Rotasi Planet

Periode sidereal Rotasi vs Periode Rotasi synodic
Sebagai sebuah planet berputar di sekitar porosnya, bintang-bintang muncul untuk bergerak di sekitar proyeksi sumbu planet ke ruang angkasa. Waktu yang dibutuhkan untuk bintang-bintang untuk bergerak sekali sekitar jalan mereka disebut periode sidereal rotasi, atau periode rotasi planet ini.
Sementara planet berputar, juga bergerak mengelilingi Matahari. Ini jelas perubahan posisi Matahari di antara bintang-bintang, dan sebagai hasilnya, tidak bergerak di sekitar langit di periode yang sama cukup waktu bahwa bintang-bintang. Tergantung pada apakah rotasi planet ini langsung (dalam arah yang sama sebagai gerak orbitnya) atau mundur (dalam arah yang berlawanan sebagai gerak orbitnya), waktu yang diperlukan Matahari untuk pergi sekali di langit, yang disebut synodic periode rotasi, atau panjang hari, dapat lebih lama atau lebih pendek dari periode sidereal rotasi. Tabel 1 menunjukkan periode rotasi dan panjang hari untuk Bulan, dan planet-planet. Seperti yang Anda lihat, untuk sebagian besar tubuh, dua kali sangat mirip, tetapi untuk objek yang memiliki periode rotasi yang lambat, seperti Bulan, Merkurius dan Venus, ada perbedaan besar antara dua periode waktu.

Tubuh (Rotasi aneh) Merkurius Venus Bumi Bulan Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus (Rotasi hampir samping dari) Pluto

Periode sidereal 58,6467 hari - 243,02 hari 23 jam 56 menit 4.1 detik 27,322 hari 24 jam 37 menit 22,66 detik 9 jam 55 min 30 sec 10 jam 32 min 35 sec - 17 jam 14 min 24 sec 16 jam 6.6 min - 6 hari 9 jam 17,6 menit

Periode synodic = "Hari" 175,940 hari - 116,75 hari 24 jam 0 min 0 sec 29,53 hari 24 jam 39 menit 35,24 detik 9 jam 55 min 33 sec 10 jam 32 min 36 sec - 17 jam 14 min 23 sec 16 jam 6.6 min - 6 hari 9 jam 17,0 menit

Tabel 1: Perbandingan Periode sidereal dan synodic
(Beberapa link mengarah ke diskusi yang lebih rinci, yang lainnya akan, di kemudian hari)

Retrograd Rotasi
Semua orbit planet, atau berputar, mengelilingi Matahari dalam arah timur yang sama. Kebanyakan dari mereka juga berputar di sekitar sumbu mereka dalam arah yang sama. Venus, Uranus dan Pluto, bagaimanapun, memutar dalam arah yang berlawanan, dan jika kita perlu untuk melakukan aritmatika yang melibatkan rotasi mereka, seperti membandingkan tingkat rotasi mereka untuk panjang hari mereka, kita harus membedakan antara rotasi LANGSUNG, yang dalam yang sama arah sebagai gerakan orbital, dan rotasi retrograde, yang berada dalam arah yang berlawanan. Untuk mencapai hal ini, kita mendefinisikan periode rotasi sebagai waktu yang dibutuhkan untuk planet untuk mengubah sekali sumbunya KE TIMUR, menyebabkan bintang-bintang berbalik langit ke barat. Jika planet berputar pada arah yang berlawanan, menyebabkan bintang-bintang untuk berbalik langit di arah yang berlawanan, kita harus berjalan mundur waktu untuk melihat gerakan ke arah barat untuk bintang-bintang. Akibatnya, periode rotasi sebuah planet yang memiliki rotasi retrograde adalah angka negatif, seperti yang ditunjukkan dalam tabel untuk tiga planet yang memiliki rotasi seperti itu.
Perlu diingat bahwa meskipun beberapa planet telah ROTASI retrograd, mereka SEMUA orbit, atau berputar mengelilingi matahari, dalam arah yang sama.
Untuk diskusi tambahan gerak retrograde pada umumnya, atau rotasi retrograde pada khususnya, lihat retrograd Gerak .

Rotasi planet yang paling 'adalah ke timur, seperti untuk Bumi. Beberapa planet (Venus, Uranus dan Pluto) memutar ke barat, jika Kutub Utara didefinisikan sebagai salah satu 'di atas' dari planet (di atas bidang orbit kita). Bagi mereka planet, kita dapat mengatakan mereka terbalik (kemiringan lebih dari 90 derajat), atau bahwa mereka berputar mundur (kemiringan = angka negatif), relatif terhadap orbitnya.

Catatan Peringatan Karena periode rotasi Bumi hampir sama dengan panjang hari, kita kadang-kadang mendapatkan sedikit ceroboh dalam membahas rotasi langit, dan mengatakan bahwa bintang-bintang berputar di sekitar kita sekali setiap hari. Dalam cara yang sama, itu tidak biasa bagi orang-orang ceroboh untuk mencampur periode rotasi planet dengan panjang hari, atau sebaliknya. Dengan demikian, Anda mungkin membaca bahwa Mars memiliki panjang hari 24 jam dan 37 menit, yang sebenarnya adalah periode rotasi, atau bahwa Venus berputar dalam 117 hari, yang sebenarnya panjang hari nya. Mungkin, dalam kasus Mars, kesalahan beberapa menit tidak terlalu penting, tetapi mengatakan bahwa Venus berputar dalam 117 hari bahkan tidak dekat dengan nilai sebenarnya dari 243 hari. Jadi, kecuali jika Anda ingin mengambil risiko membuat kesalahan yang serius, Anda harus yakin Anda tahu apa yang Anda bicarakan, ketika Anda menyatakan nilai baik.

