proyeksi lintasan asteroid Phaethon di paras Bumi pada 16-17 Desember 2017 TU waktu Indonesia, mulai dari pukul 23 WIB hingga 13 WIB hari berikutnya. Nampak titik terdekat asteroid ke Bumi ada di Samudera Atlantik bagian barat berdekatan dengan kawasan Karibia. Sumber: Sudibyo, 2017 berbasis NASA Solar System Dynamics, 2017.

Pada 17 Desember 2017 TU asteroid Phaethon akan berada pada jarak terdekatnya ke Bumi. Ini adalah jarak terdekat kedua bagi asteroid di sepanjang abad ini, setelah jarak terdekat pada 14 Desember 2093 TU kelak dimana saat itu Phaethon hanya berjarak 2,9 juta kilometer dari Bumi. Lintasan Phaethon tidak berpotongan dengan lintasan Bumi, sehingga tidak ada potensi tubrukan antara keduanya. Maka kejadian mendekatnya asteroid Phaethon dikategorikan sebagai perlintasan-dekat atau papasan-dekat (apparition) yang teramat langka. Asteroid ini jauh lebih kecil daripada Bumi, sehingga kala melintas pada jarak 10,3 juta kilometer itu tidak ada dampak yang Bumi rasakan. Sebaliknya Bumi justru mengenakan gravitasi besarnya kepada sang asteroid, membuat orbit asteroid ini bisa sedikit berubah dari semula meski perubahan itu relatif kecil.

Saat berada pada jarak terdekatnya ke Bumi, asteroid Phaethon secara harfiah ada di atas kawasan Samudera Atlantik bagian barat tepatnya di atas titik koordinat 27º 30′ LU 65º 30′ BB. Dalam jarak tersebut, magnitudo semunya diprakirakan sebesar +10,8. Maka ia hanya bisa disaksikan dengan menggunakan teleskop. Itupun dengan diameter lensa obyektif (untuk teleskop reflektor) atau cermin obyektif (untuk teleskop refraktor) minimal 100 mm. Namun pengalaman observasi komet Siding Spring pada 2014 TU silam menunjukkan obyek seredup itu masih bisa difoto oleh kamera DSLR berlensa 80 mm, asal mengikuti gerak langit dan waktu paparannya cukup lama.

Gambar 5. Posisi asteroid Phaethon di langit pada 12-17 Desember 2017 TU pukul 21:00 WIB. Nampak posisi asteroid ke Bumi ada di langit bagian utara, dengan sejumlah bintang terang disekitarnya. Sumber: Sudibyo, 2017 berbasis NASA Solar System Dynamics, 2017 dan Starry Night Backyard 3.0.

Selain bakal diamati dengan teleskop-teleskop optik yang bekerja pada spektrum cahaya tampak, asteroid Phaethon juga bakal menjadi target pengamatan teleskop-teleskop radio yang bekerja pada spektrum gelombang radar. Langkah ini pernah dilakukan melalui teleskop radio Arecibo di Puerto Rico (Amerika Serikat) pada saat asteroid Phaethon juga mendekati Bumi sepuluh tahun silam. Namun saat itu resolusinya cukup rendah. Kini harapan untuk melakukan observasi serupa dengan tingkat resolusi jauh lebih tinggi dibebankan kepada dua teleskop radio, masing-masing teleskop radio Arecibo dan Goldstone. Teleskop Arecibo diharapkan memperoleh citra dengan resolusi hingga 15 m/piksel. Sementara teleskop Goldstone yang menjadi bagian fasilitas NASA di California (Amerika Serikat) dengan antenna parabola 70 meter diharapkan mendapatkan resolusi hingga 75 m/piksel. Kedua teeskop radio ini akan mengamati asteroid Phaethon dalam rentang waktu 11 hingga 21 Desember 2017 TU.

King. 2017. Asteroid 3200 Phaethon: Geminid Parent at Its Closest and Brightest!. Sky & Telescope Online, 29 November 2017, Diakses 1 Desember 2017.

Iklan

Singgahnya Asteroid A/2017 U1, Sang Alien Pengelana Semesta

Sebuah benda langit baru ditemukan dalam tata surya kita. Ia kecil saja, hanya seukuran antara 150 hingga 500 meter, setara sebuah bukit kecil. Semula ia diidentifikasi sebagai komet, namun belakangan diklasifikasikan ulang menjadi asteroid. Meski kecil mungil, laksana sebutir pasir di tengah keluasan tata surya kita, kini semua mata memelototinya lekat-lekat. Sebab inilah asteroid alien, asteroid yang tak lahir atau berasal dari tata surya kita. Asteroid yang tak terikat pada satu bintang induk pun dalam galaksi ini, alias asteroid yatim. Inilah asteroid pengelana, yang hanya singgah sebentar dalam tata surya kita lantas pergi lagi untuk seterusnya.

Gambar 1. Asteroid A/2017 U1, nampak sebagai bintik putih kecil di tengah-tengah citra (foto) dengan latar belakang garis-garis putih. Diabadikan dengan teleskop William Herschell (4,2 meter) di Observatorium La Palma, Canary (Spanyol) pada 25 Oktober 2017 TU. Teleskop disetel mengikuti gerak asteroid, sementara gerak asteroid tidak sama dengan gerak semu bintang-bintang di latarbelakang. Sehingga bintang-bintang tersebut terlihat sebagai garis-garis. Sumber: Observatorium La Palma, 2017.

Para Yatim di Langit

Asteroid dan komet adalah benda langit berukuran mini, jauh lebih kecil ketimbang kelompok planet dan planet-kerdil, namun menjadi bagian integral tata surya kita. Seperti halnya penduduk tata surya kita umumnya, asteroid dan komet terbentuk dari awan gas (nebula) raksasa kaya gas Hidrogen (H2). Nebula ini mungkin sebesar Nebula Waluku (Orion) yang legendaris itu. Akibat gangguan eksternal, mungkin hempasan gelombang kejut peristiwa bintang meledak (supernova) didekatnya, nebula mulai mengerut, memadat dan berpilin hingga terpecah-belah menjadi ribuan pecahan. Masing-masing pecahan itu terus berpilin, memadat dan memipih layaknya cakram.

Salah satu pecahan nebula itu, dengan diameter sekitar 200 SA (satuan astronomi, 1 SA = 149,6 juta kilometer), adalah cikal bakal tata surya kita. Pusat cakram yang terus memadat dan memanas lantas berkembang menjadi Matahari pada sekitar 4,6 milyar tahun silam. Sementara sisanya, dengan massa total antara seperseribu hingga sepersepuluh Matahari, berupa butir-butir planetisimal. Sebagian diantaranya bergabung dengan sesamanya hingga terus membesar menjadi protoplanet. Dari protoplanet inilah terbentuk planet dan planet-kerdil dengan sejumlah satelit alamiahnya. Sementara sisanya, yang gagal menjadi protoplanet, tetap terserak sebagai planetisimal dan kometisimal (calon inti komet). Total massa planetisimal dan kometisimal diperkirakan mencapai 35 kali massa Bumi.

Gambar 2. Migrasi planet-planet besar dalam masa bayi tata surya kita, dalam simulasi dengan rentang waktu sejak 20 juta tahun sebelum hingga 30 juta tahun sesudah migrasi. Sebelum migrasi nampak lima planet besar berdesakan di tempat sempit. Urutannya dari yang terdekat ke Matahari: Jupiter purba, Saturnus purba, planet tak dikenal, Neptunus purba dan Uranus purba. Pasca migrasi, planet tak dikenal terlempar keluar sementara Neptunus dan Uranus saling bertukar posisi. Sehingga urutannya menjadi Jupiter purba, Saturnus purba, Uranus purba dan Neptunus purba. Sumber: David Nesvorny/SWRI, 2016.

Saat itu rentang jarak antara 5,5 hingga 17 SA dari Matahari dijejali lima planet purba raksasa. Sementara planetisimal dan kometisimal terserak sejak radius 17 SA hingga 35 SA. Empat dari planet purba ini di kemudian hari menjadi Jupiter, Saturnus, Uranus dan Neptunus yang kita kenal. Jupiter purba berkedudukan paling dekat ke Matahari, disusul Saturnus purba. Yang paling ganjil adalah Uranus purba dan Neptunus purba, dimana orbit Neptunus purba justru lebih dekat ke Matahari. Hal yang berkebalikan dibanding masakini.

Satu hal penting saat itu adalah Jupiter purba dan Saturnus purba saling berinteraksi gravitasi dengan planetisimal dan kometisimal di sekelilingnya masing-masing. Sehingga Jupiter purba perlahan mulai menjauhi Matahari sementara Saturnus purba sebaliknya, perlahan malah mendekat. Mulailah keduanya menunjukkan tanda-tanda saling tertarik (secara gravitasi). Hingga tibalah kesempatan, sekitar 500 hingga 600 juta tahun pasca lahirnya tata surya kita, Jupiter purba beresonansi orbital dengan Saturnus purba. Saat itu bilamana Jupiter purba tepat dua kali mengelilingi Matahari, maka Saturnus purba pun tepat sekali melakukannya. Hal itu terjadi kala orbit Jupiter purba 5,5 SA dari Matahari sementara orbit Saturnus purba 8,7 SA. Resonansi orbital menghancurkan keseimbangan rapuh yang selama ini menjaga kelima planet besar itu di lokasinya masing-masing. Terjadilah migrasi planet.

Jupiter purba terlempar lebih mendekati Matahari, menempati orbitnya sekarang (5,2 SA). Sebaliknya Saturnus purba terdorong menjauh, kini berada pada orbit 9,6 SA. Gerak berlawanan arah dua planet raksasa ini berdampak dramatis pada Neptunus dan Uranus purba. Keduanya terdorong menjauh. Neptunus purba terdorong dahsyat hingga melampaui orbit Uranus dan menjadi planet terluar (sejauh 30 SA). Sementara Uranus purba terdorong keluar pula namun tidak seberapa jauh dan kini menempati orbit 19 SA. Sebaliknya planet besar kelima terdorong demikian dahsyat hingga menempati orbit yang sangat jauh atau malah bahkan terusir keluar dari tata surya kita.

Migrasi planet-planet raksasa juga membuat planetisimal dan kometisimal ibarat kawanan milyaran lebah yang mendadak digebah. Mereka terdorong lintang pukang, dipaksa mencari posisi baru yang lebih stabil. Sebagian kecil terdorong mendekat ke Marahari hingga ‘bersarang’ di antara orbit Mars dan Jupiter. Inilah Sabuk Asteroid Utama, hunian mayoritas asteroid yang kita kenal. Sebagian kecil lainnya didorong menjauh hingga menempati dua ‘sarang’ baru, yang adalah hunian calon komet di tata surya. Masing-masing Sabuk Kuiper-Edgeworth dan awan komet Opik-Oort. Sabuk Kuiper-Edgeworth mirip cakram Sabuk Asteroid Utama, namun lebih besar dan merentang dari orbit Neptunus hingga sejauh 50 SA dari Matahari. Sedangkan awan komet Opik-Oort berbentuk donat (torus) hingga bulat membola, yang merentang dari 2.000 SA hingga sejauh 50.000 SA. Sedangkan sebagian besar planetisimal dan kometisimal justru terdorong sangat jauh hingga terusir keluar dari lingkungan tata surya kita.

Gambar 3. Orbit asteroid A/2017 U1 pada 25 Oktober 2017 TU terhadap orbit planet-planet inferior. Nampak asteroid berasal dari belahan langit sebelah utara ekliptika dan bergerak secara retrograde atau berlawanan arah dengan arah gerakan planet-planet inferior pada umumnya. Sumber: NASA, 2017.

Planet, planetisimal dan kometisimal yang terusir itu melanglang buana di ruang antar bintang. Mereka tak terikat pada satu bintang induk pun. Planet yang terusir dikenal sebagai planet yatim. Sementara planetisimal dan kometisimal terusir menjadi asteroid yatim dan komet yatim. Bilamana tata surya kita saja pernah mengusir mereka dari dalam sejarahnya, maka tata surya non-Matahari (yang kini bejibun banyaknya yang telah diketahui) pun bisa berperilaku serupa. Dan terbuka peluang tata surya kita dilintasi oleh planet/asteroid/komet yatim yang terusir dari suatu tata surya non-Matahari.

Karakteristik

Pada 18 Oktober 2017 TU (Tarikh Umum), sistem teleskop Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) yang berpangkalan di Observatorium Haleakala, Hawaii (Amerika Serikat) merekam sebuah benda langit sangat redup. Magnitudo semunya hanya +21, 630 kali lipat lebih redup ketimbang Pluto. Magnitudo absolutnya + 22,2. Jika diasumsikan kemampuan permukaannya memantulkan kembali sinar Matahari adalah 10 %, maka diameternya 160 meter. Belakangan diameternya diprakirakan sekitar 500 meter. Awalnya ia memperlihatkan ketampakan coma (kepala) khas komet. Maka ia diklasifikasikan sebagai komet dengan kode C/2017 U1 Panstarrs sesuai tatanama yang berlaku (C = comet). Namun begitu bukan diameternya maupun sifat kometnya yang segera menyedot perhatian, melainkan orbitnya. C/2017 U1 Panstarrs ternyata menyusuri orbit hiperbolik dengan nilai kelonjongan (eksentrisitas) cukup besar, yakni di sekitar 1,2. Maka sebersit curiga pun muncul, benda langit ini mungkin bukan penduduk asli tata surya.

Gambar 4. Asteroid A/2017 U1, nampak sebagai bintik putih kecil sangat redup yang ditandai sepasang garis rambut (garis vertikal dan horizontal) di tengah citra (foto). Diabadikan dengan teleskop Schmidt (0,4 meter) di Observatorium Great Shefford (Inggris) pada 27 Oktober 2017 TU. Perhatikan, teleskop disetel mengikuti gerak asteroid dan kamera dibuka selama total waktu 1 jam 45 menit. Sehingga asteroid yang sangat redup bisa dicitra sementara bintang-bintang nampak sebagai garis-garis. Sumber: Observatorium Great Shefford, 2017.

Kita telah melihat ratusan komet dengan orbit hiperbola sepanjang sejarah peradaban. Komet seperti ini selalu memliki kelonjongan lebih dari 1. Ia hanya sekali melintasi titik perihelion (titik terdekat dalam orbitnya ke Matahari) untuk kemudian meluncur keluar dari tata surya kita. Akan tetapi seluruh komet itu memiliki kelonjongan kurang dari 1,06. Analisis lebih lanjut dengan memperhitungkan titik barisenter Matahari dan Jupiter menunjukkan seluruh komet itu pada dasarnya masih terikat dengan tata surya kita. Sehingga ditafsiri sebagai komet yang berasal dari tata surya kita sendiri, khususnya dari awan komet Opik-Oort. Akan tetapi C/2017 U1 Panstarrs ini berbeda.

Observasi demi observasi memproduksi bejibun data yang kian memperjelas karakter benda langit ini. Melalui teleskop VLT/Very Large Telescope (diameter cermin obyektif 8,2 meter) yang dioperasikan ESO (European Southern Observatory) di Gurun Atacama, Chile, pada 25 Oktober 2017 TU diketahui benda langit ini tidak lagi menampakkan coma. Sehingga ia diklasifikasikan ulang sebagai asteroid dan dikodekan sebagai A/2017 U1 (A = asteroid). Secara akumulatif hingga 26 Oktober 2017 TU telah terkumpul 59 data sehingga karakter asteroid unik ini bisa lebih terungkap.

Asteroid A/2017 U1 memiliki orbit dengan kelonjongan 1,19 atau tak jauh berbeda dengan data awal. Inklinasi orbitnya 122,4º, menandakan ia bergerak secara retrograde. Perihelionnya cukup dekat, yakni 0,25 SA (37 juta kilometer) dari Matahari yang dicapainya pada 9 September 2017 TU pukul 18:09 WIB lalu. Terhadap orbit Bumi, orbitnya memiliki jarak terdekat (MOID) sebesar 0,095 SA (14 juta kilometer). Namun demikian titik terdekat asteroid ini ke posisi Bumi direngkuh pada 15 Oktober 2017 TU pukul 00:51 WIB, dalam jarak 24 juta kilometer. Pada saat itu pula asteroid A/2017 U1 telah terdeteksi lewat sistem penyigi langit Catalina Sky Survey. Meski pengelolanya baru menyadarinya dalam 12 hari kemudian.

Ada tiga hal yang menjadi indikasi kuat asteroid A/2017 U1 adalah asteroid yatim. Pertama, nilai kelonjongan orbitnya. Kecuali ada kekeliruan dalam astrometrinya, kelonjongan orbit A/2017 U1 terhadap titik barisenter Matahari dan Jupiter adalah 1,18 baik sebelum maupun sesudah lewat perihelion. Sehingga ia tidaklah terikat dengan tata surya kita. Besarnya kelonjongan orbit berimplikasi pada kecepatan yang cukup besar pula. Saat lewat di titik terdekatnya ke Bumi, asteroid A/2017 U1 melesat dengan kecepatan relatif 60 km/detik. Maka kecepatan-lebih hiperboliknya, yakni kecepatan benda langit di ruang bebas dalam orbit hiperbolik, berkisar 26 km/detik. Bandingkan dengan komet Bowell (C/1980 E1), benda langit dengan kelonjongan terbesar sebelumnya (yakni 1,06), dengan kecepatan-lebih hiperbolik hanya 3 km/detik.

