TATA SURYA

Alam semesta yang sangat luas ini terdiri dari milyaran galaksi atau gugusan bintang . Tiap galaksi terdiri dari milyaran anggota tata surya.Tata Surya adalah kelompok benda benda langit yang terdiri atas matahari sebagai pusatnya dan planet-planet , satelit , komet , asteroid , dan meteor yang berputar mengelilinginya.

          

                 Galaksi yang kita tempati dinamakan galaksi bima sakti (milky way). Disebut milky way karena warna galaksi itu seperti susu(milk) . Tata Surya kita merupakan salah satu dari sekian banyak tata surya yang berada dalam galaksi bima sakti.

 A. MATAHARI SEBAGAI PUSAT TATA SURYA

               Semua benda langit yang memancarkan cahay sendiri di sebut bintang.Matahari jika di lihat berukuran tampak lebih besar di bandingkan bintang bintang lainya.Sebenarnya matahari bukan bintang yang besar , tetapi karena letaknya dekat dengan bumi jadi terlihat besar . Jarak rata-rata matahari diukur dari bumi adalah sebesar 149.000.000 km , tetapi sering di bulatkan menjadi 150 juta km . Jarak ini di sebut satuan astronomi  . Jadi 1 satuan astronomi = 150 juta km.

  1. Energi Pancaran Matahari 

         Energi pancaran matahari berasal dari reaksi nuklir berupa reaksi fusi (penggabungan) inti hidrogen menjadi inti helium . Menurut ALBERT EINSTEIN besarnya energi matahari berasal dari reaksi fusi hidrogen yang dapat di rumuskan 

E = m

Keterangan :         

E = Energi (joule)

m = massa yang hilang (kg)

c = cepat rambat cahaya ( 3  )

         Energi yang di pancarkan oleh matahari merupakan seumber energi utama bagi kehidupan makhluk hidup di bumi . Hasil pengukuran menunjukkan semua bahwa permukaan seluas              1 c  pada lapisan terluar atmosfer menerima energi radiasi matahari  sebesar 8,2 joule/menit.

2. Unsur Penyusun Matahari

        Umsur penyusun matahari yang terbanyak adalah hidrogen dan helium. Dengan mempelajari spektroskopi dari spektrum.

3. Lapisan Matahari

      Matahari terususun dari lapisan lapisa tertentu .

Berikut ini macam macam lapisan yang melapisi matahari :

Inti

Inti Matahari diperkirakan merentang dari pusatnya sampai 20–25% radius Matahari.^[38] Kepadatannya mencapai 150 g/cm^3[39][40] (sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu mendekati 15,7 juta kelvin (K).^[40] Sebaliknya, suhu permukaan Matahari kurang lebih 5.800 K. Analisis terkini terhadap data misi SOHO menunjukkan adanya tingkat rotasi yang lebih cepat di bagian inti ketimbang di seluruh zona radiatif.^[38]Sepanjang masa hidup Matahari, energi dihasilkan oleh fusi nuklir melalui serangkaian tahap yang disebut rantai p–p (proton–proton); proses ini mengubah hidrogen menjadihelium.^[41] Hanya 0,8% energi Matahari yang berasal dari siklus CNO.^[42]

Inti adalah satu-satunya wilayah Matahari yang menghasilkan energi termal yang cukup melalui fusi; 99% tenaganya tercipta di dalam 24% radius Matahari, dan fusi hampir berhenti sepenuhnya pada tingkat 30% radius. Sisanya dipanaskan oleh energi yang ditransfer ke luar oleh radiasi dari inti ke layar konvektif di luarnya. Energi yang diproduksi melalui fusi di inti harus melintasi beberapa lapisan dalam perjalanan menuju fotosfer sebelum lepas ke angkasa dalam bentuk sinar Matahari atau energi kinetik partikel.^[43][44]