Menjelaskan Perbedaan Antara Rotasi dan Panjang Hari
Seperti ditunjukkan dalam tabel, periode rotasi dan panjang hari yang hampir sama untuk semua planet luar. Bahkan, untuk sebagian besar dari mereka, nilai-nilai begitu hampir identik bahwa mereka adalah sama, dengan akurasi yang ditampilkan di sini. Untuk Bulan dan planet-planet bagian dalam, namun, situasinya sangat berbeda. Bumi dan Mars, yang berputar relatif cepat, hanya memiliki perbedaan beberapa menit antara periode rotasi mereka dan panjang hari, tapi untuk Bulan, Venus dan Merkurius, perbedaan antara dua nilai yang cukup besar. Untuk Bulan, perbedaan dua hari - tidak cukup untuk membuat hari tampak sangat berbeda dari periode rotasi, tapi cukup untuk membingungkan, jika alasan untuk perbedaan ini tidak dipahami - dan untuk Merkurius dan Venus, perbedaan antara dua nilai adalah begitu besar sehingga periode rotasi mereka muncul, pada pandangan pertama, harus benar-benar tidak berhubungan dengan panjang hari-hari mereka.
Untuk menjelaskan mengapa panjang hari, atau periode synodic rotasi, berbeda dari periode sidereal rotasi, kita mempertimbangkan bagaimana suatu tempat tertentu bergerak di sekitar planet, dan cara di mana ini berubah pandangannya tentang langit, selama satu periode rotasi .
Dalam diagram di bawah, empat titik biru di sebelah kanan mewakili posisi planet pada empat kali, terpisah satu sama lain oleh sepertiga dari periode rotasi. Jumlah rotasi planet telah dibuat adalah ditunjukkan oleh nomor di sebelah kanan masing-masing titik. Titik putih menunjukkan bagaimana posisi tempat tertentu pada perubahan planet sebagai planet berputar ke timur (berlawanan arah jarum jam, dalam diagram ini), dan titik kuning besar di ujung kiri menunjukkan posisi Matahari. Ukuran Matahari dan planet dan sudut bahwa planet bergerak melalui selama satu rotasi telah dibesar-besarkan untuk membuatnya lebih mudah untuk melihat apa yang terjadi.

Gerakan planet selama satu putaran. Gerakan planet di sekitar Matahari menyebabkan Matahari muncul untuk bergerak di sekitar langit. Setiap derajat bahwa planet bergerak mengelilingi matahari menyebabkan Matahari muncul untuk memindahkan derajat sekitar planet ini.

Pada awal rotasi, ditunjukkan oleh titik biru di bagian bawah, tempat yang kita ikuti adalah di sisi planet menghadap Matahari, sehingga siang hari, dengan Sun yang lebih atau kurang biaya overhead, di tempat itu . Sebagai planet bergerak mengelilingi Matahari, tempat yang bergerak berlawanan arah jarum jam di sekitar planet ini, seperti yang ditunjukkan oleh perubahan posisi titik putih. Di posisi teratas, planet ini telah membuat satu putaran penuh, dan planet dan titik putih menghadap ke arah yang sama seperti di awal, seperti yang ditunjukkan oleh garis horisontal memanjang ke kiri dari posisi awal dan akhir bagi planet ini . Jika ada bintang yang terlihat, mereka akan membuat tepat satu perjalanan sekitar langit selama periode rotasi yang telah berlalu.
Untuk Matahari, bagaimanapun, situasinya berbeda. Seperti yang ditunjukkan oleh garis diagonal yang menghubungkan posisi akhir bagi planet dengan Matahari, planet ini telah bergerak mengelilingi matahari oleh beberapa sudut A (ditunjukkan di sebelah kiri, dekat Matahari), dan sebagai hasilnya, Matahari tampaknya telah pindah melalui sudut yang sama bahwa A (ditampilkan di kanan, dekat planet), relatif terhadap bintang-bintang. Meskipun bintang telah sepanjang jalan di sekitar langit, Matahari masih malu-malu sedikit menyelesaikan perjalanannya, dan membutuhkan waktu sedikit lebih untuk menebus sudut tambahan yang masih perlu untuk menutupi. Karena itu, periode rotasi (waktu untuk bintang-bintang untuk pergi sekitar) berbeda dari hari (waktu untuk Sun untuk pergi sekitar) oleh sejumlah kecil waktu (sekitar, waktu yang diperlukan planet untuk mengubah melalui sama dengan sudut A yang bergerak mengelilingi matahari) sudut.

Periode Rotasi Bumi
Untuk melihat bagaimana ini bekerja, mempertimbangkan kasus Bumi. Bumi berputar mengelilingi Matahari dalam satu tahun, atau kira-kira 365 1 / 4 hari. Jumlah derajat dalam lingkaran adalah 360 derajat, yang hampir sama dengan jumlah hari dalam setahun, sehingga sudut bahwa Matahari tampaknya bergerak, relatif terhadap bintang-bintang, selama satu putaran kira-kira satu derajat.
Untuk menghitung berapa lama waktu yang dibutuhkan bagi Bumi untuk memutar melalui sudut satu derajat, kami membagi panjang hari, 24 jam, atau 1440 menit, oleh 360 derajat yang ternyata melalui selama rotasi yang, mendapatkan kecepatan rotasi 4 menit per derajat. Karena gerak matahari berbeda dari gerakan bintang-bintang 'dengan satu derajat, dan dibutuhkan 4 menit bagi Bumi untuk mengaktifkan melalui satu derajat, dibutuhkan Matahari 4 menit lebih lama untuk pergi sekitar langit daripada yang diperlukan untuk bintang-bintang untuk melakukannya, dan periode rotasi Bumi adalah 4 menit kurang dari panjang hari nya. Karena kita mendefinisikan hari memiliki tepat 24 jam, periode rotasi adalah 23 jam 56 menit, seperti yang ditunjukkan dalam tabel.