Gambar 5. Spektrum asteroid A/2017 U1 sebagaimana diabadikan Observatorium La Palma pada 25 Oktober 2017 TU dalam kanal inframerah dan cahaya tampak. Tidak terdeteksi satu fitur khas pun di sini. Sementara kemiringannya mirip dengan benda langit anggota Sabuk Kuiper yang berwarna merah normal. Sumber: Observatorium La Palma, 2017.

Yang kedua adalah arah kedatangannya. Asteroid A/2017 U1 datang dari arah yang hanya berselisih 6º terhadap Solar apex. Solar apex adalah titik arah gerak Matahari (beserta segenap tata surya kita) relatif terhadap bintang-bintang tetangganya. Sehingga Solar apex, secara statistik, menjadi titik yang paling memungkinkan bagi planet/asteroid/komet alien untuk masuk berkunjung ke tata surya kita.

Dan yang ketiga adalah warnanya. Pada waktu yang hampir sama dengan observasi teleskop VLT, teleskop WHT/William Herschell Telescope (diameter cermin obyektif 4,2 meter) di Observatorium La Palma di pulau Canary (Spanyol) juga menatap A/2017 U1 lekat-lekat. Spektrum yang ditangkapnya menunjukkan asteroid A/2017 U1 cenderung berwarna merah. Lebih mirip dengan karakter paras benda langit penduduk Sabuk Kuiper-Edgeworth dan sama sekali tak mirip asteroid penduduk cakram Sabuk Asteroid Utama.

Potensi

Gambar 6. Hasil simulasi dimensi kawah produk tumbukan bilamana asteroid A/2017 U1 jatuh ke Jakarta (titik Gedung DPR-MPR) pada kecepatan awal 60 km/detik dan asteroid dianggap sebagai batu berpori dengan diameter 400 meter. Lebar kawah adalah 3,7 kilometer dengan kedalaman 440 meter. Energi tumbukan mencapai 18.100 megaton TNT. Sumber: DowntoEarth, 2017.

Dengan perihelion kurang dari ambang batas 1,3 SA maka asteroid A/2017 U1 diklasifikasikan sebagai asteroid-dekat Bumi. Namun karena jarak terdekatnya ke Bumi masih lebih besar dibanding ambang batas 0,05 SA maka A/2017 U1 tidak tergolong asteroid berpotensi bahaya (bagi Bumi). Sehingga peluangnya untuk bertubrukan dengan Bumi adalah nol.

Kabar ini tentu melegakan. Sebab jika ia tepat menuju ke Bumi, maka dampaknya dahsyat. Simulasi dengan Down2Earth memperlihatkan bila diameternya 400 meter, komposisi berpori-pori (massa jenis 1.500 kg/m3) dan melesat secepat 60 km/detik ke Bumi, tepat sebelum memasuki atmosfer energi kinetiknya sebesar 21.600 megaton TNT. Sepanjang menembus atmosfer, kecepatannya akan berkurang sedikit sehingga kala tiba di paras Bumi masih secepat 54,9 km/detik dengan energi tumbukan setara 18.100 megaton TNT.

Itu hampir menyamai kandungan energi pada segenap hululedak nuklir yang pernah ada di Bumi pada puncak Perang Dingin. Pelepasan energi sebesar itu akan menyebabkan dampak spontan yang bisa dirasakan hingga radius 580 kilometer dari titik tumbuk, berdasarkan simulasi ledakan nuklir. Akan tetapi secara global juga bisa memicu fenomena perubahan iklim yang populer sebagai musim dingin tumbukan (impact winter), analog dari musim dingin nuklir. Yakni turunnya suhu paras Bumi akibat tebaran aerosol sulfat dan jelaga produk tumbukan di lapisan stratosfer.

Gambar 7. Hasil simulasi dampak gelombang kejut dan paparan panas bilamana asteroid A/2017 U1 jatuh di Jakarta dan melepaskan energi tumbukan 18.100 megaton TNT. Seluruh bangunan yang ada dalam lingkaran 5 psi akan runtuh akibat menerima tekanan-lebih yang setara 5 psi atau lebih besar lagi. Sementara seluruh manusia yang ada di dalam lingkaran lukabakar-3 akan mengalami luka bakar tingkat 3, yakni luka bakar yang menembus segenap lapisan kulit hingga merusak syaraf dan berpotensi mematikan. Sumber: Sudibyo, 2017 berdasarkan scaling law dengan Nukemap.com, 2017.

Asteroid A/2017 U1 kini terus melaju dalam lintasannya meninggalkan tata surya kita. Dari sisi astronomi, singgahnya asteroid A/2017 U1 membuktikan bahwa galaksi Bima Sakti kita memang memiliki benda-benda langit yang tak terikat ke satu bintang tertentu. Sejak 1998 TU kita sudah mengenal adanya kelompok planet yatim. Meski hingga saat ini baru dua saja yang telah benar-benar dikonfirmasi. Dan kini kita mengenal adanya asteroid yatim. Singgahnya asteroid yatim ke dalam tata surya kita membuka jendela peluang baru untuk mengeksplorasi benda-benda langit tetangga tata surya kita. Namun di sisi lain, juga membuka peluang resiko baru terhadap tata surya kita pada umumnya dan Bumi pada khususnya. Sebab dalam khasanah tumbukan benda langit (yang berpotensi memusnahkan kehidupan), kini tak hanya asteroid dan komet penduduk tata surya kita saja yang perlu dipertimbangkan. Namun juga asteroid dan komet yatim, yang perilakunya jauh lebih sulit diprediksi.

Referensi :

NASA. 2017. Small Asteroid or Comet Visit from Beyond the Solar System. NASA Jet Propulsion Laboratory News, diakses 26 Oktober 2017.

Beatty. 2017. Astronomers Spot First-Known Interstellar Comet. Sky & Telescope, diakses 26 Oktober 2017.

Mari Simak Gerhana Bulan Seperempat 15 Zulqaidah 1438 H

Silahkan tandai waktunya dalam kalender maupun gawai (gadget) anda: Senin-Selasa dinihari, 7-8 Agustus 2017 TU (Tarikh Umum). Atau bertepatan dengan tanggal 15 Zulqaidah 1438 H dalam penanggalan Hijriyyah. Bilamana langit cerah, kita akan menyaksikan Bulan berkedudukan cukup tinggi di langit dengan wajah bundar penuh sebagai purnama. Namun sesuatu akan terjadi sejak pukul 22:50 WIB hingga lima jam kemudian. Sisi selatan Bulan akan ‘robek’ yang berangsur-angsur kian membesar saja hingga mencapai puncaknya sekitar pukul 01:20 WIB. Selepas itu ‘robekan’ yang samasedikit demi sedikit mengecil kembali hingga menghilang. Pada puncaknya, ‘robekan’ tersebut akan memiliki luasan setara dengan seperempat bundaran Bulan. Inilah Gerhana Bulan Seperempat 7-8 Agustus 2017.

Gerhana Bulan Seperempat ini sejatinya adalah peristiwa Gerhana Bulan Sebagian (Parsial). Ia masih menjadi bagian dari musim gerhana tahun 2017 TU ini yang terdiri dari empat gerhana, masing-masing dua Gerhana Matahari dan dua Gerhana Bulan. Seluruh Gerhana Bulan tersebut dapat disaksikan dari Indonesia, karena negeri ini berada dalam cakupan wilayah kedua gerhana. Sebaliknya seluruh Gerhana Matahari tersebut tak berkesempatan ‘menyentuh’ wilayah Indonesia. Dalam hal Gerhana Bulan, hanya saja gerhana Bulan pertama di musim ini adalah gerhana Bulan yang pemalu karena bersifat Gerhana Bulan Penumbral. Sehingga sangat sulit untuk disaksikan secara kasat mata.

Gambar 1. Wajah Bulan purnama yang tinggal separo dengan separo sisanya telah ‘robek’ dalam sebuah peristiwa Gerhana Bulan. Diabadikan pada Gerhana Bulan Total 16 Juni 2011 di Gombong, Kebumen (Jawa Tengah). Pada puncak Gerhana Bulan Seperempat 7-8 Agustus 2017, wajah Bulan akan seperti ini hanya bagian yang ‘robek’ lebih kecil. Sumber: Sudibyo, 2011.

Dalam Gerhana Bulan Seperempat ini cakram Bulan takkan sepenuhnya menghilang. Ia masih ada, hanya ‘kehilangan’ seperempat bagian wajahnya saja. Bagian yang ‘menghilang’ itu pun sejatinya juga tak sepenuhnya gelap. Karena dalam kondisi yang tepat bagian tersebut akan nampak kemerah-merahan (merah darah). Sebab meski bagian yang ‘menghilang’ itu tak terpapar cahaya Matahari sepenuhnya, ia tetap mendapatkan pencahayaan dari sinar Matahari yang dibiaskan atmosfer Bumi. Khususnya cahaya dalam spektrum warna merah atau inframerah.

Sebagian

Konfigurasi benda langit yang membentuk peristiwa Gerhana Bulan Seperempat ini identik dengan yang memproduksi Gerhana Bulan pada umumnya. Gerhana Bulan terjadi tatkala Matahari, Bulan dan Bumi tepat berada dalam satu garis lurus dalam konfigurasi yang menghasilkan fase Bulan purnama. Namun konfigurasi tersebut bersifat syzygy, yakni segaris lurus ditinjau dari segenap arah tiga dimensi. Di tengah-tengah konfigurasi tersebut bertenggerlah Bumi. Sementara Bulan menempati salah satu dari dua titik nodal, yakni titik potong orbit Bulan dengan ekliptika (bidang orbit Bumi mengelilingi Matahari). Akibatnya pancaran sinar Matahari yang seharusnya tiba di paras Bulan menjadi terhalangi Bumi.

Mengingat diameter Matahari jauh lebih besar ketimbang Bumi kita, yakni 109 kali lipat lebih besar, maka Bumi tak sepenuhnya menghalangi pancaran cahaya Matahari. Sehingga terbentuk umbra dan penumbra. Umbra adalah kerucut bayangan inti, yakni kerucut imajiner di belakang Bumi yang sepenuhnya tak mendapat pencahayaan Matahari. Sedangkan penumbra adalah kerucut bayangan samar/tambahan, yakni kerucut imajiner di belakang Bumi kita yang ukurannya jauh lebih besar ketimbang umbra dan masih mendapatkan cukup banyak pencahayaan Matahari.

Gambar 2. Bulan dalam peristiwa Gerhana Bulan Penumbral (Gerhana Bulan Samar), yang hanya bisa disaksikan secara leluasa dengan menggunakan teleskop. Diabadikan dalam momen Gerhana Bulan Penumbral 16-17 September 2016. Dalam Gerhana Bulan Seperempat, sebagian tahap gerhana akan lebih mudah disaksikan kasat mata. Sumber: Sudibyo, 2016.

Pada dasarnya tidak setiap kejadian Bulan purnama bersamaan dengan peristiwa Gerhana Bulan. Sebaliknya suatu peristiwa Gerhana Bulan pasti terjadi bertepatan dengan saat Bulan purnama. Musababnya adalah orbit Bulan yang tak berimpit dengan bidang edar Bumi mengelilingi Matahar), melainkan menyudut sebesar 5o. Hanya ada dua titik dimana Bulan berpeluang tepat segaris lurus syzygy dengan Bumi dan Matahari, yakni di titik nodal naik dan titik nodal turun. Dan dalam kejadian Bulan purnama, mayoritas terjadi tatkala Bulan tak berdekatan ataupun berada dalam salah satu dari dua titik nodal tersebut. Inilah sebabnya mengapa tak setiap saat Bulan purnama kita bersua dengan Gerhana Bulan.

Bagaimana Bulan berperilaku terhadap umbra dan penumbra Bumi menentukan jenis gerhananya. Ada tiga jenis Gerhana Bulan. Pertama ialah Gerhana Bulan Total (GBT), terjadi kala cakram Bulan sepenuhnya memasuki umbra Bumi tanpa terkecuali. Kedua adalah Gerhana Bulan Sebagian (GBS), terjadi kala umbra tak sepenuhnya menutupi cakram Bulan. Akibatnya pada puncak gerhananya Bulan hanya akan lebih redup (ketimbang saat GBT) dan ‘robek’ di salah satu sisinya. Dan yang terakhir adalah Gerhana Bulan Penumbral (GBP) atau gerhana Bulan samar, yang bisa terjadi kala hanya penumbra Bumi yang menutupi cakram Bulan baik sepenuhnya maupun hanya separuhnya. Tiada umbra Bumi yang turut menutupi. Dalam gerhana Bulan yang terakhir ini, Bulan masih tetap mendapatkan sinar Matahari sehingga sekilas nampak tak berbeda dibanding Bulan purnama umumnya.

Tahap dan Wilayah

Dalam kasus Gerhana Bulan Seperempat ini, pada puncaknya sebanyak 24,6 % wajah Bulan berada dalam umbra. Sebagai akibatnya Bulan yang sejatinya sedang berada dalam fase purnama pun menjadi temaram dan ‘robek’ seperempat bagiannya. Gerhana Bulan Seperempat ini terdiri dari lima tahap. Tahap pertama adalah awal gerhana atau kontak awal penumbra (P1) yang akan terjadi pada 7 Agustus 2017 TU pukul 22:50 WIB. Lalu tahap kedua adalah awal gerhana kasat mata atau kontak awal umbra (U1) yang terjadi pada pukul 00:23 WIB. Berikutnya adalah tahap ketiga yang berupa puncak gerhana, terjadi pada pukul 01:20 WIB. Selanjutnya tahap keempat berupa kontak akhir umbra (U4) atau akhir gerhana kasat mata, yang terjadi pada pukul 02:18 WIB. Dan yang terakhir adalah kontak akhir penumbra (P4) atau akhir gerhana, terjadi pada pukul 03:51 WIB.

Satu aspek istimewa dari Gerhana Bulan adalah bahwa tahap-tahap gerhananya secara umum terjadi pada waktu yang sama di setiap titik yang berada dalam wilayah gerhana. Jika ada perbedaan antara satu titik dengan titik lainnya hanyalah dalam orde detik. Dengan demikian durasi gerhana Bulan di setiap titik pun dapat dikatakan adalah sama. Durasi Gerhana Bulan Seperempat ini adalah 5 jam 1 menit. Namun durasi gerhana yang kasat mata lebih singkat, yakni hanya 1 jam 55 menit.

Sedikit berbeda dengan Gerhana Matahari, Gerhana Bulan memiliki wilayah gerhana cukup luas meliputi lebih dari separuh bola Bumi yang sedang berada dalam situasi malam hari. Wilayah Gerhana Bulan Sebagian 7-8 Agustus 2017 melingkupi seluruh benua Asia, Australia, Afrika, Eropa dan sebagian kecil Brazil di benua Amerika. Hanya mayoritas benua Amerika yang tak tercakup ke dalam wilayah gerhana ini. Wilayah gerhana terbagi menjadi tiga, yakni wilayah yang mengalami gerhana secara utuh, wilayah yang mengalami gerhana secara tak utuh (saat Bulan mulai terbenam maupun mulai terbit) dan yang terakhir wilayah yang tak mengalami gerhana sama sekali.

Gambar 3. Peta wilayah Gerhana Bulan Seperempat 15 Zulqaidah 1438 H dalam lingkup global. Perhatikan bahwa segenap Indonesia merupakan bagian dari wilayah yang mengalami gerhana secara utuh. Sehingga seluruh tahap gerhana bisa disaksikan, sepanjang langit cerah. Sumber: Sudibyo, 2017.

Segenap tanah Indonesia juga tercakup ke dalam wilayah gerhana ini. Kabar baiknya, segenap Indonesia merupakan bagian dari wilayah yang mengalami gerhana secara utuh, kecuali kota Jayapura (propinsi Papua). Di Jayapura, Matahari telah terbit dalam waktu 3 menit sebelum gerhana berakhir (tepatnya sebelum tahap P4 berakhir).