Para Periode Rotasi Planet Luar
Untuk planet luar, kita dapat menggunakan jenis yang sama perhitungan yang baru saja kita lakukan untuk bumi, mengambil keuntungan dari fakta bahwa mereka memiliki periode orbit lebih lama, sehingga jumlah rotasi dalam satu tahun jauh lebih besar, dan jarak mereka bergerak selama satu rotasi Sejalan kecil.
Untuk Mars, tahun ini hampir dua kali panjang kita, 686,98 hari, dan periode rotasi adalah sedikit lebih lama dari kita, 24 jam 37 menit 22,66 detik (ini sering keliru terdaftar sebagai panjang hari). Membagi periode rotasi ke tahun, kita menemukan bahwa Mars berputar 670 kali dalam setahun, bergerak mengelilingi Matahari sekitar setengah derajat selama rotasi masing-masing. Sejak Mars berputar pada tingkat yang sama yang kita lakukan, itu akan memakan waktu sekitar 2 menit untuk menebus gerakan ini setengah derajat, maka di Mars, hari harus sekitar 2 menit lebih lama dari periode rotasi. Perhitungan ini dibulatkan jauh, sehingga hasilnya hanya perkiraan, tetapi jika perhitungan itu akurat dilakukan, hasilnya akan cukup akurat, juga.
Untuk planet yang bahkan lebih jauh, gerakan mengelilingi matahari bahkan lebih kecil, dan waktu yang diperlukan untuk mengkompensasi hanya beberapa detik. Untuk Jupiter, perbedaan antara periode rotasi dan panjang hari adalah sekitar 3 detik, dan untuk Saturnus, Uranus dan Neptunus, perbedaannya adalah sekitar 1 detik. Bahkan untuk Pluto, yang memiliki tingkat rotasi lebih lama daripada planet-planet Jovian, perbedaan antara periode rotasi dan hari kurang dari 40 detik - perbedaan kecil, dibandingkan dengan periode rotasi yang lebih dari enam hari. Akibatnya, panjang hari dan periode rotasi yang hampir sama, dan kita sering memperlakukan mereka sebagai yang sama (seperti yang sering kita lakukan, meskipun tidak akurat, untuk Bumi).
Teknik di atas bekerja dengan baik untuk planet-planet dengan tingkat rotasi yang cepat dibandingkan dengan periode orbit mereka, sehingga mereka memutar ratusan, ribuan, atau bahkan puluhan ribu kali di orbit masing-masing. Tapi untuk benda yang berputar kali sangat sedikit di orbit, sudut A adalah sangat besar, yang berarti bahwa dibutuhkan cukup lama bagi planet untuk memutar melalui bahwa sudut ekstra, dan perbedaan antara hari dan periode rotasi dapat menjadi mengherankan besar, seperti yang ditunjukkan di bawah ini, untuk Bulan.

Periode Rotasi dan Panjang Hari Bulan
Sejak Bulan bergerak mengelilingi Matahari dengan Bumi, Matahari bergerak derajat yang sama per hari di langit bulan seperti halnya selama rotasi bumi. Tapi sementara Bumi berputar dalam waktu sekitar satu hari, Bulan membutuhkan waktu lebih dari 27 hari untuk berotasi, sehingga selama satu rotasi bulan, matahari bergerak lebih dari 27 derajat, relatif terhadap bintang-bintang. Untuk make up untuk ini, Bulan harus berputar lebih dari dua hari lagi, seperti dapat dilihat dengan membandingkan periode rotasi untuk panjang hari nya. The 2,2 hari perbedaan antara periode tampaknya ekstrim, tetapi ide dasarnya adalah sama seperti untuk Bumi, hanya saja bahwa sejak Bulan berputar begitu lambat, (1) Matahari bergerak lebih jauh lagi selama satu rotasi bulan dari selama satu rotasi bumi, dan (2) Bulan membutuhkan waktu lebih lama dari Bumi untuk membuat up untuk setiap gerak surya yang diberikan. Masing-masing faktor meningkatkan perbedaan antara empat menit rotasi bumi dan panjang hari oleh gerakan 27,3 kali lebih lambat dari Bulan, untuk peningkatan gabungan 27,3-kuadrat, atau hampir 750 kali. Jadi perbedaan menit antara panjang empat hari dan periode rotasi menjadi 4 kali 750, atau 3000 menit, yang sedikit lebih dari dua hari.
Sayangnya, itu bukan akhir dari perhitungan, karena selama Bulan harus memutar untuk menebus gerak mengelilingi Matahari, ia terus bergerak mengelilingi Matahari, menyebabkan perbedaan lain dua tingkat antara gerakan matahari dan bintang, yang mengambil empat jam untuk membuat (4 menit per derajat untuk Bumi, kali dua derajat untuk make up, kali 27 kali lebih lambat untuk rotasi bulan). Dan selama empat jam, Bulan bergerak lain gelar keenam di sekitar Matahari, sehingga untuk hasil benar-benar tepat, kita harus terus melakukan hal ini, dengan waktu yang lebih kecil dan lebih kecil dan sudut, sampai perbedaan itu terlalu kecil untuk repot-repot dengan .

Sebuah Perhitungan Lebih Akurat
Untuk Bulan, kita mungkin akan puas hanya dengan perhitungan dua langkah yang ditunjukkan di atas, dan tidak peduli dengan koreksi kecil dan lebih kecil. Tetapi jika kita ingin hasil yang akurat untuk Merkurius dan Venus, yang berputar bahkan lebih lambat, dan memiliki periode orbit pendek, kita tidak bisa lolos dengan hanya satu atau dua koreksi; setengah lusin atau lebih mungkin diperlukan, tergantung pada akurasi yang diinginkan . Jadi bagi planet, kita membutuhkan suatu cara berbeda dalam melakukan perhitungan, tetapi untungnya, ada cara yang relatif sederhana menghitung perbedaan antara periode rotasi dan panjang hari, yang dapat dilakukan sebagai akurat seperti yang kita inginkan, dengan hanya menggunakan angka yang akurat untuk melakukan aritmetik.
Dalam satu tahun, planet berputar jumlah tertentu kali, dan bintang-bintang pergi sekitar langit yang beberapa kali. Jika planet itu relatif stasioner ke Matahari, sehingga Matahari itu tetap di langit relatif terhadap bintang-bintang, itu akan meningkat dan mengatur jumlah yang sama kali sebagai bintang, tapi selama satu tahun, planet bergerak mengelilingi Matahari satu kali , dan sebagai hasilnya, Matahari bergerak sekali ke timur antara bintang-bintang. Jika rotasi planet ini memiliki langsung, seperti kebanyakan, sehingga bintang-bintang bergerak ke arah barat melintasi langit, matahari ke arah timur gerak relatif terhadap bintang-bintang adalah mundur, sehingga ia pergi di sekitar langit satu kali kurang, dan

Jumlah hari dalam satu tahun = jumlah rotasi - 1.

Jika planet memiliki rotasi mundur, bintang-bintang akan bergerak melintasi langit ke timur, bukannya ke barat, dan matahari ke arah timur gerak akan menghasilkan yang melintasi langit satu kali lebih dari bintang-bintang dalam satu tahun. Namun, karena kita memperlakukan jenis rotasi sebagai memiliki periode rotasi negatif, angka negatif yang lebih besar masih kurang satu dari jumlah rotasi. Persamaan ini bisa, karena itu, diterapkan pada semua planet, terlepas dari bagaimana mereka berputar.
Tabel di bawah ini menunjukkan hasil dari menggunakan metode ini untuk semua planet, dan Bulan. Hasil yang paling menarik adalah untuk Merkurius. Rotasi lambat dan gerakan orbital cepat menyebabkan perbedaan besar antara hari dan periode rotasi yang berbeda dengan faktor tiga, lebih daripada planet lain. Tapi apa benar-benar mencolok adalah bahwa periode rotasi tepat 2 / 3 dari periode orbit, dan hari ini tepat dua periode orbit, sehingga satu sisi Merkurius wajah Matahari selama satu tahun penuh, maka sisi lain, untuk tahun depan. Bahkan lebih mengejutkan, seperti yang dibahas dalam Rotasi Merkurius , ketika Merkurius paling dekat dengan Matahari, di perihelion, gerak orbital dan rotasi hampir identik, sehingga untuk lebih dari seminggu, sisi yang sama dari planet ini menghadapi tampaknya bergerak matahari, hampir seolah-olah itu selalu sisi yang sama dengan Matahari, seperti yang kita digunakan untuk percaya.

Objek	Orbital Periode	Rotasi Periode	Rotasi Per Tahun	Hari Per Tahun	Hari Panjang
Air raksa Venus Bumi Bulan Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus Pluto	87,970 hari 224,70 hari 365,256 * hari 365,256 hari 686,980 hari 4332,59 hari 10759,22 hari 30685,4 hari 60189 hari 90465 hari	58,6467 hari - 243,02 hari 23 jam 56 menit 4.1 detik 27,322 hari 24 jam 37 menit 22,66 detik 9 jam 55 min 30 sec 10 jam 32 min 35 sec - 17 jam 14 min 24 sec 16 jam 6.6 min - 6 hari 9 jam 17,6 menit	1.500000 - 0,92462 366.256 13.369 669.5994 10476.8 24492.07 - 42717 89667 - 14163,4	0.500000 - 1,92462 365.256 12.369 668.5994 10475.8 24491.07 - 42718 89666 - 14164,4	175,940 hari - 116,75 hari 24 jam 0 min 0 sec 29,53 hari 24 jam 39 menit 35,24 detik 9 jam 55 min 33 sec 10 jam 32 min 36 sec - 17 jam 14 min 23 sec 16 jam 6.6 min - 6 hari 9 jam 17,0 menit

* Panjang periode orbit bumi, meskipun disebut "tahun" dalam diskusi, adalah tidak sama dengan kalender (atau tropis) tahun, yaitu sekitar 20 menit lebih pendek dari periode orbit, karena presesi dari Equinoxes , dan sekitar 365,244 hari.

Ringkasan
Tiap planet, saat berjalan di sekitar Matahari, melihat Matahari bergerak ke arah timur di antara bintang-bintang setiap tahun sekali, dan sebagai hasilnya, gerakan bintang-bintang 'di sekitar langit, yang mendefinisikan periode rotasi, tidak sama seperti hari, yang didefinisikan oleh gerakan Matahari di sekitar langit.
Menghitung perbedaan antara dua periode ini dilakukan dalam salah satu dari dua cara. Untuk planet dengan rotasi cepat atau periode orbit yang panjang, memperkirakan gerak harian matahari relatif terhadap bintang-bintang, dan berapa lama waktu yang dibutuhkan planet untuk memutar melalui itu gerak sudut, menghasilkan perbedaan antara hari dan periode rotasi. Bahkan, untuk planet dengan ratusan, ribuan, atau puluhan ribu hari dalam setahun, ini adalah satu-satunya cara untuk menghitung perbedaan itu tanpa menggunakan banyak-digit presisi. Tapi untuk planet dengan rotasi lambat atau menunjukkan periode orbit, metode ini tidak akan bekerja, karena planet bergerak mengelilingi matahari selama perbedaan antara dua periode, memerlukan koreksi tambahan. Bagi mereka planet, menggunakan fakta bahwa jumlah hari dalam setahun planet selalu kurang satu dari jumlah rotasi menghasilkan hasil yang jauh lebih akurat.

Sumber :  http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm

Garis Fraunhover

Garis Fraunhofer

Dari Wikipedia, ensiklopedia bebas

Surya spektrum dengan garis-garis Fraunhofer yang terlihat secara visual.