Shalat Gerhana

Gerhana Bulan Seperempat ini merupakan gerhana Bulan yang kasat mata. Sehingga dapat kita amati tanpa bantuan alat optik apapun, sepanjang langit cerah. Namun penggunaan alat bantu optik seperti kamera dan teleskop akan menyajikan hasil yang lebih baik. Sepanjang dilakukan dengan pengaturan (setting) yang tepat sesuai dengan tahap-tahap gerhana. Detail teknis pemotretan untuk mengabadikan gerhana ini dengan menggunakan kamera DSLR (digital single lens reflex) tersaji berikut ini :

Bagi Umat Islam terdapat anjuran untuk menyelenggarakan shalat gerhana baik di kala terjadi peristiwa Gerhana Matahari maupun Gerhana Bulan. Hal tersebut juga berlaku dalam kejadian Gerhana Bulan Seperempat ini. Musababnya gerhana Bulan ini dapat diindra dengan mata manusia secara langsung. Sementara dasar penyelenggaraan shalat gerhana adalah saat peristiwa tersebut dapat disaksikan (kasat mata), seperti dinyatakan dalam hadits Bukhari, Muslim dan Malik yang bersumber dari Aisyah RA. Pendapat ini pula yang dipegang oleh dua ormas Islam terbesar di Indonesia, yakni Nahdlatul ‘Ulama dan Muhammadiyah. Mengingat durasi gerhana yang kasatmata adalah dari tahap U1 hingga tahap U4, yakni dari pukul 00:23 WIB hingga pukul 02:18 WIB, maka shalat Gerhana Bulan seyogyanya juga diselenggarakan pada rentang waktu tersebut. Berikut adalah infografis tatacara pelaksanaan shalat gerhana

Tatacara shalat gerhana Bulan. Sumber: RM Khotib Asmuni, 2017

Dalam peristiwa Gerhana Matahari dan Gerhana Bulan dianjurkan untuk mengerjakan shalat gerhana, karena baik Matahari maupun Bulan merupakan dua benda langit yang menjadi bagian dari tanda-tanda kekuasaan Alloh SWT. Dan peristiwa gerhana merupakan peristiwa langit yang menakjubkan (sekaligus menerbitkan rasa takut) bagi sebagian kalangan. Namun peristiwa ini adalah bagian dari tanda-tanda kekuasaan-Nya dan tidak terkait dengan kematian seseorang. Di sisi lain, shalat gerhana mendorong umat Islam untuk lebih dekat dengan-Nya. Terlebih mengingat peristiwa Gerhana pada khususnya (baik Gerhana Bulan maupun gerhana Matahari) serta fase Bulan baru dan Bulan purnama pada umumnya ternyata mampu memicu salah satu gaya endogen dalam sistem kerja Bumi kita, yakni gempa bumi tektonik.

Mengunjungi Proxima Centauri b, (Kandidat) Planet Tata Surya Non Matahari Terdekat

Frasa “mengunjungi planet Proxima Centauri b” disini tentu saja maknanya konotatif, hanya sebentuk imajinasi. Sebab guna merealisasikannya dengan teknologi yang dikuasai umat manusia saat ini sungguh tak terbayang lamanya. Sebab jarak antara Bumi dan Proxima Centauri b adalah sebesar 4,22 tahun cahaya, sementara setahun cahaya itu setara jarak 9,46 trilyun kilometer. Sehingga apabila kita menggunakan roket-roket komersial pengorbit satelit ke orbit Bumi (yang kecepatan puncaknya rata-rata 7,7 km/detik), butuh waktu paling tidak 165.000 tahun sejak berangkat dari Bumi hingga tiba di Proxima Centauri b. Waktu 165.000 tahun itu hampir mirip dengan waktu yang dibutuhkan leluhur umat manusia untuk bermigrasi dari tanah Afrika timur ke segenap penjuru hingga membentuk peradaban manusia seperti saat ini.

Andaikata kita menggunakan wantariksa (wahana antariksa) tercepat buatan manusia saat ini, yakni Juno (kecepatan puncak 40 km/detik) yang baru saja tiba di lingkungan planet raksasa gas Jupiter, waktu yang dibutuhkan masih selama hampir 29.000 tahun.  Bahkan andaikata proyek Breakthrough Starshot yang sedang digagas bisa merengkuh sukses, sebuah wantariksa mini seberat beberapa gram baru akan tiba di Proxima Centauri b setelah menempuh waktu 20 tahun meski melesat secepat seperlima kecepatan cahaya.

Gambar 1. Gambaran artis planet Proxima Centauri b sebagai planet berbatu (terestrial) yang beredar mengelilingi bintang induknya yang kemerahan dan redup. Planet tersebut terletak di zona Goldilocks bintang Proxima Centauri sehingga mungkin mengandung air dalam bentuk cair. Sepasang bintang di latarbelakang adalah bintang alpha Centauri A dan alpha Centauri B. Sumber: ESO/M.Kornmesser, 2016.

Gambar 1. Gambaran artis planet Proxima Centauri b sebagai planet berbatu (terestrial) yang beredar mengelilingi bintang induknya yang kemerahan dan redup. Planet tersebut terletak di zona Goldilocks bintang Proxima Centauri sehingga mungkin mengandung air dalam bentuk cair. Sepasang bintang di latarbelakang adalah bintang alpha Centauri A dan alpha Centauri B. Sumber: ESO/M.Kornmesser, 2016.

Proxima Centauri b adalah nama yang sedang menghebohkan jagat astronomi di hari-hari terakhir ini. Terutama sejak 24 Agustus 2016 Tarikh Umum (TU). Biang keladinya adalah ESO (European Southern Observatory), institusi riset antarnegara Eropa dan juga pemilik sejumlah teleskop raksasa termutakhir di Bumi. Mereka melansir temuan menghebohkan: ada planet seukuran Bumi yang ditemukan mengorbit bintang Proxima Centauri. Itu bintang terdekat terhadap Bumi kita setelah Matahari, namun demikian redupnya sehingga mustahil bisa dilihat dengan mata biasa saja (tanpa bantuan teleskop). Diindikasikan pertama kali pada 2013 TU, ESO kemudian meluncurkan kampanye ambisius bertajuk Pale Red Dot guna menyeret planet itu keluar dari selimut persembunyiannya.

Tak tanggung-tanggung, ESO mengerahkan teleskop reflektor raksasa dengan cermin obyektif bergaris tengah 3,6 meter di Observatorium La Silla (Chile). Teleskop hebat itu dirangkai dengan spektograf HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) yang hebat. Tak hanya itu, ESO juga mengerahkan teleskop raksasa lain andalannya, yakni teleskop reflektor VLT (Very Large Telescope) dengan cermin bergaris tengah 8 meter yang berpangkalan di Gurun Atacama (juga di Chile). Teleskop VLT dirangkai dengan spektograf lain yang tak kalah hebatnya, yakni UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectograph). Dengan dua radas (instrumen) canggih ini ESO memburu keberadaan planet tata surya non Matahari (planet ekstrasolar) terdekat ke Bumi kita lewat metode Doppler.

Perburuan ini berujung manis dengan penemuan planet tersebut, yang untuk sementara diberi nama planet Proxima Centauri b. Meski hingga saat ini umat manusia telah menemukan tak kurang dari 3.200 buah planet tata surya non Matahari terhitung sejak 1995 TU, namun Proxima Centauri b tetap menggemparkan. Sebab selain paling dekat dengan Bumi kita, ia juga seukuran dengan planet biru tempat tinggal manusia ini. Selain itu ia diduga cukup hangat sehingga mampu menjaga air dalam bentuk cair. Air dalam bentuk cair menjadi komponen yang penting dalam kehidupan.

Bintang Induk

Planet Proxima Centauri b adalah planet yang mengorbit bintang Proxima Centauri, bintang terdekat dengan Bumi kita setelah Matahari. Namun bintang Proxima Centauri cukup redup. Sehingga ia hanya bisa disaksikan dengan menggunakan teleskop yang lensa/cermin obyektifnya bergaris tengah minimal 8 cm. Karena itu tak mengherankan bahwa bintang terdekat tapi  redup ini baru disadari keberadaannya oleh umat manusia dalam kurun seabad terakhir saja. Adalah Robert Innes, astronom kelahiran Skotlandia yang mengepalai Observatorium Union di Johannesburg (Afrika Selatan), yang menyadari ada bintang tak biasa di sekitar sistem bintang Alpha Centauri. Bintang tersebut memiliki gerak diri (proper motion) yang setara dengan sistem bintang alpha Centauri, namun sangat redup dan terpisah jauh (elongasi 2,2°). Pengukuran paralaks nan teliti oleh Harold Alden pada 1928 TU menunjukkan bahwa bintang tersebut, yang lantas dikenal sebagai Proxima Centauri, ternyata lebih dekat ke Bumi dibandingkan sistem bintang ganda alpha Centauri.

Gambar 2. Bintang alpha Centauri A yang sangat terang (tengah) yang kontras dengan bintang Proxima Centauri nan redup (titik merah dalam lingkaran merah). Jika dibandingkan, Proxima Centauri adalah 26 kali lebih redup ketimbang alpha Centauri A. Diabadikan di Belanda pada 20 Februari 2012 TU dengan kamera DSLR Canon memakai lensa 85 mm (f/1,8). Ada 11 frame hasil bidikan yang dijadikan satu lewat teknik stacking. Masing-masing frame memiliki waktu paparan 30 detik. Sumber: Skatebiker, 2012.

Gambar 2. Bintang alpha Centauri A yang sangat terang (tengah) yang kontras dengan bintang Proxima Centauri nan redup (titik merah dalam lingkaran merah). Jika dibandingkan, Proxima Centauri adalah 26 kali lebih redup ketimbang alpha Centauri A. Diabadikan di Belanda pada 20 Februari 2012 TU dengan kamera DSLR Canon memakai lensa 85 mm (f/1,8). Ada 11 frame hasil bidikan yang dijadikan satu lewat teknik stacking. Masing-masing frame memiliki waktu paparan 30 detik. Sumber: Skatebiker, 2012.

Karena memiliki gerak diri yang setara, bintang ini pun dianggap sebagai bagian dari sistem bintang alpha Centauri. Maka alpha Centauri merupakan sistem bintang tripel yang beranggotakan bintang alpha Centauri A, bintang alpha Centauri B dan bintang alpha Centauri C (Proxima Centauri). Ketiganya beredar mengelilingi sebuah titik pusat massa yang sama. Namun ada yang ganjil dalam sistem bintang tripel ini. Jarak rata-rata alpha Centauri A terhadap alpha Centauri B hanya 11 SA (satuan astronomi), atau setara jarak dari Matahari ke orbit Uranus. Dengan demikian baik alpha Centauri A dan maupun alpha Centauri B hanya membutuhkan waktu 80 tahun untuk menuntaskan gerak mengelilingi titik pusat massa bersama sekali putaran. Namun tidak demikian halnya dengan Proxima Centauri. Jaraknya  luar biasa besar, yakni 13.000 SA atau setara seperempat tahun cahaya dari titik itu. Maka Proxima Centauri butuh 500.000 tahun untuk mengedari titik pusat massa bersama sekali putaran.

Keganjilan lainnya, jika bintang alpha Centauri A dan bintang alpha Centauri B tergolong bintang yang relatif terang dengan magnitudo semu masing-masing adalah +0,01 dan +1,33 maka bintang Proxima Centauri justru sangat redup (magnitudo semu +11,02). Keganjilan berikutnya, bila bintang alpha Centauri A dan bintang alpha Centauri B adalah anggota kelompok bintang deret utama (masing-masing kelas G dan K), maka bintang Proxima Centauri justru merupakan anggota bintang katai merah (red dwarf). Keganjilan-keganjilan ini mendorong sejumlah astronom mempertanyakan apakah bintang Proxima Centauri benar-benar bagian dari sistem bintang alpha Centauri. Sebab terbuka kemungkinan bahwa bintang Proxima Centauri adalah bintang yang kebetulan saja sedang melintas di dekat sistem bintang alpha Centauri dan tak terikat (secara gravitasi) dengan sistem bintang tersebut.

Sebagai bintang terdekat ke Bumi setelah Matahari kita, banyak informasi akan Proxima Centauri yang telah terungkap. Dalam banyak hal bintang redup ini kalah pamor dibanding Matahari. Misalnya, massa Proxima Centauri hanyalah 12 % dari massa Matahari. Sementara radiusnya hanya 14,1 % dari radius Matahari. Sehingga bintang Proxima Centauri ini pada galibnya hanya sedikit lebih besar dari Jupiter.  Selanjutnya luminositas, yakni jumlah energi yang dilepaskan per satuan waktu, juga sangat kecil. Luminositas bolometriknya adalah 0,15 % dari luminositas Matahari. Sementara dalam spektrum cahaya tampak (visual), luminositasnya bahkan jauh lebih kecil lagi yakni hanya 0,005 % dari luminositas Matahari. Sebab 85 % energi Proxima Centauri dihantarkan dalam spektrum sinar inframerah. Suhu fotosfera (permukaan)-nya juga rendah yakni hanya 3.050 Kelvin, sementara pada Matahari mencapai 5.800 Kelvin. Layaknya Matahari, Proxima Centauri pun memiliki siklus aktivitasnya sendiri dengan puncak aktivitas ditandai peristiwa mirip badai Matahari. Akan tetapi periode siklus aktivitas Proxima Centauri jauh lebih pendek, yakni ‘hanya’ 442 hari. Sementara pada Matahari periodenya mencapai 11 tahun.

Tetapi di sisi lain, banyak pula karakter Proxima Centauri yang lebih dominan. Misalnya saja dalam hal kerapatan (massa jenis)-nya yang jauh lebih besar, yakni 40 kali lipat dari Matahari. Bintang dengan kerapatan besar  umum dijumpai pada bintang-bintang eksotik yang telah mengalami evolusi tahap lanjut, termasuk diantaranya bintang katai. Juga medan magnetiknya. Sebagai bintang dengan massa rendah, perpindahan panas dalam interior Proxima Centauri sepenuhnya dalam bentuk konveksi. Salah satu konsekuensinya adalah dibangkitkan dan dipertahankannya medan magnet bintang yang cukup kuat, 600 kali lebih kuat ketimbang Matahari. Konsekuensi lainnya, 88 % fotosfera Proxima Centauri adalah aktif, proporsi yang jauh lebih besar dibanding Matahari. Imbasnya korona Proxima Centauri pun mengalami pemanasan lebih tinggi sehingga bersuhu 3,5 juta Kelvin. Sementara suhu korona Matahari ‘hanya’ 2 juta Kelvin.

Gambar 3. Jejak badai bintang Proxima Centauri seperti yang terekam dalam fotometri kuasi-simultan dari teleskop ASH2 (Astrograph for the South Hemisphere II) dengan filter Hidrogen alpha pada spektrum cahaya tampak dan LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope) juga pada sepktrum cahaya tampak. Jejak badai bintang ditandai dengan panah abu-abu. Dalam waktu pengamatan selama 80 hari berturut-turut, nampak terdeteksi minimal tiga peristiwa badai bintang. Kedua teleskop tersebut merupakan bagian dari kampanye pale red dot ESO untuk menemukan planet di bintang Proxima Centauri. Sumber: ESO/Anglada-Escude dkk, 2016.

Gambar 3. Jejak badai bintang Proxima Centauri seperti yang terekam dalam fotometri kuasi-simultan dari teleskop ASH2 (Astrograph for the South Hemisphere II) dengan filter Hidrogen alpha pada spektrum cahaya tampak dan LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope) juga pada sepktrum cahaya tampak. Jejak badai bintang ditandai dengan panah abu-abu. Dalam waktu pengamatan selama 80 hari berturut-turut, nampak terdeteksi minimal tiga peristiwa badai bintang. Kedua teleskop tersebut merupakan bagian dari kampanye pale red dot ESO untuk menemukan planet di bintang Proxima Centauri. Sumber: ESO/Anglada-Escude dkk, 2016.

Proxima Centauri dikenal sebagai bintang suar (flare star) atau bintang yang kerap menyemburkan badai bintang. Fakta ini diketahui pada 1951 TU oleh astronom Harlow Shapley setelah menganalisis pelat-pelat fotografis terkait bintang ini sejak 1915 TU. Ia mendapati bahwa bintang Proxima Centauri memiliki kecenderungan untuk bertambah terang hingga 8 % lebih terang dari semula, lantas kemudian meredup lagi. Peningkatan dan pengurangan kecerlangan ini berlangsung secara periodik dengan periode rata-rata 442 hari. Sumber peningkatan kecerlangan ini adalah badai bintang. Berbeda dengan badai Matahari, medan magnet Proxima Centauri yang jauh lebih kuat menyebabkan hampir seluruh fotosfera-nya menjadi area badai. Sehingga badai bintang Proxima Centauri kerap berukuran hingga sebesar bintangnya itu sendiri. Saat badai bintang terjadi, suhu bintang melonjak hingga 27 juta Kelvin, yang memungkinkan untuk memancarkan sinar-X. Ini membuat luminositas sinar-X Proxima Centauri setara dengan Matahari. Bahkan dalam puncak badai, luminositas sinar-X Proxima Centauri dapat mencaai 100 kali lebih besar ketimbang Matahari.

Planet

Planet Proxima Centauri b, atau sebut saja sebagai Proxima b, ditemukan dengan metode Doppler atau metode kecepatan radial. Ini adalah metode tak langsung dalam menemukan planet tata surya non Matahari dengan jalan mendeteksi pergeseran pada garis-garis spektrum emisi dari bintang induknya. Metode ini seperti halnya kita mendeteksi ada tidaknya mobil ambulans yang sedang menjauh atau mendekat  lewat keras lirihnya suara sirenenya. Hanya saja untuk kasus ini bukan suara yang menjadi fokus perhatian, melainkan spektrum emisi bintang. Meski, baik dalam kasus mobil ambulans maupun bintang, kuncinya terletak pada frekuensi. Yakni frekuensi suara (untuk mobil ambulans) dan frekuensi cahaya (untuk bintang).