Penyerapan baris untuk udara, di bawah pencahayaan tidak langsung, dengan sumber cahaya langsung tidak terlihat, sehingga gas di tidak langsung antara sumber dan detektor. Ini adalah spektrum dari langit biru agak dekat ke cakrawala, menunjuk timur sekitar 3 atau 4 sore (yaitu, Matahari di Barat) pada hari yang cerah.

Dalam fisika dan optik , garis-garis Fraunhofer adalah seperangkat garis-garis spektral nama untuk fisikawan Jerman Joseph von Fraunhofer (1787-1826). Garis awalnya diamati sebagai fitur gelap ( garis penyerapan ) dalam spektrum optik dari Sun .
Para kimiawan Inggris William Hyde Wollaston pada 1802 adalah orang pertama yang mencatat penampilan sejumlah fitur gelap dalam spektrum matahari. Pada tahun 1814, Fraunhofer secara mandiri menemukan kembali garis-garis dan mulai studi sistematis dan pengukuran seksama terhadap panjang gelombang fitur ini. Secara keseluruhan, ia memetakan lebih dari 570 baris, dan ditunjuk fitur utama dengan huruf A sampai K, dan garis yang lebih lemah dengan huruf lainnya. ^[1] observasi Modern sinar matahari dapat mendeteksi ribuan baris.
Sekitar 45 tahun kemudian Kirchhoff dan Bunsen melihat bahwa garis-garis Fraunhofer beberapa bertepatan dengan karakteristik garis-garis emisi diidentifikasi dalam spektrum elemen dipanaskan. ^[2] Ini adalah benar menyimpulkan bahwa garis-garis gelap dalam spektrum matahari disebabkan oleh penyerapan oleh unsur-unsur kimia di atmosfer Surya . ^[3] Beberapa fitur yang diamati diidentifikasi sebagai garis dr bumi berasal dari penyerapan dalam oksigen molekul di atmosfer bumi .
Garis-garis Fraunhofer yang khas garis penyerapan spektrum. Garis-garis gelap yang diproduksi setiap kali gas dingin adalah antara sumber foton spektrum yang luas dan detektor. Dalam kasus ini penurunan intensitas cahaya di frekuensi foton insiden dilihat sebagai foton diserap, kemudian kembali dipancarkan dalam arah acak, yang sebagian besar dalam arah yang berbeda dari yang asli. Hal ini menghasilkan garis penyerapan, karena pita frekuensi sempit cahaya awalnya bepergian menuju detektor, telah efektif tersebar di arah lain. Garis penyerapan diproduksi bahkan selama refleksi dari gas dingin menyala, karena setelah refleksi masih ada kesempatan untuk penyerapan selektif (dan re-pencar) antara titik refleksi dan detektor. Sebaliknya, jika detektor foton yang dipancarkan secara langsung melihat dari gas bercahaya, maka detektor foton dipancarkan sering melihat dalam rentang frekuensi yang sempit oleh proses emisi kuantum dalam atom dalam gas panas, yang mengakibatkan garis emisi. Di Matahari, garis Fraunhofer dilihat dari gas di daerah luar Matahari, yang terlalu dingin untuk langsung menghasilkan garis-garis emisi dari unsur-unsur yang mereka wakili.
Garis Fraunhofer utama, dan unsur-unsur mereka berhubungan dengan, ditampilkan dalam tabel berikut:

Penunjukan	Elemen	Panjang gelombang ( nm )	Penunjukan	Elemen	Panjang gelombang ( nm )
y	O 2	898.765	c	Fe	495.761
Z	O 2	822.696	F	Hβ	486.134
Sebuah	O 2	759.370	d	Fe	466.814
B	O 2	686.719	e	Fe	438.355
C	H α	656.281	G '	Hγ	434.047
suatu	O 2	627.661	G	Fe	430.790
D 1	Na	589.592	G	CA	430.774
D 2	Na	588.995	h	Hδ	410.175
D 3 atau d	Dia	587.5618	H	Ca +	396.847
e	Hg	546.073	K	Ca +	393.368
E 2	Fe	527.039	L	Fe	382.044
b 1	Mg	518.362	N	Fe	358.121
b 2	Mg	517.270	P	Ti +	336.112
b 3	Fe	516.891	T	Fe	302.108
b 4	Fe	516.891	t	Ni	299.444
b 4	Mg	516.733

C Fraunhofer, F, G ', dan garis h sesuai dengan alpha, beta, gamma dan delta dari garis deret Balmer dari garis emisi dari atom hidrogen. D ₁ dan ₂ D membentuk garis yang terkenal "doublet natrium", panjang gelombang pusat yang (589,29 nm) diberikan surat penunjukan "D". Sebutan historis untuk baris ini telah terjebak dan diberikan kepada semua transisi antara keadaan dasar dan keadaan tereksitasi pertama dari atom alkali lain juga. D1 dan garis D2 sesuai dengan pemisahan halus dari keadaan tereksitasi. Ini mungkin membingungkan karena keadaan tereksitasi untuk transisi ini adalah P-keadaan alkali dan tidak harus bingung dengan D-negara yang lebih tinggi.
Perhatikan bahwa ada ketidaksepakatan dalam literatur untuk beberapa sebutan garis, misalnya, Fraunhofer d-line dapat merujuk ke cyan garis besi di 466,814 nm, atau alternatif ke kuning garis helium (juga diberi label D ₃₎ di 587,5618 nm. Demikian pula, ada ambiguitas dengan mengacu pada garis-e, karena dapat merujuk pada garis spektrum dari kedua zat besi (Fe) dan merkuri (Hg). Dalam rangka untuk menyelesaikan ambiguitas yang timbul dalam penggunaan, sebutan garis Fraunhofer ambigu didahului oleh elemen dengan yang mereka terkait (misalnya, Merkurius e-line dan Helium d-line).
Karena panjang gelombang didefinisikan dengan baik, garis-garis Fraunhofer yang sering digunakan untuk menandai indeks bias dan dispersi sifat bahan optik.

Sumber  :  Wikipedia

Gerak planet

Gerak Planet

Telah kita ketahui bahwa ilmuwan yang mencetuskan tentang gerak planet pada awalnya adalah ilmuwan ahli Matematika dan Astronomi Johanes Kepler.

Karya Kepler sebagian dihasilkan dari data-data hasil pengamatan yang dikumpulkan Ticho Brahe mengenai posisi planet-planet dalam geraknya di luar angkasa. Hukum ini telah dicetuskan paman Kepler setengah abad sebelum eyang Newton mengajukan ketiga Hukum-nya tentang gerak dan hukum gravitasi universal. Di antara hasil karya Kepler, terdapat tiga penemuan yang sekarang kita kenal sebagai Hukum Kepler mengenai gerak planet.

Hukum I Kepler

Lintasan setiap planet ketika mengelilingi matahari berbentuk elips, di mana matahari terletak pada salah satu fokusnya.

Kepler tidak mengetahui alasan mengapa planet bergerak dengan cara demikian. Newton menemukan bahwa ternyata hukum-hukum paman Kepler ini bisa diturunkan secara matematis dari hukum gravitasi universal dan hukum gerak Newton. Perhatikan orbit elips yang dijelaskan pada Hukum I Kepler. Dimensi paling panjang pada orbit elips disebut sumbu mayor alias sumbu utama, dengan setengah panjang a. Setengah panjang ini disebut sumbu semiutama alias semimayor.

Pada Persamaan Hukum Gravitasi Newton, telah kita pelajari bahwa gaya tarik gravitasi berbanding terbalik dengan kuadrat jarak (1/r²), di mana hal ini hanya bisa terjadi pada orbit yang berbentuk elips atau lingkaran saja.

Hukum II Kepler

Luas daerah yang disapu oleh garis antara matahari dengan planet adalah sama untuk setiap periode waktu yang sama.

Hukum III Kepler

Kuadrat waktu yang diperlukan oleh planet untuk menyelesaikan satu kali orbit sebanding dengan pangkat tiga jarak rata-rata planet-planet tersebut dari matahari. Jika T₁ dan T₂ menyatakan periode dua planet, dan r₁ dan r₂ menyatakan jarak rata-rata mereka dari matahari, maka

Newton juga menunjukkan bahwa Hukum III Kepler juga bisa diturunkan secara matematis dari Hukum Gravitasi Universal dan Hukum Newton tentang gerak dan gerak melingkar. Sekarang mari kita tinjau Hukum III Kepler menggunakan pendekatan Newton.

pustaka: sidikpurnomo.net/hukum-kepler.html

Elongasi dan Konfigurasi

Pemanjangan

      Dalam model heliosentris Copernicus orbit planet-planet di lingkaran mengelilingi matahari. Satu mungkin bertanya-tanya bagaimana Copernicus menentukan urutan planet-planet dan ukuran orbit mereka - setelah semua, ia tidak punya manfaat gambar dari pesawat ruang angkasa atau bahkan teleskop. Dia ditentukan dengan mengukur hal-hal perpanjangan. Pemanjangan adalah sudut antara matahari dan sebuah planet seperti yang terlihat oleh pengamat di bumi. Bayangkan bahwa Anda bisa melihat Venus dan matahari pada saat yang sama. Untuk mengukur perpanjangan Venus, Anda bisa memegang selembar kertas sehingga tepi rata adalah sejalan dengan dua benda. Kemudian Anda akan menarik garis menunjuk ke Venus dan garis menunjuk ke matahari. Mengukur sudut antara dua garis memberi Anda pemanjangan Venus. (Melihat langsung ke matahari tidak dianjurkan!)
Sebagai contoh, jika matahari dan planet berada pada titik yang sama maka perpanjangan adalah 0 °. Jika sebuah planet berada pada titik yang berlawanan di langit dari matahari, ia memiliki pemanjangan 180 °. Namun, beberapa planet tidak akan pernah memiliki seperti sebuah perpanjangan. Untuk melihat mengapa, kita perlu mempertimbangkan perbedaan antara planet-planet inferior dan planet superior.
Jika kita bisa melihat ke bawah di tata surya dari titik yang jauh di ruang angkasa kita akan melihat bahwa beberapa planet yang lebih dekat ke matahari dari bumi, dan beberapa jauh. Orang-orang yang lebih dekat disebut planet inferior. Orang-orang yang jauh disebut planet unggul. Juga mencatat bahwa dari perspektif ini, pemanjangan adalah sudut antara matahari, bumi, dan planet. Lihat Gambar 2.

Gambar 2: Planet Inferior dan Superior

Elongasi untuk Planet Inferior

Elongasi untuk Planet yang Unggul

Gambar 3: Pemanjangan Konfigurasi dari Planet Inferior

Planet inferior Konfigurasi

Melihat Gambar 3 Anda harus dapat melihat mengapa sebuah planet yang lebih rendah tidak dapat memiliki perpanjangan dari 180 °. Jika tidak, itu berarti planet ini lebih jauh dari matahari dibandingkan bumi. Sebaliknya, untuk planet rendah ada batas disebut elongasi terbesar. Ini adalah sudut maksimum yang pernah terjadi antara matahari dan planet yang lebih rendah, dan itu tergantung pada jarak planet dari matahari. Mengamati bahwa planet tidak pernah memiliki pemanjangan 180 ° berarti bahwa ia harus menjadi planet rendah, dan ini adalah bagaimana Copernicus tahu bahwa Venus dan Merkurius lebih dekat ke matahari daripada bumi. Selanjutnya, dengan menggunakan geometri Copernicus mampu menentukan jarak planet-planet dari matahari berdasarkan elongations mereka yang terbesar. (Lihat halaman canggih untuk lebih detail.)
Perhatikan bahwa ada dua titik di mana sebuah planet inferior di elongasi terbesar. Kami membedakan ini dengan mengamati apakah planet ini adalah barat atau timur matahari pada waktu itu. Juga dicatat bahwa ada dua konfigurasi yang berbeda di mana sebuah planet rendah memiliki pemanjangan 0 °, dan ini diberi nama yang berbeda. Ketika planet ini antara matahari dan bumi, kita mengatakan itu adalah di bersama rendah. Ketika planet ini di sisi lain matahari seperti yang terlihat dari bumi, itu adalah di bersama unggul. (Terminologi ini dapat membingungkan karena kata-kata inferior dan superior keduanya digunakan untuk menggambarkan jenis planet serta perpanjangan konfigurasi - yang mengapa sebuah planet rendah dapat di hubungannya unggul.)