Pada dasarnya setiap bintang bergerak relatif terhadap Bumi kita dalam kecepatan tertentu yang dinamakan kecepatan radial. Bilamana bintang tersebut memiliki planet, maka gangguan gravitasi planet itu akan menyebabkan perubahan periodik pada kecepatan radial bintang. Mari lihat   tata surya kita sebagai contoh. Meskipun Jupiter tetap setia mengedari Matahari dalam orbitnya, namun gangguan gravitasi Jupiter juga membuat kecepatan radial Matahari berubah secara periodik. Meski amplitudo perubahan itu sangat kecil, yakni hanya 12,4 meter/detik dengan periode 12 tahun (yang sama dengan periode revolusi Jupiter). Jika hal serupa diaplikasikan pada Bumi kita, yang massanya jauh lebih kecil ketimbang Jupiter, maka amplitudo perubahan kecepatan radial Matahari pun jauh lebih kecil lagi.  Yakni hanya 0,1 meter/detik dengan periode 1 tahun. Upaya mendeteksi perubahan kecepatan radial bintang dapat dilakukan melalui radas spektograf berakurasi sangat tinggi yang khusus dibuat untuk itu.

Gambar 4. Deteksi tak langsung eksistensi planet Proxima Centauri b yang mengorbit bintang Proxima Centauri, seperti terlihat pada perubahan kecepatan radial bintang tersebut berdasarkan hasil observasi dengan spektograf HAVES dan UVES. Nampak jelas pada kedua periodogram di atas, terdapat sinyal kuat dengan puncak pada periode 11,19 hari. Ini menjadi indikasi ada sebuah obyek yang mengelilingi Proxima Centauri dengan periode revolusi 11,19 hari Bumi. Sumber: ESOAnglada-Escude dkk, 2016.

Gambar 4. Deteksi tak langsung eksistensi planet Proxima Centauri b yang mengorbit bintang Proxima Centauri, seperti terlihat pada perubahan kecepatan radial bintang tersebut berdasarkan hasil observasi dengan spektograf HAVES dan UVES. Nampak jelas pada kedua periodogram di atas, terdapat sinyal kuat dengan puncak pada periode 11,19 hari. Ini menjadi indikasi ada sebuah obyek yang mengelilingi Proxima Centauri dengan periode revolusi 11,19 hari Bumi. Sumber: ESOAnglada-Escude dkk, 2016.

Radas HARPS memiliki kemampuan mendeteksi perubahan kecepatan radial bintang hingga 0,3 m/detik. Saat HARPS diarahkan ke bintang Proxima Centauri dalam rentang waktu observasi relatif lama, didapati adanya perubahan kecepatan radial dengan amplitudo sebesar 1,76 meter/detik dengan periode 11,19 hari. Perubahan yang sama dengan periode serupa juga dideteksi oleh radas UVES meski amplitudonya sedikit berbeda, yakni 1,69 meter/detik. Perubahan kecepatan radial pada bintang Proxima Centauri b menjadi indikasi bahwa bintang ini dikelilingi oleh setidaknya sebuah kandidat planet.

Analisis lebih lanjut memperlihatkan planet tersebut, yakni Proxima Centauri b, beredar pada jarak rata-rata sebesar 0,049 SA atau 7,33 juta kilometer dari bintang Proxima Centauri. Kelonjongan orbit (eksentrisitas)-nya diketahui lebih kecil dari 0,35. Apabila nilai kelonjongannya tepat 0,35 maka Proxima Centauri b beredar mengelilingi bintang induknya dalam sebentuk orbit lonjong yang memiliki periastron (titik terdekat ke bintang) sebesar 0,032 SA atau 4,79 juta kilometer dan apastron (titik terjauh ke bintang) sebesar 0,066 SA atau 9,87 juta kilometer. Periode revolusi Proxima Centauri b adalah 11,19 hari sehingga setahun di sana sama dengan 11,19 hari. Massanya, tepatnya massa minimumnya adalah 1,27 kali massa Bumi sehingga planet Proxima Centauri b mungkin merupakan planet terestrial (planet batuan). Sementara paparan sinar yang diterimanya adalah 65 % paparan sinar Matahari di Bumi, atau setara dengan 889 watt/meter2.

Apa yang menarik dari planet ini adalah suhu rata-rata parasnya dan lingkungan tempatnya berada. Jika dianggap tidak memiliki atmosfer, maka suhu paras rata-rata Proxima Centauri b adalah minus 39° Celcius (234 Kelvin). Sebaliknya jika planet  Proxima Centauri b mempunyai atmosfer maka suhu paras rata-ratanya menjadi lebih besar yakni mencapai 30° Celcius (303 Kelvin). Namun angka perkiraan ini relatif kasar karena hanya memperhitungkan jarak planet ke bintang induknya dan intensitas penyinaran. Dalam menggali persoalan ini lebih lanjut, Laboratoire de Météorologie Dynamique’s Planetary Global Climate Model melakukan simulasi dengan berbasis dua asumsi seiring kedekatan jarak orbit Proxima Centauri b dengan bintang induknya. Asumsi pertama, planet Proxima Centauri b mengalami resonansi 3:2. Artinya tiap kali Proxima Centauri b tepat dua kali mengelilingi bintang induk, maka ia juga tepat tiga kali berotasi (berputar pada porosnya). Sehingga dalam asumsi ini periode rotasi Proxima Centauri b adalah 7,46 hari. Sementara asumsi kedua adalah planet Proxima Centauri b terikat dalam gaya tidal dengan bintang induknya, atau mengalami rotasi tersinkron. Dalam kondisi ini maka periode rotasi Proxima Centauri b akan tepat sama dengan periode revolusinya, yakni 11,19 hari. Sehingga hemisfer Proxima Centauri b yang menghadap ke arah bintang Proxima Centauri selalu sama.

Dalam asumsi pertama, maka distribusi suhu paras di Proxima Centauri b bervariasi mulai dari yang terdingin di kutub (minus 90° Celcius) hingga yang terhangat di sekitar ekuator (0° Celcius). Jika terdapat air di Proxima Centauri b, maka distribusi suhu seperti ini akan membentuk samudera yang merentang di antara garis lintang 30° LU hingga garis lintang 30° LS. Sebaliknya apabila bersandar pada asumsi kedua, maka suhu paras Proxima Centauri b bervariasi mulai dari yang terdingin pada kawasan dekat kutub (di sekitar garis lintang 60° LU dan 60° LS) pada sisi yang membelakangi bintang induknya (yakni minus 75° Celcius) hingga yang terhangat di sekitar ekuator pada sisi yang menghadap bintang induk (yakni 30° Celcius). Bila ada air, maka akan terbentuk samudera yang lebih luas karena merentang mulai dari garis lintang 70° LU hingga garis lintang 70° LS.

Gambar 5. Prakiraan distribusi suhu paras rata-rata planet Proxima Centauri b berdasarkan asumsi mengalami resonansi 3:2 (kiri) dan rotasi tersinkron (kanan). Berdasarkan simulasi numerik yang dikerjakan Laboratoire de Météorologie Dynamique's Planetary Global Climate Model. Sumber: ESO, 2016.

Gambar 5. Prakiraan distribusi suhu paras rata-rata planet Proxima Centauri b berdasarkan asumsi mengalami resonansi 3:2 (kiri) dan rotasi tersinkron (kanan). Berdasarkan simulasi numerik yang dikerjakan Laboratoire de Météorologie Dynamique’s Planetary Global Climate Model. Sumber: ESO, 2016.

Kemungkinan keberadaan air dalam bentuk cair menjadi bagian paling menarik dari kisah penemuan planet Proxima Centauri b ini. Sebab dengan orbitnya, maka praktis planet tersebut terletak dalam zona Goldilock atau zona kedapathunian, yakni sebuah kawasan sejarak antara 0,0423 SA (6,33 juta kilometer) hingga 0,0816 SA (12,21 juta kilometer) dari bintang Proxima Centauri. Di dalam zona Goldilocks, bilamana terdapat air maka ia bisa berbentuk zat cair. Air dalam bentuk cair menjadi salah satu faktor yang mendukung kehidupan, baik dengan makhluk hidup yang memanen energi dari sinar bintang induknya maupun dengan makhluk hidup yang ditenagai pemanasan internal planet tersebut. Apabila air tersedia dalam jumlah besar, maka siklus air mungkin bisa berjalan dan turut membentuk lansekap berbatu planet tersebut.

Beberapa Catatan

Baiklah. Jadi apabila kita berkunjung ke planet Proxima Centauri b, entah bagaimanapun caranya, kemungkinan besar kita akan berjumpa dengan lansekap bebatuan padat layaknya Bumi dan juga samudera yang luas. Planetnya memang ganjil, karena setahun disana setara 11,19 hari Bumi sementara satu harinya mungkin setara dengan dua pertiga tahunnya atau malah setahunnya. Pertanyaan terpentingnya, adakah kehidupan disana? Atau bisakah planet Proxima Centauri b ini dihuni oleh kehidupan seperti Bumi?

Jawaban dari pertanyaan itu membuat para astronom terpolarisasi ke dalam dua kutub pendapat yang berbeda. Kutub pendapat pertama mengatakan tidak mungkin, baik untuk dihuni maupun menyemaikan kehidupan. Ada empat alasannya, yakni Proxima Centauri b mungkin mengalami rotasi tersinkron, bintang Proxima Centauri memiliki medan magnet yang sangat kuat (600 kali lipat medan magnet Matahari), bintang Proxima Centauri kerap menyemburkan badai bintang dan Proxima Centauri b mengalami paparan sinar-X dan sinar ultraungu yang sangat tinggi (paparan sinar-X-nya mungkin 400 kali lebih kuat dibanding Bumi). Dengan rotasi tersinkron, maka hemisfer Proxima Centauri b yang menghadap bintang induknya akan mengalami pemanasan berlebih. Sementara hemisfer yang membelakanginya menggigil kedinginan dalam beku. Dan dalam kondisi rotasi tersinkron pula, atmosfer Proxima Centauri b (bilamana ada) akan terkikis habis oleh hempasan badai bintang dan kuatnya medan magnet Proxima Centauri. Dan akhirnya, dengan paparan sinar-X dan sinar ultraungu yang sangat kuat, yang juga mampu menggerus dan mengikis atmosfer Proxima Centauri b hingga habis. Singkatnya, bagi kutub pendapat pertama ini planet Proxima Centauri b adalah planet yang berbahaya.

Sebaliknya kutub pendapat kedua mengatakan berbeda. Jadi mungkin saja Proxima Centauri b bisa dihuni dan menyemai benih kehidupan. Alasannya juga empat. Meski rotasinya tersinkron, planet Proxima Centauri b dapat memiliki keseimbangan suhu paras rata-rata antara hemisfer yang menghadap bintang dan yang membelakanginya bilamana tersedia atmosfer stabil yang mampu mendistribusikan panas lewat sirkulasi atmosfer global. Planet ini memang berhadapan dengan medan magnet bintang dan badai bintang yang kuat. Namun beberapa penelitian memperlihatkan bahwa jika Proxima Centauri b memiliki medan magnet mencukupi (layaknya medan magnet Bumi), maka ia akan mampu mempertahankan atmosfernya dari gempuran medan magnet dan badai bintang. Jumlah materi atmosfer yang terkikis akan cukup kecil. Jadi ia bisa menghindari nasib malang seperti halnya yang dialami Mars. Penelitian serupa juga mengungkap bahwa medan magnet  Proxima Centauri b juga bisa membuatnya mempertahankan atmosfernya dari gempuran sinar-X dan sinar ultraungu. Singkatnya, bagi kutub ini planet Proxima Centauri b memang tinggal di lingkungan berbahaya. Namun ia bisa bertahan andaikata memang memiliki medan magnet mencukupi.

Yang jelas kedua kutub pendapat tersebut menyepakati bahwa planet Proxima Centauri b ini berada di lingkungan yang hangat, yang mampu mempertahankan air dalam bentuk cair. Butuh observasi lebih lanjut untuk memastikan apakah planet ini memang demikian. Observasi, terutama oleh tim peneliti lain yang independen, sekaligus akan mengonfirmasi apakah sesungguhnya memang ada planet yang dimaksud di bintang Proxima Centauri. Sebab pada 2012 TU silam kita pernah mengalami kejadian tak mengenakkan terkait sistem bintang alpha Centauri. Saat itu tim astronom Eropa, juga bersenjatakan radas HARPS, mengumumkan telah mengidentifikasi adanya planet terestrial yang mengorbit bintang alpha Centauri B. Namun tiga tahun kemudian tim peneliti lain yang berbasis data HARPS yang sama menyimpulkan planet tersebut tidak ada. Apa yang semula diduga sebagai planet di bintang alpha Centauri B ternyata hanya sekedar cacat perhitungan matematis.

Observasi lebih lanjut juga akan mampu menentukan massa Proxima Centauri b dengan lebih baik. Saat ini informasi yang kita ketahui hanyalah massa minimumnya. Bergantung kepada sudut inklinasinya, maka massa Proxima Centauri b mungkin bisa bervariasi mulai dari sekecil 2,6 kali lipat massa Bumi hingga sebesar 70 kali lipat massa Bumi. Jika massanya terlalu besar, maka ia bukanlah planet terestrial.

Referensi :

Anglada-Escude dkk. 2016. A Terrestrial Planet Candidate in a Temperate Orbit around Proxima Centauri. Nature, vol. 536 no. 7617 (25 August 2016), pp 437–440.

Transit Merkurius 2016 di Kala Senja (Bakal Terlihat dari Ujung Barat Indonesia)

Senin 9 Mei 2016 Tarikh Umum (TU). Waktunya pukul 18:30 WIB. Lokasinya di Banda Aceh, ibukota propinsi Aceh sekaligus kotabesar terbarat di Indonesia. Pandangan mengarah ke barat. Langit cerah hingga kaki langitnya. Matahari nampak merembang petang dengan warna merah jingganya yang khas. Sekilas tak ada apa-apa di rona sang surya yang masih menyilaukan itu. Namun tatkala teleskop diarahkan padanya, khususnya dengan tingkat perbesaran minimal 50 kali dan telah dilengkapi dengan filter Matahari sebagaimana yang ditekankan standar pengamatan Matahari yang baik, ada yang berbeda. Wajah Matahari memang berhiaskan jerawat di sana-sini, yang adalah bintik Matahari (sunspot). Namun di pinggir timur cakram Matahari akan nampak satu titik hitam. Ia bukanlah bintik Matahari. Ia merupakan Merkurius. Hari itu Merkurius sedang melakoni satu babak nan langka dalam panggung pertunjukan kosmik, yakni transit. Tepatnya Transit Merkurius 2016.

Gambar 1. Transit Merkurius 1999 yang terjadi pada 19 November 1999 TU seperti diabadikan oleh satelit TRACE milik NASA (Amerika Serikat). Nampak Merkurius sebagai bola kecil kehitaman, melaju di latar depan Matahari yang bergejolak. Sumber: NASA, 1999.

Gambar 1. Transit Merkurius 1999 yang terjadi pada 19 November 1999 TU seperti diabadikan oleh satelit TRACE milik NASA (Amerika Serikat). Nampak Merkurius sebagai bola kecil kehitaman, melaju di latar depan Matahari yang bergejolak. Sumber: NASA, 1999.

Apa itu Transit Merkurius?

Konjungsi dan Transit

Merkurius merupakan planet terkecil sekaligus terdekat dengan Matahari dalam tata surya kita. Diameternya 4.880 kilometer atau hanya sepertiga Bumi kita, atau hanya sedikit lebih besar dibanding Bulan. Ukuran Merkurius bahkan lebih kecil ketimbang dua satelit alamiah seperti Ganymede (satelit alamiah Jupiter, diameter 5.268 kilometer) dan Titan (satelit alamiah Saturnus, diameter 5.150 kilometer). Hanya karena Merkurius beredar mengeliling Matahari-lah yang membuatnya menyandang status planet. Tepatnya planet terdekat ke Matahari. Merkurius hanya butuh waktu 88 hari untuk menyelesaikan revolusinya ke Matahari. Tapi sebaliknya rotasinya sangat lamban. Ia butuh waktu 59 hari untuk menyelesaikan putaran pada porosnya, atau yang dikenal sebagai hari bintang. Namun jika mengacu pada kedudukan Matahari (hari Matahari), maka siang dan malam di Merkurius berlangsung selama 176 hari. Dengan kata lain, setahun di Merkurius (yakni relatif terhadap periode revolusinya) lebih cepat ketimbang sehari di Merkurius (yakni relatif terhadap hari Matahari).

Gambar 2. Merkurius (panah kuning) mengapung di atas kaki langit timur yang masih bergelimang kabut pada kota Gombong yang bermandikan cahaya lampu buatan pada fajar 17 Agustus 2012 TU usai shalat Shubuh. Diabadikan dari lantai dua masjid asy-Syifa kompleks RS PKU Muhammadiyah Gombong, Kabupaten Kebumen (Jawa Tengah). Citra telah diolah dengan bantuan software GIMP 2. Sumber: Sudibyo, 2012.

Bersama Venus, Merkurius dikategorikan sebagai planet dalam. Yakni kelompok planet yang orbitnya lebih dekat ke Matahari ketimbang Bumi. Sebagai implikasinya Merkurius dan Venus akan terkesan berdekatan/berkumpul dengan Matahari pada dua kesempatan berbeda. Yang pertama adalah konjungsi dalam (inferior), terjadi saat Merkurius atau Venus berada di antara Bumi dan Matahari. Dan yang kedua adalah konjungsi luar (superior), dimana konfigurasinya mirip dengan konjungsi dalam namun kali ini Matahari berada di antara Merkurius/Venus dan Bumi. Merkurius akan mengalami konjungsi dengan Matahari, entah inferior maupun superior, setiap 116 hari sekali. Sementara Venus mengalaminya setiap 584 hari sekali.

Pada dasarnya Transit Merkurius adalah peristiwa konjungsi inferior yang khusus, dimana konfigurasinya sama persis dengan kejadian Gerhana Matahari. Sehingga dalam Transit Merkurius pun Matahari, Merkurius dan Bumi terletak dalam satu garis lurus secara tiga dimensi (syzygy). Bedanya jika dalam Gerhana Matahari adalah Bulan yang berada di tengah-tengah, dalam Transit Merkurius digantikan oleh Merkurius. Perbedaan lainnya, diameter sudut (apparent) Bulan hampir menyamai diameter sudut Matahari. Sehingga dalam peristiwa Gerhana Matahari, cakram Matahari akan tertutupi Bulan dalam jumlah yang signifikan. Bahkan bisa tertutupi sepenuhnya seperti dalam kejadian Gerhana Matahari Total. Maka kecerlangan-nampak Matahari akan tereduksi, khususnya di wilayah gerhana. Bahkan dapat tergelapkan sempurna dalam Gerhana Matahari Total. Sebaliknya diameter sudut Merkurius jauh lebih kecil dibanding Matahari, yakni hanya seper 160-nya. Sehingga yang akan terlihat hanyalah sebuah titik kecil yang bergerak melintas di latar depan Matahari selama waktu tertentu yang disebut durasi transit.

Gambar 3. Replika Merkurius berbentuk bola kecil yang parasnya telah dipahat sesuai paras Merkurius berdasarkan hasil pemetaan wantariksa MESSENGER. Merkurius adalah planet terkecil dalam tata surya kita, yang hanya sedikit lebih besar dari Bulan dan bahkan lebih kecil ketimbang Ganymede (satelit alamiah Jupiter) maupun Titan (satelit alamiah Saturnus). Dipahat oleh George Ioannidis di London (Inggris). Sumber: LittlePlanetFactory.com, 2016.

Gambar 3. Replika Merkurius berbentuk bola kecil yang parasnya telah dipahat sesuai paras Merkurius berdasarkan hasil pemetaan wantariksa MESSENGER. Merkurius adalah planet terkecil dalam tata surya kita, yang hanya sedikit lebih besar dari Bulan dan bahkan lebih kecil ketimbang Ganymede (satelit alamiah Jupiter) maupun Titan (satelit alamiah Saturnus). Dipahat oleh George Ioannidis di London (Inggris). Sumber: LittlePlanetFactory.com, 2016.

Dibanding kejadian Gerhana Matahari, yang selalu ada setiap tahun meski wilayah gerhananya berubah-ubah, maka Transit Merkurius jauh lebih jarang terjadi. Dalam satu abad Tarikh Umum hanya akan terjadi 13 hingga 14 kali peristiwa Transit Merkurius saja. Ini pun sudah lumayan apabila dibandingkan dengan peristiwa Transit Venus, yang bahkan jauh lebih jarang lagi. Rata-rata sebuah babak Transit venus terjadi setiap 243 tahun sekali, dengan selisih waktu terpendek 105,5 tahun sekali. Transit Venus terakhir yang kita saksikan terjadi pada 6 Juni 2012 TU lalu dan takkan berulang hingga 11 Desember 2117 TU kelak.

Transit Merkurius selalu terjadi pada bulan Mei atau November. Jika transit terjadi saat Merkurius berada di titik aphelion (titik terjauh ke Matahari)-nya, maka Transit Merkurius terjadi di bulan Mei. Sebaliknya bila saat itu Merkurius menempati titik perihelion (titik terdekat ke Matahari)-nya, maka Transit Merkurius terjadi di bulan November. Peluang Transit Merkurius di bulan Mei lebih kecil dibanding bulan November. Dalam abad ke-21 TU ini akan terjadi 14 kali peristiwa Transit Venus, hanya 5 diantaranya yang terjadi di bulan Mei. Termasuk Transit Merkurius 2016.

Transit 2016

Transit Merkurius 2016 memiliki lima tahap. Tahap pertama adalah kontak I atau awal transit, yakni saat sisi barat cakram Merkurius tepat mulai bersentuhan dengan sisi timur cakram Matahari. Tahap ini terjadi pada pukul 18:12 WIB. Tahap berikutnya adalah kontak II, yang terjadi saat Merkurius tepat sepenuhnya memasuki cakram Matahari, atau teknisnya saat sisi timur cakram Merkurius tepat mulai meninggalkan sisi timur cakram Matahari. Momen ini terjadi pada pukul 18:16 WIB. Selanjutnya adalah tahap puncak transit yang terjadi pukul 21:57 WIB. Lantas diikuti dengan tahap keempat sebagai kontak III, yang terjadi saat sisi barat cakram Merkurius tepat mulai bersentuhan dengan sisi barat cakram Matahari. Ini terjadi pada Selasa dinihari 9 Mei 2016 TU pukul 01:39 WIB. Dan tahap pamungkas, yakni kontak IV yang juga adalah akhir transit, terjadi pada pukul 01:42 WIB. Sehingga secara keseluruhan durasi Transit Merkurius 2016 ini adalah 7 jam 30 menit.

Gambar 4. Peta wilayah Transit Merkurius 2016 dalam lingkup global. Wilayah transit ditandai dengan warna putih. Angka-angka I, II, III dan IV menunjukkan garis kontak I, kontak II, kontak III dan kontak IV. Sumber: Espenak, 2016.

Gambar 4. Peta wilayah Transit Merkurius 2016 dalam lingkup global. Wilayah transit ditandai dengan warna putih. Angka-angka I, II, III dan IV menunjukkan garis kontak I, kontak II, kontak III dan kontak IV. Sumber: Espenak, 2016.

Dengan durasinya yang cukup lama, sebagian besar paras Bumi masuk ke dalam wilayar transit, yakni wilayah yang berkesempatan menyaksikan Transit Merkurius 2016 ini baik dalam segenap tahap maupun sebagian saja. Hanya sebagian Asia Timur Jauh (tepatnya Jepang, Semenanjung Korea dan sebagian Cina), sebagian Asia Tenggara (tepatnya Filipina, Timor Leste, Brunei Darussalam, Vietnam, Laos, Singapura serta sebagian Kampuchea, sebagian Malaysia dan sebagian besar Indonesia) dan Australia (Australia, Selandia Baru dan Papua Nugini) yang tak tercakup ke dalam wilayah transit.

Di Indonesia, garis kontak I (garis khayali yang menghubungkan titik-titik yang mengalami kontak I tepat saat Matahari terbenam) melintas di sisi timur kota Pekanbaru (propinsi Riau) dari barat daya ke timur laut. Sementara garis kontak II (garis khayali yang menghubungkan titik-titik yang mengalami kontak II tepat saat Matahari terbenam) tepat melintasi kota Padang (propinsi Sumatra Barat). Ke timur laut, garis kontak II juga tepat melintasi Kuala Lumpur (Malaysia). Hanya daerah-daerah yang ada di sebelah barat garis kontak I yang tercakup ke dalam wilayah transit. Sehingga Transit Merkurius 2016 di Indonesia hanya dapat dinikmati di sebagian pulau Sumatra dan pulau-pulau kecil disekelilingnya saja. Tepatnya di propinsi Sumatra Barat, Riau, Sumatra Utara dan Aceh. Di seluruh tempat itu, Transit Merkurius 2016 dapat dinikmati kala senja menjelang Matahari terbenam.

Gambar 5. Peta wilayah Transit Merkurius 2016 dalam lingkup Indonesia. Wilayah transit terletak di sebelah barat garis kontak I, yakni meliputi sebagian pulau Sumatra dan pulau-pulau kecil disekelilingnya. Sumber: Sudibyo, 2016.

Gambar 5. Peta wilayah Transit Merkurius 2016 dalam lingkup Indonesia. Wilayah transit terletak di sebelah barat garis kontak I, yakni meliputi sebagian pulau Sumatra dan pulau-pulau kecil disekelilingnya. Sumber: Sudibyo, 2016.

Tempat terbaik untuk mengamati Transit Merkurius 2016 di Indonesia adalah kota Banda Aceh (propinsi Aceh) dan sekitarnya. Di kedua tempat tersebut Matahari terbenam pada pukul 18:46 WIB. Sehingga durasi-nampak transit, yakni durasi sejak awal transit hingga terbenamnya Matahari, adalah sebesar 34 menit. Tempat terbaik kedua adalah Medan (propinsi Sumatra Utara) dan sekitarnya. Di sini Matahari terbenam pada pukul 18:30 WIB sehingga durasi-nampak transit sebesar 18 menit.

Cara mengamati Transit Merkurius 2016 adalah sama persis dengan cara mengamati Gerhana Matahari. Bedanya, karena diameter sudut Merkurius yang sangat kecil (yakni hanya seper 158 Matahari) maka mutlak dibutuhkan teleskop dengan perbesaran minimal 50 kali. Teleskop ini diarahkan ke Matahari, bisa dengan dilengkapi filter Matahari yang sepadan dan aman agar bisa dilihat langsung dengan mata kita. Atau dapat pula dengan memanfaatkan teknik proyeksi, dimana hasil bidikan teleskop langsung disalurkan ke sebuah layar proyeksi.

Arti Penting

Transit Merkurius menjadi peristiwa astronomi yang tak sepopuler Gerhana Matahari maupun Gerhana Bulan. Namun ia memiliki sejumlah nilai sangat penting sepanjang sejarahnya.

Misalnya dalam hal penentuan jarak Bumi-Matahari yang lebih akurat. Jarak Bumi-Matahari menjadi komponen fundamental dalam memahami tata surya kita. Hukum Kepler III memperlihatkan hubungan antara jarak rata-rata atau setengah sumbu utama orbit (dinyatakan dalam satuan astronomi) sebuah benda langit pengorbit Matahari dengan periode revolusinya (dinyatakan dalam tahun Bumi atau tahun saja). 1 Satuan Astronomi (SA) adalah jarak rata-rata Bumi-Matahari. Salah satu cara untuk mengetahui nilai 1 SA adalah dengan pengukuran paralaks Matahari, yakni pengamatan Matahari dari minimal dua titik yang berbeda di Bumi (lebih baik jika kedua titik tersebut berselisih jarak sangat besar) pada waktu yang sama. Pengukuran paralaks seperti ini telah dimulai pada 23 abad silam, tepatnya di abad 3 STU oleh Aristarchus. Namun pengukuran yang tak akurat membuat Aristarchus mendapati 1 SA hanyalah sebesar 2,96 juta kilometer. Pengukuran ulang oleh Claudius Ptolomeus dalam seabad kemudian mendapatkan nilai 1 SA hanya 7,97 juta kilometer. Atau hanya 21 kali lipat jarak rata-rata Bumi-Bulan. Nilai 1 SA yang ‘kecil’ ini mungkin turut mendorong Ptolomeus mengapungkan model geosentrik dalam tata surya kita. Model yang bertahan hingga 17 abad kemudian.

Gambar 6. Contoh penggunaan teknik proyeksi teleskopik dengan menggunakan teleskop reflektor (pemantul) Newtonian. Teleskop diarahkan ke Matahari, sementara citra yang dihasilkan langsung disorotkan ke layar proyeksi (dalam hal ini sehelai kertas putih di papan tulis). Fokus okulernya diatur demikian rupa agar citra di layar proyeksi tajam. Payung digunakan untuk melindungi layar proyeksi sehingga kontrasnya lebih besar. Teknik ini digunakan dalam observasi Transit Venus 2012 di Gombong, Kabupaten Kebumen (Jawa Tengah) oleh Forum Kajian Ilmu Falak Gombong. Panah menunjukkan kedudukan Venus. Sumber: Sudibyo, 2012.

Gambar 6. Contoh penggunaan teknik proyeksi teleskopik dengan menggunakan teleskop reflektor (pemantul) Newtonian. Teleskop diarahkan ke Matahari, sementara citra yang dihasilkan langsung disorotkan ke layar proyeksi (dalam hal ini sehelai kertas putih di papan tulis). Fokus okulernya diatur demikian rupa agar citra di layar proyeksi tajam. Payung digunakan untuk melindungi layar proyeksi sehingga kontrasnya lebih besar. Teknik ini digunakan dalam observasi Transit Venus 2012 di Gombong, Kabupaten Kebumen (Jawa Tengah) oleh Forum Kajian Ilmu Falak Gombong. Panah menunjukkan kedudukan Venus. Sumber: Sudibyo, 2012.

Di awal mula berseminya fajar model heliosentrik, Copernicus melakukan pengukuran ulang paralaks Matahari. Ia mendapati nilai 1 SA yang tak jauh berbeda dari masa Ptolomeus, yakni 9,57 juta kilometer. Keadaan tak berubah hingga masa Edmund Halley (ya, sosoknyalah yang diabadikan sebagai nama komet legendaris itu). Memperbaiki gagasan James Gregory dari tahun 1663 TU, pada 1691 TU Halley memperhitungkan bahwa transit Merkurius atau Venus bisa dimanfaatkan untuk mengukur paralaks Matahari dengan akurasi jauh lebih tinggi dibanding era Copernicus. Ide Halley dipraktikkan dalam Transit Venus 1761 dan Transit Venus 1769. Inilah kesempatan dimana Jerome Lalande, setelah menganalisis data pengamatan transit tersebut, mendapatkan 1 SA adalah senilai 153 juta kilometer. Perhitungan ulang dengan memanfaatkan peristiwa transit sejenis yang berlangsung seabad kemudian, masing-masing Transit Venus 1874 dan Transit Venus 1882 membuat Simon Newcomb memperoleh nilai 1 SA yang lebih akurat lagi, yakni 149,59 juta kilometer. Inilah nilai modern untuk 1 Satuan Astronomi, yang telah disahihkan kembali lewat pengukuran-pengukuran berbasis wahana antariksa (wantariksa) yang diterbangkan ke planet-planet tetangga ataupun melanglang buana kita.

Sedikit berbeda dengan Transit Venus, awalnya Transit Merkurius agak sukar untuk diperhitungkan kejadiannya meski jauh lebih sering terjadi. Contoh menarik terjadi pada 1843 TU. Saat itu Urbain Le Verrier, sang penemu planet Neptunus secara matematis, memperlihatkan bahwa akan terjadi Transit Merkurius 1843. Namun kampanye observasi astronomi yang digalakkan tak mendeteksi kejadian tersebut. Transit Merkurius yang sesungguhnya justru baru terjadi dua tahun kemudian, yakni pada 9 Mei 1845 TU (waktu Indonesia) yang teramati di Australia. Keterlambatan ini mendorong Le Verrier mengapungkan gagasannya tentang adanya planet-tak-dikenal yang gravitasinya cukup kuat untuk memperlambat gerak Merkurius. Itulah yang kemudian dikenal sebagai Vulcan. Vulcan akhirnya tak pernah ditemukan (dan memang tak pernah ada), namun keganjilan kecil pada orbit Merkurius memang nyata adanya. Itulah presesi perihelion Merkurius. Kelak barulah setelah Albert Einstein menelurkan gagasan relativitas umumnya yang kesohor, terjadinya presesi perihelion Merkurius bisa dijelaskan. Presesi perihelion tersebut terjadi akibat melengkungnya ruang-waktu di sekeliling Matahari. Karena Merkurius menjadi planet terdekat dengan Matahari, maka ia yang paling merasakannya dibanding planet-planet lainnya.

Di masa kini, peristiwa Transit Merkurius menjadi sarana untuk menguji metode dan radas (instrumentasi) astronomi modern untuk menguak sistem keplanetan di luar tata surya kita. Perubahan sangat kecil yang dalam kecerlangan-nampak Matahari selama berlangsungnya Transit Merkurius akan membantu menemukan perubahan sejenis pada bintang tetangga yang memiliki planet-luartatasurya (eksoplanet) kecil. Demikian halnya pengukuran diameter sudut Merkurius saat transit dan pembandingannya dengan diameter Merkurius yang sesungguhnya akan sangat bermanfaat untuk menentukan ukuran eksoplanet kecil. Dengan kata lain, Transit Merkurius di era modern (seperti Transit Merkurius 2016) menjadi arena ujicoba untuk menemukan eksoplanet-eksoplanet yang lebih kecil di bintang-bintang tetangga kita.

Referensi :

Espenak. 2014. 2016 Transit of Mercury. Observer’s Handbook 2016, Royal Astronomical Society of Canada.