Gambar 4: Pemanjangan Konfigurasi dari Planet yang Unggul

Planet superior Konfigurasi

Tidak seperti planet rendah, planet unggul dapat memiliki nilai elongasi antara 0 ° dan 180 °. Ketika sebuah planet yang unggul memiliki pemanjangan 0 °, kita mengatakan itu pada hubungannya (karena hanya ada satu jenis planet bersama untuk unggul, kita tidak perlu menggunakan istilah bersama superior). Perpanjangan dari 180 ° disebut oposisi, karena matahari dan planet berada pada sisi berlawanan dari bumi. Lain konfigurasi khusus untuk planet superior adalah kuadratur, yang terjadi ketika planet ini memiliki pemanjangan 90 °. Seperti dengan elongasi terbesar, kita dapat menentukan bahwa planet berada pada timur kuadratur atau di kuadratur barat.
Jadi, jika sebuah planet pernah mencapai oposisi kita tahu itu harus menjadi planet unggul. Ini adalah bagaimana Copernicus memutuskan Mars, Jupiter, dan Saturnus lebih jauh dari matahari dibandingkan bumi. (The planet Uranus, Neptunus, dan Pluto ditemukan pada 1781, 1846, dan 1930, masing-masing, sehingga Copernicus tak pernah tahu tentang mereka.) Ukuran orbit sebuah planet unggul juga dapat ditentukan dari pengukuran elongasi. (Lihat halaman canggih untuk lebih detail.)

Periode sidereal dan synodic

Dengan mengamati elongations dari planet Copernicus bisa mengetahui seberapa jauh masing-masing planet dari matahari. Namun, ia masih perlu tahu berapa lama diperlukan untuk setiap planet mengorbit matahari. Waktu yang diperlukan untuk menyelesaikan orbit disebut periode sidereal. Jika kita berada pada titik yang tetap dalam ruang dan punya cukup waktu, semua kita perlu lakukan adalah untuk memulai stop watch dan mencatat berapa lama waktu yang dibutuhkan untuk sebuah planet untuk kembali ke posisi yang sama seperti ketika kita mulai.
Untuk manusia di bumi, hal ini tidak praktis. Pertama, planet dapat mengambil waktu yang lama untuk menyelesaikan orbitnya (misalnya, periode sidereal Saturnus adalah lebih dari 29 tahun). Namun faktor yang lebih penting adalah bahwa bumi mengorbit matahari bersama dengan planet lain. Kami tidak memiliki kerangka acuan yang tetap, sehingga mustahil untuk mengukur periode sidereal langsung.
Untungnya, elongasi menyediakan cara tidak langsung untuk menghitung periode sidereal. Apa yang perlu kita lakukan adalah mengukur periode synodic. Periode synodic adalah waktu yang diperlukan untuk planet untuk membuat siklus lengkap dari konfigurasi perpanjangan. Sebagai contoh, kita dapat mengukur periode synodic Mars dengan merekam waktu yang dibutuhkan untuk Mars untuk pergi dari satu oposisi ke oposisi berikutnya. Untuk Venus, kita bisa merekam waktu yang dibutuhkan untuk memulai di dan kemudian kembali ke terbesar elongasi barat. Tidak peduli yang konfigurasi elongasi kita pilih - semua yang penting adalah waktu yang dibutuhkan untuk kembali ke konfigurasi perpanjangan yang sama.
Copernicus mampu menunjukkan bahwa periode synodic dari sebuah planet (S), periode sidereal dari planet (P), dan periode sidereal bumi (E) terkait dengan salah satu dari rumus berikut:

Periode sidereal Bumi telah lama dikenal menjadi sekitar 365,25 hari. Jadi rumus di atas marilah kita menghitung periode sidereal dari planet manapun dengan mengukur periode synodic nya.
Sumber  :  http://astro.unl.edu/naap/ssm/modeling2.html

Konfigurasi Oposisi Bumi

Orbit Planet-Planet

Planet-planet berevolusi mengelilingi Matahari pada orbit yang hampir sebidang dengan arah putaran yang sama, juga searah dengan rotasi Matahari dan juga arah rotasi planet-planet kecuali planet Venus dan Neptunus. Orbit planet-planet umumnya hampir lingkaran. Fakta-fakta ini memberikan indikasi kuat bahwa Matahari dan planet-planet lahir melalui suatu mekanisme bersama, tidak saling bebas.
Pada Majalah Astronomi Vol 1 no 2, Maret 2009, Widya Sawitar sudah menjelaskan tentang bagaimana Tata Surya terbentuk dari pengerutan awan gas antar bintang. Awan yang mengerut itu akan berotasi sehingga terbentuk piringan. Bagian pusat akan menjadi Matahari, sedangkan pada piringan akan terbentuk pengerutan-pengerutan yang lebih kecil membentuk planet-planet. Karena orbit planet-planet berasal dari orbit piringan yang sama , maka dapat dipahami mengapa orbit planet-planet hampir sebidang dan masing-masing orbit itu berbentuk hampir lingkaran.
Sifat-sifat orbit ke delapan planet dapat diterangkan dengan baik oleh teori kabut dan teori protoplanet, tetapi sifat-sifat Pluto tidak. Tidak seperti orbit planet-planet lain yang hampir lingkaran, orbit Pluto lonjong sehingga kadang-kadang lebih dekat ke Matahari daripada planet Neptunus. Bidang orbitnya juga menyimpang 17° dari bidang orbit Bumi. Ukurannya tidak besar seperti planet-planet Jovian dan tidak diselubungi kabut gas tebal. Fakta-fakta ini membuat para astronom menduga, Pluto tidak lahir dengan cara yang sama dengan planet-planet lain. Maka sejak tahun 2006 Pluto tidak lagi dikategorikan planet melainkan planet kerdil.
Planet-planet yang lebih dekat ke Matahari dari pada Bumi, yaitu Merkurius dan Venus, nampak dari Bumi hanya pada pagi hari sebelum Matahari terbit atau sore hari setelah Matahari terbenam. Kedua planet itu nampak selalu mengikuti Matahari dari jarak yang tidak terlalu jauh. Jarak sudut antara planet dengan Matahari dilihat dari Bumi disebut elongasi. Paling jauh Merkurius hanya berjarak sudut sekitar 28° dari Matahari sedangkan Venus sekitar 47°. Karena orbit Bumi dan planet dalam berbentuk elips, sudut elongasi terbesar ini juga berbeda-beda dari satu periode ke periode berikutnya. Sudut-sudut itu, berturut-turut disebut elongasi terbesar Merkurius dan Venus. Hal ini dapat dijelaskan secara geometris pada gambar di bawah ini :
Karena dekatnya dengan Bumi, kalau sedang nampak, Venus seperti bintang yang sangat terang, ketiga paling terang di langit setelah Matahari dan Bulan. Maka Venus sering dinamai Bintang Pagi atau Bintang Timur kalau kebetulan nampak pada pagi hari dan disebut Bintang Sore ketika kelihatan sore hari. Dahulu Venus disebut bintang karena orang zaman dahulu tidak bisa membedakan bintang dengan planet. Ketika sudut elongasi planet 0° dikatakan planet dalam keadaan konjungsi. Konjungsi ada dua macam, jika planet berada diantara Bumi dan Matahari dikatakan planet dalam keadaan konjungsi inferior, sedangkan jika planet berada di belakang Matahari dikatakan konjungsi superior.
Pada saat konjungsi inferior, kalau planet Merkurius atau Venus tepat berada di bidang ekliptika diantara Bumi dan Matahari kita bisa mengamati fenomena transit, yaitu peristiwa melintasnya planet di piringan matahari. Karena cahaya matahari sangat terang planet yang transit akan tampak sebagai lingkaran hitam.
Peristiwa transit hanya bisa terjadi pada planet Merkurius dan Venus, saat itulah letak planet terdekat dari Bumi. Planet luar seperti Mars, Jupiter dan lain-lain tidak bisa mengalami transit karena tidak akan pernah bisa berada diantara Matahari dan Bumi. Saat planet luar terdekat dari Bumi adalah saat oposisi, yaitu ketika arah ke planet dan arah ke Matahari dari Bumi nampak berlawanan. Untuk pengamat di dekat khatulistiwa, ketika Mars oposisi, saat matahari terbenam Mars baru terbit, Mars akan nampak di atas horizon sepanjang malam dan nampak lebih terang dari pada saat-saat lain. Planet luar seperti Jupiter, Saturnus dan lain-lain tidak dapat dilihat pada saat konjungsi, karena berada di belakang Matahari.  Meskipun planet luar menyimpang sedikit dari keadaan konjungsi, sehingga tidak terhalang oleh piringan Matahari, tetap sulit melihatnya karena jauh dari Bumi sehingga lebih redup, diperparah lagi oleh gangguan cahaya matahari yang menyilaukan.
Apakah pada saat oposisi planet luar, Bumi dan Matahari satu garis lurus? Bisa! Tapi umumnya tidak persis satu garis lurus karena bidang orbit planet-planet dan bidang orbit Bumi tidak persis satu bidang, melainkan membentuk suatu sudut kecil.
Saat oposisi adalah saat terbaik mengamati planet luar, karena jaraknya yang dekat sehingga tampak lebih terang, lagi pula saat oposisi adalah saat planet luar nampak paling lama pada malam hari. Oposisi  yang sempat membuat heboh adalah oposisi planet Mars tahun 2003. Mengapa demikian menghebohkan ? padahal dalam waktu tidak sampai dua tahun bisa ada dua kali oposisi. Karena oposisi Mars 2003 adalah oposisi terdekat yang sangat jarang terjadi. Mars nampak sangat terang sehingga menjadi benda langit malam paling terang setelah Bulan. Mengapa ada oposisi dekat ada oposisi jauh? Karena orbit planet-planet tidak lingkaran sempurna, melainkan agak lonjong. Kelonjongan orbit planet dinyatakan dalam eksentrisitas e, yang didefinisikan sebagai berikut:

e = √(1-(b² / a²))
Dengan a = setengah sumbu panjang elips
             b = setengah sumbu pendek
Jarak perihelion (terdekat dari Matahari) : a(1 - e)
Jarak aphelion (terjauh dari Matahari): a(1 + e)
Jika kebetulan pada saat oposisi Mars, Bumi dekat dengan aphelion (titik terjauh dari matahari) sedangkan Mars dekat dengan perihelion (titik terdekat dari Matahari), maka jarak Bumi – Mars menjadi lebih dekat daripada saat oposisi biasanya, dan Mars menjadi sangat terang.

Contact Us

Untuk Informasi selanjutnya
Anda dapat menghubungi kami di
Nama     :  Dliya Ul Fikriyyah
No. HP  :  081911898111

About Us

Nama         :  Dliya Ul Fikriyyah
Kelas         :  XII IPA 1
Sekolah     :  SMAN 1 Cikembar
Alamat      :   Kp. Panagan Kolot, RT 02/03 Sukabumi

Anggota Astronomi Club SMAN 1 Cikembar