King. 1845. Observations transit of Mercury, May, 8, 1845. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 7 (Nov 1845), p.10.

Gunawan dkk. 2012. Kala Bintang Kejora Melintas Sang Surya, Transit Venus 2012. Buku elektronik, KafeAstronomi.com Publisher, 2012.

Bila Jupiter Dihantam Komet dan Asteroid

Gerrit Kernbauer mengira ia akan menjalani Rabu 16 Maret 2016 Tarikh Umum (TU) malam seperti halnya malam-malam sebelumnya. Kala itu ia telah menyiapkan kembali senjata utamanya, teleskop reflektor (pemantul) becermin obyektif 20 sentimeter dan telah dirangkai kamera CCD (charged couple device). Sasarannya mengamati langit malam kala kondisi memungkinkan. Rutinitas semacam ini sudah dijalani teknisi CAD (computer aided design) di industri logam Austria dengan penuh semangat dalam 17 tahun terakhir. Di sisi bayang-bayang Pegunungan Alpin di kota kecil Modling, pinggiran metropolitan Wina, Kernbauer menggelar teleskopnya di halaman belakang kediamannya. Sepanjang malam itu teleskopnya mengarah ke beragam sudut langit. Terutama ke Jupiter, salah satu permata di langit malam yang juga planet terbesar se-tata surya kita. Teleskopnya bekerja secara otomatis. Sementara kameranya langsung terhubung dengan komputer jinjing (laptop), memungkinkan merekam dan menyimpan hasilnya dalam format video secara otomatis pula.

Gambar 1. Jupiter, diabadikan pada 27 Oktober 2014 TU dinihari. Nampak dua garis kehitaman di cakram planet ini, yang adalah pita ekuatorial sisi utara (kiri bawah) dan pita ekuatorial sisi selatan (kanan atas).Lewat teleskop dan wantariksa, umat manusia telah mengungkap sedikitnya tujuh peristiwa tumbukan komet / asteroid di Jupiter, hingga 2016 TU ini. Sumber: Sudibyo, 2014.

Gambar 1. Jupiter, diabadikan pada 27 Oktober 2014 TU dinihari. Nampak dua garis kehitaman di cakram planet ini, yang adalah pita ekuatorial sisi utara (kiri bawah) dan pita ekuatorial sisi selatan (kanan atas).Lewat teleskop dan wantariksa, umat manusia telah mengungkap sedikitnya tujuh peristiwa tumbukan komet / asteroid di Jupiter, hingga 2016 TU ini. Sumber: Sudibyo, 2014.

Kernbauer sama sekali tak pernah menduga bahwa malam itu berbeda. Malam yang akan membuatnya dikenal seantero dunia. Semula ia sedikit kecewa kala mengecek hasil rekamannya dan mendapati kualitasnya tidaklah sebagus harapannya. Hari-hari pun berlalu sebelum Kernbauer memutuskan mulai menganalisis, lebih dari seminggu kemudian. Didapati bahwa pada 17 Maret 2016 TU pukul 07:18:33 WIB teleskopnya merekam hal yang nampaknya tak biasa di Jupiter. Ada kelipan cahaya sangat singkat yang menyeruak di pinggir timur cakram planet itu. Singkat, hanya 2 hingga 3 detik saja, namun sudah cukup membuatnya terhenyak. Sontak ingatannya terbayang pada peristiwa menggemparkan di pertengahan 1994 TU, yakni saat Jupiter dihantam oleh keping-keping komet Shoemaker-Levy 9.

Namun sebelumnya Kernbauer harus memastikan lebih dahulu bahwa kelipan cahaya yang direkamnya benar-benar berasal dari Jupiter. Bukan akibat fenomena di udara di atas Modling, ataupun gangguan pada teleskop/kamera Kernbauer sendiri. Segera ia memublikasikan video rekamannya ke media sosial. Gayung bersambut. Tak butuh waktu lama sebelum rekaman sejenis mengapung ke jagat maya. Adalah John McKeon, astronom amatir dari Swords di pinggiran metropolitan Dublin (Irlandia) yang juga mengamati Jupiter pada saat yang sama, yang mendukung Kernbauer. Lewat teleskop 28 sentimeter-nya, McKeon merekam kelipan yang sama pula. Dengan dua pengamat berbeda, yang terpisahkan oleh jarak lebih dari 1.600 kilometer satu dengan yang lain, maka jelas sudah kelipan tersebut adalah fenomena yang benar-benar terjadi di Jupiter. Mengacu pada enam fenomena sejenis yang pernah terjadi (dan dianalisis) sebelumnya, dapat dipastikan pula bahwa kelipan cahaya tersebut diakibatkan oleh kepingan asteroid/komet yang jatuh menghantam Jupiter!

Gambar 2. Kelipan cahaya dari tumbukan 17 Maret 2016 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi Gerrit Kernbauer (Austria) dan John McKeon (Irlandia) pada saat yang sama. Kedua citra telah menjalani pemrosesan citra yang cukup hati-hati untuk meningkatkan kualitasnya. Sumber: Sky & Telescope, 2016.

Gambar 2. Kelipan cahaya dari tumbukan 17 Maret 2016 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi Gerrit Kernbauer (Austria) dan John McKeon (Irlandia) pada saat yang sama. Kedua citra telah menjalani pemrosesan citra yang cukup hati-hati untuk meningkatkan kualitasnya. Sumber: Sky & Telescope, 2016.

Shoemaker-Levy 9

Sebagai planet terbesar dan termassif se-tata surya kita, Jupiter memiliki wajah ganda dalam hal perilakunya terhadap benda-benda langit mini anggota tata surya yang dikenal sebagai komet dan asteroid. Di satu sisi ia berperan menjadi penggembala kawanan asteroid atau komet, yang membuat mereka stabil di kawasannya masing-masing. Inilah yang membentuk Sabuk Asteroid Utama di antara orbit Mars-Jupiter dan Kelompok Asteroid Trojan Jupiter yang berbagi orbit dengan planet raksasa tersebut. Namun di sisi lain, Jupiter juga kerap iseng mengganggu orbit-orbit komet dan asteroid. Astronomi telah lama mengenal kelompok komet keluarga Jupiter, yakni komet-komet periodik dengan periode pendek (kurang dari 20 tahun). Ciri khasnya adalah senantiasa berada di bawah telapak kaki penjajahan gravitasi Jupiter sepanjang hayatnya. Terhadap komet-komet ini, Jupiter akan mengubah orbitnya secara perlahan-lahan hingga mereka mati akibat kehabisan substansi mudah menguap di parasnya, atau lenyap keluar dari tata surya kita atau bahkan lenyap dari tata surya akibat bertumbukan dengan Jupiter maupun planet lain. Hal yang sama juga berlaku untuk asteroid yang diganggu Jupiter, minus kehilangan substansi mudah menguapnya (yang tak dimiliki asteroid).

Peristiwa tumbukan yang paling terkenal sekaligus melegenda di masa astronomi modern adalah tumbukan komet Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2) dengan Jupiter. Peristiwa tersebut berlangsung pada 16 hingga 22 Juli 1994 TU. Komet ini ditemukan pada 23 Maret 1993 TU malam oleh pasangan suami-istri Eugene Shoemaker dan Carolyn Shoemaker serta koleganya David Levy di Observatorium Gunung Palomar, sehingga mendapatkan namanya sebagai komet Shoemaker-Levy 9. Sedari awal komet ini telah memperlihatkan pemandangan, berbentuk untaian mirip mutiara.

Gambar 3. Jupiter dan keping-keping inti komet Shoemaker-Levy 9, dua bulan sebelum tumbukan terjadi berdasarkan bidikan teleskop antariksa Hubble. Jupiter diabadikan pada 18 Mei 1994 TU sementara komet Shoemaker-Levy 9 sehari sebelumnya. Hasil kedua bidikan yang berbeda lantas digabung menjadi satu untuk keperluan ilustrasi. Sumber; NASA, 1994.

Gambar 3. Jupiter dan keping-keping inti komet Shoemaker-Levy 9, dua bulan sebelum tumbukan terjadi berdasarkan bidikan teleskop antariksa Hubble. Jupiter diabadikan pada 18 Mei 1994 TU sementara komet Shoemaker-Levy 9 sehari sebelumnya. Hasil kedua bidikan yang berbeda lantas digabung menjadi satu untuk keperluan ilustrasi. Sumber; NASA, 1994.

Observasi lebih lanjut dan analisisnya menghasilkan kesimpulan mengejutkan. Komet Shoemaker-Levy 9 menampakkan bentuk mirip mutiaranya karena inti kometnya telah terpecah-belah menjadi sedikitnya 21 kepingan besar. Lebih mengejutkan lagi, komet Shoemaker-Levy 9 tidaklah mengedari Matahari layaknya komet-komet lainnya, melainkan mengelilingi Jupiter hingga berperan sebagai satelit alaminya. Ia beredar mengelilingi Jupiter dengan periode 2 tahun dalam orbit sangat lonjong. Titik apojove-nya, yakni titik terjauh dari pusat Jupiter, adalah 49 juta kilometer atau masih lebih jauh ketimbang satelit alamiah terjauh Jupiter yakni S/2000 J2 yang memiliki apojove 37 juta kilometer. Sebaliknya titik perijove-nya, yakni titik terdekat dari pusat Jupiter, hanya sebesar 45.000 kilometer saja atau jauh lebih kecil ketimbang jari-jari Jupiter (yakni 70.000 kilometer). Dengan orbit seperti ini kesimpulan mengejutkan berikutnya pun muncul: komet Shoemaker-Levy 9 akan menumbuk Jupiter kala hendak menjangkau titik perijove orbitnya.

Analisis memperlihatkan bahwa 21 kepingan inti komet Shoemaker-Levy 9, yang dimensinya bervariasi antara sekecil 45 meter hingga sebesar 1.270 meter, sebelumnya telah melintas di titik perijove-nya yang sejarak hanya 110.000 kilometer dari pusat Jupiter atau hanya 40.000 kilometer dari parasnya. Momen itu terjadi pada 7 Juli 1992 TU. Dengan jarak sedekat itu, gaya tidal Jupiter berdampak menghancurkan sehingga inti komet pun terpecah-belah ke dalam 21 keping besar. Analisis lebih lanjut juga memperlihatkan komet Shoemaker-Levy 9 mungkin telah mengedari Jupiter sejak 1970 TU. Yakni tatkala ia terperangkap gravitasi Jupiter akibat melintas terlalu dekat hingga dipaksa untuk berubah total menjadi mengedari Jupiter. Semula komet ini mengelilingi Matahari sebagai komet keluarga Jupiter. Sejak 1970 TU itu komet Shoemaker-Levy 9 telah menyelesaikan 9 putaran mengelilingi Jupiter dalam orbit yang ganjil, yakni sangat lonjong, berinklinasi sangat besar dan sangat takstabil. Sebelum terpecah-belah, inti komet Shoemaker-Levy 9 mungkin berdiameter 1,4 kilometer.

Gambar 4. Saat-saat salah satu keping inti komet Shoemaker-Levy 9 menumbuk Jupiter, menghasilkan bola api tumbukan yang sangat terang dalam spektrum cahaya inframerah (kiri). Titik terang di di sisi kanan cakram Jupiter adalah Io, salah satu satelit alamiahnya. Sumber; Max Planck Instutite for Astronomy, 1994.

Gambar 4. Saat-saat salah satu keping inti komet Shoemaker-Levy 9 menumbuk Jupiter, menghasilkan bola api tumbukan yang sangat terang dalam spektrum cahaya inframerah (kiri). Titik terang di di sisi kanan cakram Jupiter adalah Io, salah satu satelit alamiahnya. Sumber; Max Planck Instutite for Astronomy, 1994.

Tumbukan akhirnya terjadi pula sesuai dengan yang diprakirakan sebelumnya, yakni pada 16 hingga 22 Juli 1994 TU. Peristiwa ini menyedot perhatian yang teramat besar. Inilah untuk pertama kalinya umat manusia menyaksikan langsung kedahsyatan tubrukan kosmik kala benda langit mini (dalam hal ini komet) menumbuk sebuah planet dengan kedahsyatan yang tak pernah terbayangkan sebelumnya. Bumi mengalami kejadian serupa 65 juta tahun silam, yang melumat habis kehidupan kawanan dinosaurus hingga punah beserta 75 % kelimpahan makhluk hidup lainnya dalam momen yang dikenal sebagai Peristiwa Kapur-Tersier. Keping-keping komet Shoemaker-Levy 9 berjatuhan ke Jupiter dengan kecepatan 60 km/detik (216.000 km/jam). Total energi kinetik yang dilepaskannya mencapai 300 ribu megaton TNT, atau setara dengan kedahsyatan Letusan Toba Muda 74.000 tahun silam. Tumbukan menghasilkan bercak-bercak hitam mirip mata bengkak, terbesar selebar 12.000 kilometer atau seukuran Bumi kita! Bercak-bercak ini bertahan hingga berbulan-bulan kemudian. Sementara efek dari tumbukan itu sendiri bahkan masih bisa diamati dari Bumi hingga 15 tahun kemudian dalam bentuk melimpahnya kadar air di atmosfer belahan Jupiter bagian selatan.

Gambar 5. Jejak tumbukan komet Shoemaker-Levy 9 di Jupiter. Kiri: bercak-bercak hitam jejak tumbukan sejumlah kepingan inti komet (dilabeli dengan huruf-huruf tertentu) di hemisfer selatan Jupiter. Diabadikan teleskop antariksa Hubble dalam spektrum sinar ultraungu (panjang gelombang 2.550 Angstrom) pada 21 Juli 1994 TU. Kanan: distribusi kerapatan molekul air (per sentimeter persegi) di Jupiter pada 2009 TU, diabadikan dengan teleskop antariksa Herschel. Nampak konsentrasi molekul air di hemisfer selatan Jupiter, jejak yang masih tersisa dari peristiwa tumbukan dahsyat 15 tahun sebelumnya. Sumber: NASA, 1994 & ESA, 2009.

Gambar 5. Jejak tumbukan komet Shoemaker-Levy 9 di Jupiter. Kiri: bercak-bercak hitam jejak tumbukan sejumlah kepingan inti komet (dilabeli dengan huruf-huruf tertentu) di hemisfer selatan Jupiter. Diabadikan teleskop antariksa Hubble dalam spektrum sinar ultraungu (panjang gelombang 2.550 Angstrom) pada 21 Juli 1994 TU. Kanan: distribusi kerapatan molekul air (per sentimeter persegi) di Jupiter pada 2009 TU, diabadikan dengan teleskop antariksa Herschel. Nampak konsentrasi molekul air di hemisfer selatan Jupiter, jejak yang masih tersisa dari peristiwa tumbukan dahsyat 15 tahun sebelumnya. Sumber: NASA, 1994 & ESA, 2009.

Asteroid

Selain tumbukan komet Shoemaker-Levy 9 pada 1994 TU, Jupiter sesungguhnya telah teramati mengalami peristiwa tumbukan dengan benda langit mini hingga sedikitnya enam kali (terhitung sebelum 2016 TU). Peristiwa tumbukan pertama terjadi pada 5 Maret 1981 TU. Peristiwa itu sempat diindra wantariksa (wahana antariksa) Voyager 2 pasca melintas dekat Jupiter dalam perjalanannya mengarungi tata surya kita. Voyager 2 merekam kelipan redup, yang kemudian diidentifikasi sebagai meteor di Jupiter. Analisis memperlihatkan meteor tersebut semula adalah meteoroid yang mungkin berasal dari kepingan asteroid ataupun komet mati. Meteoroid ini kecil saja, diameternya hanya 44 sentimeter (apabila dari komet mati) dengan massa hanya 11 kilogram. Saat memasuki atmosfer Jupiter, ia melepaskan energi kinetik 5.000 kilogram TNT atau setara bom konvensional di Bumi.

Gambar 6. Dinamisnya bercak hitam jejak Tumbukan Wesley dalam 10 hari pertama, diabadikan teleskop IRTF NASA di Hawaii (Amerika Serikat) dan teleskop Carlos Sanchez di Canary (Spanyol) secara terpisah pada spektrum sinar inframerah dekat. Nampak perubahan bentuk bercak dari hari ke hari yang disebabkan oleh sirkulasi dalam atmosfer Jupiter. Sumber: Sanchez-Lavega dkk, 2011.

Gambar 6. Dinamisnya bercak hitam jejak Tumbukan Wesley dalam 10 hari pertama, diabadikan teleskop IRTF NASA di Hawaii (Amerika Serikat) dan teleskop Carlos Sanchez di Canary (Spanyol) secara terpisah pada spektrum sinar inframerah dekat. Nampak perubahan bentuk bercak dari hari ke hari yang disebabkan oleh sirkulasi dalam atmosfer Jupiter. Sumber: Sanchez-Lavega dkk, 2011.

Peristiwa kedua adalah tumbukan komet Shoemaker-Levy 9. Sementara peristiwa ketiga adalah kejadian 19 Juli 2009 TU, yang tak kalah menyita perhatian. Ia dikenal sebagai Tumbukan Wesley karena pertama kali dilaporkan Anthony Wesley, pemrogram komputer yang juga astronom amatir dari Murrumbateman (Australia). Selagi mengamati Jupiter dengan teleskop refraktor (pembias) berlensa obyektif 38 sentimeter yang terhubung kamera, Wesley menyadari hadirnya bercak hitam di hemisfer selatan Jupiter pada pukul 20:30 WIB. Observasi lebih lanjut melalui Teleskop Keck dan IRTF (infra red telescope facility) NASA, keduanya bertempat di puncak Gunung Manua Kea di Kepulauan Hawaii (Amerika Serikat), memastikan eksistensi bercak hitam yang dilaporkan Wesley. Bercak tersebut mengandung tanda-tanda yang serupa dengan bercak-bercak produk tumbukan komet Shoemaker-Levy 9 tepat 15 tahun sebelumnya. Sehingga jelas berasal dari peristiwa tumbukan.

Observasi lebih lanjut dan analisisnya memperlihatkan Tumbukan Wesley disebabkan oleh sekeping asteroid, terlihat dari jejak kaya silikat, silika dan hidrokarbon yang tertinggal dalam bercak serta minimnya karbon monoksida. Asteroid tersebut berukuran 500 meter dengan massa 65 juta ton. Ia jatuh menumbuk sisi jauh Jupiter, yakni hemisfer Jupiter yang sedang mengalami malam hari. Kejadian itu berlangsung dalam rentang waktu antara pukul 16:00 hingga 18:00 WIB. Wesley menjadi sosok pertama yang beruntung menyaksikan jejak tumbukannya. Tumbukan melepaskan energi luar biasa besar, yakni 28.000 megaton TNT atau hampir menyamai energi Letusan Tambora 1815. Tumbukan menciptakan bercak hitam seluas 190 juta kilometer persegi, atau seukuran Samudera Pasifik di Bumi. Area tersebut terpanaskan hingga 3° sampai 4° Celcius di atas suhu normalnya. Tumbukan Wesley sekaligus menjungkirbalikkan anggapan semula yang telah berakar kuat, dimana peluang guna mendeteksi peristiwa tumbukan di Jupiter berbasis teleskop kecil hingga medium (yang banyak digunakan kalangan astronom amatir) dianggap mustahil.

Wesley jugalah yang pertama kali mendeteksi adanya peristiwa tumbukan keempat. Yakni kala ia merekam kelipan cahaya singkat di dekat pinggir barat cakram Jupiter pada 4 Juni 2010 TU pukul 03:31 WIB. Wesley menggunakan radas (instrumen) yang sama persis dengan saat ia mendeteksi peristiwa tumbukan setahun sebelumnya. Namun berbeda dengan peristiwa Tumbukan Wesley, kali ini kelipan cahaya singkat itu tak diikuti munculnya fenomena bercak hitam atau sejenisnya. Mujurnya tak hanya Wesley yang merekam peristiwa ini. Seorang Christopher Go, astronom amatir dari Cebu (Filipina), pun mengamati Jupiter pada saat yang sama. Go bersenjatakan teleskop 28 sentimeter yang dilengkapi kamera. Rekamannya juga memperlihatkan kelipan cahaya singkat, pada waktu yang persis sama dengan hasil rekaman Wesley.

Gambar 7. Kelipan cahaya dari tumbukan 4 Juni 2010 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi Anthony Wesley (Australia) dan Christopher Go (Filipina) pada saat yang sama. Kedua citra telah menjalani pemrosesan citra untuk meningkatkan kualitasnya. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Gambar 7. Kelipan cahaya dari tumbukan 4 Juni 2010 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi Anthony Wesley (Australia) dan Christopher Go (Filipina) pada saat yang sama. Kedua citra telah menjalani pemrosesan citra untuk meningkatkan kualitasnya. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Berbekal dua rekaman video yang berbeda ini, maka kejadian tumbukan di Jupiter dapat dipastikan. Kelipan cahaya singkat tersebut adalah meteor-terang (fireball) di Jupiter. Semula ia merupakan meteoroid yang berasal dari kepingan asteroid ataupun komet mati. Diameter meteoroidnya adalah 18,2 meter (apabila dari komet mati), atau setara dengan meteoroid penyebab Peristiwa Chelyabinsk 2013. Dengan massa 790 ton, meteoroid ini melepaskan energi 340 kiloton TNT saat memasuki atmosfer Jupiter sebagai meteor-terang. Sukses Wesley dan Go memperlihatkan bahwa kini manusia memiliki peluang untuk mendeteksi tumbukan benda langit di Jupiter meski meteoroidnya relatif kecil.

Peristiwa tumbukan kelima juga terjadi pada 2010 TU, tepatnya pada 21 Agustus 2010 TU pukul 01:21 WIB. Kali ini giliran para astronom amatir Jepang yang tampil ke panggung. Awalnya Masayuki Takichawa dari Kumamoto yang melaporkan terdeteksinya kelipan cahaya singkat, pada posisi hampir di tengah cakram Jupiter, saat merekam planet itu dengan bersenjatakan teleskop refraktor berlensa obyektifnya 15 sentimeter dan terhubung kamera. Berjam-jam kemudian, konfirmasi datang dari dua astronom amatir berbeda, yakni dari Kazuo Aoki dari Tokyo dan Masayuki Ichimaru dari Toyama. Aoki dan Ichimaru masing-masing menggunakan teleskop refraktor berlensa obyektif berdiameter 23,5 sentimeter dan 12,5 sentimeter (!). Konfirmasi keempat datang dari Takanori Wakamatsu dari Arita. Dengan rekaman yang melimpah, kini dipahami bahwa peristiwa tersebut disebabkan oleh tumbukan meteoroid yang berasal dari kepingan asteroid ataupun komet mati. Diameternya sebesar 16,7 meter (apabila dari komet mati) dengan massa 608 ton. Saat masuk ke atmosfer Jupiter sebagai meteor-terang, ia melepaskan energi hingga 260 kiloton TNT atau 13 kali lebih dahsyat ketimbang letusan bom nuklir Hiroshima.

Gambar 8. Kelipan cahaya dari tumbukan 21 Agustus 2010 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi Masayuki Takichawa, Kazuo Aoki dan Masayuki Ichimaru (ketiganya dari Jepang). Ketiga citra telah menjalani pemrosesan citra untuk meningkatkan kualitasnya. Benda langit kecil di sisi kanan bawah citra Takichawa dan Aoki adalah Ganymede, satelit alamiah terbesar Jupiter. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Gambar 8. Kelipan cahaya dari tumbukan 21 Agustus 2010 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi Masayuki Takichawa, Kazuo Aoki dan Masayuki Ichimaru (ketiganya dari Jepang). Ketiga citra telah menjalani pemrosesan citra untuk meningkatkan kualitasnya. Benda langit kecil di sisi kanan bawah citra Takichawa dan Aoki adalah Ganymede, satelit alamiah terbesar Jupiter. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Dan peristiwa yang terakhir, yakni peristiwa tumbukan keenam, terjadi pada 2012 TU. Tepatnya pada 10 September 2012 pukul 18:35 WIB. Kali ini astronom-astronom amatir Amerika Serikat yang kebagian peranan. Dan berbeda dengan lima peristiwa sebelumnya, peristiwa keenam ini menjadi momen teramatinya tumbukan di Jupiter secara langsung (lewat mata) tanpa rekaman video. Adalah Dan Peterson dari kota kecil Racine (negara bagian Wisconsin) yang berkesempatan menyaksikannya melalui teleskop reflektor becermin obyektif 25 sentimeter. Kelipan cahaya singkat itu berdurasi 2 detik dan terjadi di tepi timur cakram Jupiter. Kelipan tersebut memiliki magnitudo semu sekitar +6, hampir setara magnitudo semu Europa (salah satu satelit alamiah Jupiter) yang ada didekatnya. Berjam-jam kemudian, rekaman videonya diunggah seorang George Hall dari kota Dallas (negara bagian Texas). Dengan rekaman ini maka kejadian tersebut dapat dianalisis lebih lanjut. Peristiwa tumbukan keenam tersebut disebabkan oleh meteoroid berdiameter 19,3 meter (apabila dari komet mati) dengan massa 940 ton yang masuk ke atmosfer Jupiter. Ia melepaskan energi hingga 405 kiloton TNT atau 20 kali lebih dahsyat ketimbang letusan bom nuklir Hiroshima.

Gambar 9. Kelipan cahaya dari tumbukan 10 September 2012 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi George Hall (Amerika Serikat). Citra ini telah menjalani pemrosesan untuk meningkatkan kualitasnya. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Gambar 9. Kelipan cahaya dari tumbukan 10 September 2012 di Jupiter dalam citra yang diekstrak dari rekaman observasi George Hall (Amerika Serikat). Citra ini telah menjalani pemrosesan untuk meningkatkan kualitasnya. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Kekerapan

Rekaman hasil observasi Kernbauer dan McKeon memang belum masuk ke meja analisis. Tetapi karena mengandung ciri-ciri yang mirip dengan sedikitnya tiga peristiwa tumbukan terakhir di Jupiter, maka diduga kuat apa yang terekam dalam observasi Kernbauer dan McKeon adalah sebuah peristiwa tumbukan. Jika benar demikian, maka inilah peristiwa tumbukan ketujuh yang pernah teramati umat manusia di Jupiter.

Bagaimana nasib meteoroid, baik yang berasal dari komet maupun asteroid, kala menumbuk Jupiter? Meski dimensinya jauh lebih besar ketimbang Bumi dan demikian halnya massanya, Jupiter bukanlah planet seperti Bumi. Ia tidak memiliki paras (permukaan) keras layaknya Bumi. Struktur Jupiter berlapis-lapis, terbentuk oleh gas yang sifatnya bergantung pada tekanannya. Apa yang selama ini disebut paras Jupiter sejatinya adalah titik-titik yang memiliki tekanan gas 1 bar (setara tekanan atmosfer di paras Bumi). Dari paras ini hingga ke kedalaman tertentu Jupiter masih tetap merupakan lapisan gas. Tekanan gas dalam lapisan gas ini kian membesar sering bertambahnya kedalaman. Saat tekanannya cukup besar, di bawah lapisan gas ini mulailah eksis lapisan Hidrogen cair. Lapisan ini terbentuk tatkala besarnya tekanan gas menyebabkan molekul-molekul gas dipaksa saling mendekat sangat rapat. Di bawah lapisan Hidrogen cair ini terdapat lapisan Hidrogen metalik cair. Pada lapisan ini tekanan gasnya telah demikian besar, yakni minimal 250.000 atmosfer. Tekanan sebesar itu membuat Hidrogen cair mulai menampakkan sifat-sifat ikatan logam, karena inti-inti atom Hidrogennya telah kehilangan ikatan terhadap elektron-elektronnya. Lapisan ini bersifat penghantar listrik. Barulah di bawah lapisan ini, tepatnya di pusat Jupiter, kita akan bersua dengan satu-satunya bagian Jupiter yang padat. Yakni inti Jupiter.

Gambar 10. Bagaimana nasib sebuah meteoroid kecil yang menerobos masuk ke dalam atmosfer Jupiter dalam simulasi Hueso dkk (2013). 0,1 detik setelah memasuki atmosfer, meteoroid berubah menjadi meteor-terang dengan bentuk yang masih utuh di elevasi sekitar 204 kilometer dpj sembari mulai menghamburkan sebagian massanya dan hempasan gelombang kejut ke atmosfer. 0,5 detik setelah memasuki atmosfer, meteor-terang mulai memipih di elevasi sekitar 175 kilometer dpj. Kuantitas hamburan massa dan gelombang kejutnya kian meningkat. 0,75 detik setelah memasuki atmosfer, meteor-terang telah terfragmentasi demikian brutal di elevasi sekitar 160 kilometer dpj. 1,25 detik setelah memasuki atmosfer, meteor-terang telah teruapkan tak bersisa di elevasi sekitar 130 kilometer dpj. Hanya gelombang kejutnya yang masih menjalar. 1,6 detik setelah memasuki atmosfer, baik meteor-terang maupun gelombang kejutnya telah benar-benar menghilang di dalam atmosfer Jupiter. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Gambar 10. Bagaimana nasib sebuah meteoroid kecil yang menerobos masuk ke dalam atmosfer Jupiter dalam simulasi Hueso dkk (2013). 0,1 detik setelah memasuki atmosfer, meteoroid berubah menjadi meteor-terang dengan bentuk yang masih utuh di elevasi sekitar 204 kilometer dpj sembari mulai menghamburkan sebagian massanya dan hempasan gelombang kejut ke atmosfer. 0,5 detik setelah memasuki atmosfer, meteor-terang mulai memipih di elevasi sekitar 175 kilometer dpj. Kuantitas hamburan massa dan gelombang kejutnya kian meningkat. 0,75 detik setelah memasuki atmosfer, meteor-terang telah terfragmentasi demikian brutal di elevasi sekitar 160 kilometer dpj. 1,25 detik setelah memasuki atmosfer, meteor-terang telah teruapkan tak bersisa di elevasi sekitar 130 kilometer dpj. Hanya gelombang kejutnya yang masih menjalar. 1,6 detik setelah memasuki atmosfer, baik meteor-terang maupun gelombang kejutnya telah benar-benar menghilang di dalam atmosfer Jupiter. Sumber: Hueso dkk, 2013.

Dengan dominasi gas di parasnya, bagaimana nasib sebuah meteoroid yang jatuh menumbuk Jupiter?

Pada dasarnya mirip dengan apa yang terjadi di Bumi. Saat sebuah meteoroid kecil, yakni yang diameternya kurang dari 20 meter, menerobos masuk atmosfer Jupiter maka simulasi Hueso dkk (2013) memperlihatkan ia akan mulai terpecah-belah (terfragmentasi) sejak elevasi sekitar 160 kilometer dpj (dari paras Jupiter). Fragmentasi itu kian brutal hingga mencapai puncaknya pada elevasi sekitar 120 kilometer dpj. Setiap pecahan lantas akan teruapkan oleh tekanan ram yang terbentuk. Pecahan terakhir akan sepenuhnya menghilang dalam rentang elevasi antara 100 hingga 80 kilometer dpj. Seluruh material meteoroid kecil lantas tercampur-baur dengan gas-gas dalam Jupiter. Pada meteoroid lebih besar atau bahkan raksasa, misalnya seperti dalam tumbukan komet Shoemaker-Levy 9, meteoroid menembus jauh lebih dalam lagi. Dan bahkan bisa mencapai paras Jupiter ataupun menembus lebih dalam lagi ke dalam lapisan gas. Namun tiadanya permukaan padat membuat hantaman meteroid raksasa pun tak meninggalkan jejak kawah. Hanya material meteoroidnya yang terdispersi ke dalam atmosfer atau lapisan gas untuk kemudian tersebar seiring dinamika atmosfer Jupiter.

Seberapa sering Jupiter menghadapi tumbukan meteoroid kecil? Menurut simulasi Hueso dkk, jika ukuran meteoroidnya ada di antara 5 hingga 20 meter dan bila menggunakan radas observasi astronomi amatir seperti saat ini, maka kekerapan tumbukan di Jupiter yang berpotensi untuk diamati adalah antara 12 hingga 60 kali per tahun. Sebanyak inilah jumlah kejadian tumbukan di Jupiter yang bisa disaksikan manusia, tentunya dalam kondisi ideal. Yakni kala langit benar-benar cerah dan gangguan polusi cahaya minimal.

Referensi :

Beatty. 2016. Another Impact on Jupiter? Sky & Telescope 29 March 2016, Observing News & Celestial Events.

Hueso dkk. 2013. Impact Flux on Jupiter, from Superbolides to Large Scale Collisions. Astronomy & Astrophysics vol. 560, no. A55 (2013), 14 pp.

Crawford. 1997. Comet Shoemaker-Levy 9 Fragment Size and Mass Estimates from Light Flux Observations. 28th Lunar and Planetary Science Conference, conference paper, p.267.

Cavalie dkk. 2013. Spatial Distribution of Water in the Stratosphere of Jupiter from Herschel HIFI and PACS Observations. Astronomy & Astrophysics vol. 553, no. A21 (2013), 16 pp.

Sanchez-Lavega dkk. 2011. Longterm Evolution of the Aerosol Debris Cloud Produced by the 2009 Impact of Jupiter. Icarus, vol. 214 no. 2 (August 2011), p 462-476.

Gerhana Bulan Penumbral 23 Maret 2016, Gerhana yang tak Diikuti Shalat Gerhana

Rabu 23 Maret 2016 senja. Jika Matahari terbenam, atau azan Maghrib telah berkumandang, layangkanlah pandangan mata anda ke arah timur. Bila langit cerah atau berbalut sedikit awan, akan terlihat Bulan mengapung rendah di atas ufuk timur. Sekilas pandang, kita akan melihatnya sebagai Bulan bulat bundar penuh khas purnama. Tetapi sesungguhnya sejak terbit hingga pukul 20:53 WIB nanti, Bulan sedang dalam kondisi gerhana Bulan. Inilah gerhana unik yang bernama resmi Gerhana Bulan Penumbral, atau kadang disebut juga gerhana Bulan samar. Inilah jenis Gerhana Bulan yang tak akrab bagi telinga kita. Sebab dalam gerhana jenis ini, jangankan menyaksikan Bulan menghilang sepenuhnya bergantikan obyek sangat redup berwarna kemerah-merahan dalam puncak gerhananya, Bulan setengah meredup pun tak bakal dijumpai.

Gambar 1. Bulan saat mengalami fase gerhana penumbral (kiri) dan purnama pasca gerhana (kanan), diabadikan dengan teleskop yang terangkai kamera dalam momen Gerhana Bulan 4 April 2015 silam. Nampak Bulan sedikit menggelap di sudut kanan atasnya pada saat fase penumbral terjadi. Secara kasat mata penggelapan ini tak teramati. Sumber: Sudibyo, 2016.

Gambar 1. Bulan saat mengalami fase gerhana penumbral (kiri) dan purnama pasca gerhana (kanan), diabadikan dengan teleskop yang terangkai kamera dalam momen Gerhana Bulan 4 April 2015 silam. Nampak Bulan sedikit menggelap di sudut kanan atasnya pada saat fase penumbral terjadi. Secara kasat mata penggelapan ini tak teramati. Sumber: Sudibyo, 2016.

Lah bagaimana bisa Bulan yang tampak sebagai purnama sesungguhnya sedang mengalami gerhana? Pada dasarnya peristiwa Gerhana Bulan terjadi tatkala tiga benda langit dalam tata surya kita yakni Matahari, Bulan dan Bumi tepat berada dalam satu garis lurus secara tiga dimensi. Atau dalam istilah teknisnya mereka membentuk konfigurasi syzygy. Di tengah-tengah konfigurasi tersebut terletak Bumi. Akibatnya pancaran sinar Matahari yang seharusnya tiba di paras Bulan terhalangi oleh Bumi. Sehingga membuat Bulan tak memperoleh sinar Matahari yang mencukupi. Atau bahkan tak mendapatkannya sama sekali untuk periode waktu tertentu.

Sebagai imbasnya, Bulan yang sejatinya sedang berada dalam fase Bulan purnama pun temaram atau bahkan sangat redup kemerah–merahan dalam beberapa jam kemudian. Sedikit berbeda dengan Gerhana Matahari, Gerhana Bulan memiliki wilayah gerhana cukup luas meliputi lebih dari separuh bola Bumi yang sedang berada dalam suasana malam. Karena garis tengah Matahari jauh lebih besar ketimbang Bumi, maka Bumi tak sepenuhnya menghalangi pancaran sinar Matahari yang menuju ke Bulan. Sehingga bakal masih ada bagian sinar Matahari yang lolos meski intensitasnya berkurang. Ini membuat wilayah gerhana Bulan pun terbagi ke dalam zona penumbra (bayangan tambahan) dan zona umbra (bayangan utama).

Jenis

Bagaimana gerhana samar yang unik ini bisa terjadi? Pada dasarnya ada tiga jenis Gerhana Bulan. Yang pertama adalah Gerhana Bulan Total (GBT), terjadi kala bayangan utama Bumi sepenuhnya menutupi cakram Bulan tanpa terkecuali. Sehingga Bulan akan nyaris menghilang sepenuhnya saat puncak gerhana tiba, menampakkan diri sebagai benda langit sangat redup berwarna kemerah–merahan. Yang kedua adalah Gerhana Bulan Sebagian (GBS), terjadi kala bayangan utama Bumi tak sepenuhnya menutupi cakram Bulan. Akibatnya Bulan hanya akan lebih redup dan terlihat ‘robek’ di salah satu sisinya dengan persentase tertentu di puncak gerhana. Dan yang terakhir adalah Gerhana Bulan Penumbral (GBP) atau gerhana Bulan samar, yang bisa terjadi kala hanya bayangan tambahan Bumi yang menutupi cakram Bulan, baik menutupi sepenuhnya maupun separo. Tak ada bayangan utama Bumi yang turut menutupi. Dalam gerhana samar ini, Bulan masih tetap mendapatkan sinar Matahari meski intensitasnya sedikit lebih rendah dibanding seharusnya.

Bila Gerhana Bulan Total dan Gerhana Bulan Sebagian mudah diidentifikasi secara kasat mata, tidak demikian halnya dengan Gerhana Bulan Penumbral. Dalam pandangan mata kita, kala Gerhana Bulan Penumbral terjadi Bulan akan tetap terlihat bulat bundar penuh sebagai purnama. Hanya melalui teleskop yang dilengkapi kamera memadai sajalah fenomena gerhana Bulan samar ini bisa disaksikan.

Gerhana Bulan 23 Maret 2016 merupakan gerhana Bulan samar, yang terjadi sebagai konsekuensi dari Gerhana Matahari 9 Maret 2016 tepat 14 hari sebelumnya. Ya, ada hubungan antara dua gerhana tersebut. Pada dasarnya tidak setiap saat purnama diikuti dengan peristiwa Gerhana Bulan, meskipun Gerhana Bulan selalu terjadi tepat pada saat Bulan purnama. Musababnya adalah orbit Bulan yang tak berimpit dengan ekliptika (bidang edar Bumi mengelilingi Matahari), melainkan membentuk sudut sebesar 5°. Karena menyudut seperti ini maka terdapat dua titik potong antara orbit Bulan dan ekliptika, yang dinamakan titik nodal. Mengikuti arah gerak Bulan dalam mengelilingi Bumi, maka kedua titik nodal tersebut terdiri dari titik nodal naik (ascending node) dan titik nodal turun (descending node).

Gambar 2. Peta wilayah Gerhana Bulan Penumbral 23 Maret 2016 untuk lingkup global. Perhatikan bahwa hanya di wilayah A dan B (baik B1 maupun B2) saja Gerhana Bulan ini bisa dilihat, sepanjang langit tak berawan. Sumber: Sudibyo, 2016.

Gambar 2. Peta wilayah Gerhana Bulan Penumbral 23 Maret 2016 untuk lingkup global. Perhatikan bahwa hanya di wilayah A dan B (baik B1 maupun B2) saja Gerhana Bulan ini bisa dilihat, sepanjang langit tak berawan. Sumber: Sudibyo, 2016.

Tidak setiap saat purnama terjadi bertepatan dengan Bulan menempati salah satu dari dua titik nodal ini. Namun begitu Bulan berada di titik ini atau hanya didekatnya saja saat purnama terjadi, peristiwa Gerhana Bulan pun berlangsung. Saat Bulan menempati salah satu titik nodalnya pada saat purnama, maka berselisih setengah bulan kalender kemudian maupun sebelumnya Bulan juga menempati titik nodalnya yang lain bertepatan dengan momen Bulan baru. Inilah yang menyebabkan peristiwa Gerhana Matahari. Dengan kekhasan tersebut, tiap kali terjadi sebuah peristiwa Gerhana Matahari (dimanapun tempatnya di Bumi), maka 14 hari sebelumnya atau 14 hari sesudahnya bakal terjadi Gerhana Bulan. Pada saat tertentu yang jarang terjadi, sebuah peristiwa Gerhana Matahari bahkan bisa didahului dengan Gerhana Bulan pada 14 hari sebelumnya dan diikuti lagi dengan Gerhana Bulan yang lain 14 hari sesudahnya. Jadi ada tiga gerhana berturut-turut, membentuk sebuah parade gerhana.

Indonesia

Gerhana Bulan Penumbral 23 Maret 2016 hanya terdiri dari tiga tahap. Tahap pertama adalah awal gerhana atau kontak awal penumbra (P1) yang terjadi pada pukul 16:40 WIB. Sementara tahap kedua adalah puncak gerhana, yang terjadi pada pukul 18:47 WIB. Magnitudo gerhana saat puncak adalah 0,77. Artinya 77 % cakram Bulan pada saat itu tercakup ke dalam bayangan tambahan Bumi. Dan yang terakhir adalah tahap akhir gerhana atau kontak akhir penumbra (P4) yang terjadi pukul 20:53 WIB. Dengan demikian durasi gerhana Bulan samar ini mencapai 4 jam 13 menit.

Wilayah gerhana untuk Gerhana Bulan Penumbral 23 Maret 2016 melingkupi sebagian besar benua Asia, Australia dan sebagian besar benua Amerika. Hanya Eropa, Afrika, kawasan Timur Tengah dan separuh Brazil yang tak tercakup ke dalam zona gerhana ini. Jika ditelaah lebih detil lagi, wilayah gerhana terbagi menjadi tiga sub-area. Sub-area pertama (sub area A) mengalami seluruh tahap gerhana secara utuh sehingga durasi-tampak di sini setara dengan durasi gerhana. Sub-area ini hanya meliputi Jepang, Indonesia bagian timur, Papua Nugini, sebagian besar Australia, Selandia Baru, Alaska (Amerika Serikat) dan sebagian Canada. Sementara sub-area kedua adalah yang mengalami gerhana secara tak utuh karena gerhana sudah terjadi sebelum Bulan terbit setempat (sub-area B1). Dengan demikian durasi-tampak gerhana pun lebih kecil ketimbang durasi gerhana. Sub-area ini meliputi mayoritas Asia dan sebagian Australia (bagian barat). Dan sub-area ketiga juga mengalami gerhana secara tak utuh, namun karena gerhana belum berakhir meski Bulan sudah terbenam setempat (sub-area B2). Dengan demikian durasi-tampak gerhana pun lebih kecil ketimbang durasi gerhana. Sub-area ini meliputi mayoritas Amerika saja.

Gambar 3. Peta wilayah Gerhana Bulan Penumbral 23 Maret 2016 untuk Indonesia. Garis P1 adalah garis yang menghubungkan titik-titik dimana kontak awal penumbra terjadi tepat pada saat Bulan terbit. Sementara garis puncak menghubungkan titik-titik yang mengalami puncak gerhana tepat pada saat Bulan terbit. Seluruh Indonesia mampu menyaksikan peristiwa Gerhana Bulan ini, sepanjang langit tak berawan. Sumber: Sudibyo, 2016.

Gambar 3. Peta wilayah Gerhana Bulan Penumbral 23 Maret 2016 untuk Indonesia. Garis P1 adalah garis yang menghubungkan titik-titik dimana kontak awal penumbra terjadi tepat pada saat Bulan terbit. Sementara garis puncak menghubungkan titik-titik yang mengalami puncak gerhana tepat pada saat Bulan terbit. Seluruh Indonesia mampu menyaksikan peristiwa Gerhana Bulan ini, sepanjang langit tak berawan. Sumber: Sudibyo, 2016.

Indonesia secara umum terbelah menjadi dua. Garis P4, yakni himpunan titik-titik yang mengalami terbitnya Bulan bersamaan dengan awal gerhana, melintas mulai dari sisi barat kepulauan Halmahera di utara, sisi timur Pulau Buru di tengah dan ujung timor pulau Timor di selatan. Seluruh wilayah yang terletak di sebelah timur garis ini tercakup ke dalam sub-area A sehingga mengalami gerhana secara utuh. Termasuk ke dalam kawasan ini adalah segenap pulau Irian, kepulauan Halmahera dan kepulauan Maluku. Hanya di tempat–tempat inilah gerhana terjadi setelah Bulan terbit (atau setelah Matahari terbenam). Sementara sisa Indonesia lainnya harus berpuas diri mengalami gerhana Bulan samar yang tak utuh karena tergolong ke dalam sub-area B1. Bahkan di kota Aceh (propinsi Aceh), Bulan terbit bersamaan dengan puncak gerhana.

Sesuai namanya, gerhana Bulan samar ini nyaris tak dapat dibedakan dengan Bulan purnama biasa. Butuh teleskop dengan kemampuan baik untuk dapat melihatnya. Untuk memotretnya, butuh kamera dengan pengaturan (setting) yang lebih kompleks dan bisa disetel secara manual. Dalam puncak gerhana Bulan samar, jika cara pengaturan kamera kita tepat maka Bulan akan terlihat menggelap di salah satu sudutnya. Detail teknis pemotretan untuk mengabadikan gerhana ini dengan menggunakan kamera DSLR (digital single lens reflex) tersaji berikut ini :

Sayangnya, prakiraan cuaca mengindikasikan sebagian besar Indonesia mungkin tak berpeluang menyaksikan gerhana unik ini. Kanal SADEWA (Satellite Disaster Early Warning System) dari LAPAN (Lembaga Antariksa dan Penerbangan Nasional) mengindikasikan bahwa pada 23 Maret 2016 senja sebagian besar Indonesia diliputi tutupan awan. Tak hanya itu, potensi hujan pun ada dan bahkan di beberapa tempat diprakirakan mengalami hujan deras.

Gambar 4. Prakiraan tutupan awan di Indonesia pada 23 Maret 2016 TU pukul 18:00 WIB berdasarkan analisis kanal SADEWA di LAPAN. Nampak sebagian besar Indonesia tertutupi awan. Sumber: LAPAN, 2016.

Gambar 4. Prakiraan tutupan awan di Indonesia pada 23 Maret 2016 TU pukul 18:00 WIB berdasarkan analisis kanal SADEWA di LAPAN. Nampak sebagian besar Indonesia tertutupi awan. Sumber: LAPAN, 2016.

Tanpa Shalat Gerhana

Meski tak familiar di telinga kita, namun gerhana Bulan samar bukanlah fenomena yang jarang terjadi. Sepanjang 2016 Tarikh Umum (TU) ini akan terjadi empat gerhana, masing–masing dua gerhana Bulan dan dua gerhana Matahari. Dan seluruh gerhana Bulan di tahun ini merupakan gerhana Bulan samar.

Bagi Umat Islam ada anjuran untuk menyelenggarakan shalat gerhana baik di kala terjadi peristiwa Gerhana Matahari maupun Gerhana Bulan. Tapi hal tersebut tak berlaku dalam kejadian Gerhana Bulan Penumbral ini. Musababnya gerhana Bulan samar dapat dikatakan mustahil untuk bisa diindra dengan mata manusia secara langsung. Padahal dasar penyelenggaraan shalat gerhana adalah saat gerhana tersebut dapat dilihat, seperti dinyatakan dalam hadits Bukhari, Muslim dan Malik yang bersumber dari Aisyah RA. Pendapat ini pula yang dipegang oleh dua ormas Islam terbesar di Indonesia, yakni Nahdlatul ‘Ulama dan Muhammadiyah. Keduanya sepakat bahwa saat gerhana tak bisa disaksikan (secara langsung), maka shalat gerhana tak dilaksanakan.

Gambar 5. Prakiraan curah hujan (resolusi 5 kilometer) di Indonesia pada 23 Maret 2016 TU pukul 18:00 WIB berdasarkan analisis kanal SADEWA di LAPAN. Semakin gelap maka semakin deras hujan yang diprakirakan bakal turun. Nampak hujan diprakirakan bakal terjadi di hampir segenap pulau Sumatra dan sebagian pulau Jawa (kecuali Jawa bagian tengah). Sumber: LAPAN, 2016.

Gambar 5. Prakiraan curah hujan (resolusi 5 kilometer) di Indonesia pada 23 Maret 2016 TU pukul 18:00 WIB berdasarkan analisis kanal SADEWA di LAPAN. Semakin gelap maka semakin deras hujan yang diprakirakan bakal turun. Nampak hujan diprakirakan bakal terjadi di hampir segenap pulau Sumatra dan sebagian pulau Jawa (kecuali Jawa bagian tengah). Sumber: LAPAN, 2016.

Sekilas, tak diselenggarakannya shalat gerhana dalam Gerhana Bulan Penumbral terkesan sedikit mengganjal. Sebab jika dibandingkan dengan penilaian terhadap fenomena alam lainnya, yakni hilaal yang berperanan dalam penentuan awal bulan kalender Hijriyyah khususnya bulan suci Ramadhan dan hari raya Idul Fitri/Idul Adha, sebagian kalangan Umat Islam di Indonesia memiliki tafsiran yang ‘lebih maju’ dari batasan literal. Misalnya Muhammadiyah, yang berpendapat bahwa kosakata “melihat hilaal” dapat disubstitusi menjadi “memperhitungkan“. Sehingga dalam praktiknya penentuan awal bulan kalender Hijriyyah cukup dilakukan dengan perhitungan (hisab). Di sisi lain ada juga Kementerian Agama RI, yang berpendapat kosakata “melihat hilaal” dapat dipertajam menjadi “melihat hilaal dengan peralatan” dan belakangan bahkan “melihat hilaal dengan peralatan dan pengolahan citra/foto.”

Tafsir-tafsir tersebut itu terkesan inkonsisten bila mengantisipasi peristiwa Gerhana Bulan Penumbral ini tak dianjurkan menyelenggarakan shalat gerhana. Secara kasat mata gerhana ini memang sangat sulit disaksikan, bahkan andaikata kita menggunakan teleskop sekalipun. Namun secara perhitungan, Gerhana Bulan sudah terjadi lho (entah apapun jenisnya). Dan jika pengamatan dilengkapi dengan teknik pengolahan citra yang menjadi standar bagi astronomi, gerhana yang samar ini juga bakal terlihat lho. Jadi?