Rantai proton–proton terjadi sekitar 9,2×10³⁷ kali per detik di inti. Karena memakai empat proton bebas (nukleus hidrogen), reaksi ini kira-kira mengubah 3,7×10³⁸ proton menjadi partikel alpha (nukleus helium) setiap detiknya (dari total ~8,9×10⁵⁶ proton bebas di Matahari), atau sekitar 6,2×10¹¹ kg per detik.^[44] Karena memfusi hidrogen ke helium melepaskan kurang lebih 0,7% massa terfusi dalam bentuk energi,^[45] Matahari melepaskan energi dengan tingkat konversi massa–energi sebesar 4,26 juta ton metrik per detik, 384,6 yotta watt (3,846×10²⁶ W),^[1] atau 9,192×10¹⁰ megaton TNT per detik. Massa ini tidak dihancurkan untuk menciptakan energi, melainkan diubah menjadi setara energi dan diangkut dalam energi yang diradiasikan, seperti yang dijelaskan oleh konsep kesetaraan massa–energi.

Produksi tenaga oleh fusi di inti bervariasi sesuai jaraknya dari pusat Matahari. Di pusat Matahari, model teori memperkirakan besarnya mencapai 276.5 watt/m³,^[46] kepadatan produksi tenaga yang kira-kira lebih mendekati metabolisme reptil daripada bom termonuklir.^[b] Puncak produksi tenaga di Matahari telah dibanding-bandingkan dengan panas volumetrik yang dihasilkan di dalam tumpukan kompos aktif. Keluaran tenaga Matahari yang luar biasa tidak diakibatkan oleh tenaga per volumenya yang tinggi, melainkan ukurannya yang besar.

Tingkat fusi di bagian inti berada dalam kesetimbangan yang bisa membaik sendiri: tingkat fusi yang agak lebih tinggi mengakibatkan inti memanas dan sedikit memuai terhadapberat lapisan terluarnya, sehingga mengurangi tingkat fusi dan memperbaiki perturbasi; dan tingkat yang agak lebih rendah mengakibatkan inti mendingin dan sedikit menyusut, sehingga meningkatkan tingkat fusi dan memperbaikinya ke tingkat saat ini.^[47][48]

Sinar gamma (foton berenergi tinggi) yang dilepaskan dalam reaksi fusi hanya diserap oleh beberapa militer plasma Matahari, kemudian dipancarkan kembali secara acak dalam bentuk energi yang lebih rendah. Karena itu, butuh waktu lama bagi radiasi untuk mencapai permukaan Matahari. Perkiraan waktu tempuh foton berkisar antara 10.000 sampai 170.000 tahun.^[49] Neutrino, yang mewakili sekitar 2% produksi energi total Matahari, hanya butuh 2,3 detik untuk mencapai permukaan. Karena transprotasi energi di Matahari adalah proses yang melibatkan foton dalam kesetimbangan termodinamik dengan zat, skala waktu transportasi energi di Matahari lebih panjang dengan rentang 30.000.000 tahun. Ini adalah waktu yang diperlukan Matahari untuk kembali ke keadaan stabil jika tingkat penciptaan energi di intinya tiba-tiba berubah.^[50]

Sepanjang bagian akhir perjalanan foton keluar Matahari, di lapisan konvektif terluar, tabrakannya lebih sedikit dan jauh dan energinya lebih rendah. Fotosfer adalah permukaan transparan Matahari tempat foton terlepas dalam bentuk cahaya tampak. Setiap sinar gamma di inti Matahari diubah menjadi beberapa juta foton cahaya tampak sebelum lepas ke luar angkasa. Neutrino juga dilepaskan oleh reaksi fusi di inti, namun tidak seperti foton, neutrino jarang berinteraksi dengan zat sampai-sampai semuanya bisa dengan mudah keluar dari Matahari. Selama beberapa tahun, pengukuran jumlah neutrino yang diproduksi di Matahari lebih rendah daripada yang diprediksi teori dengan faktor 3. Kesenjangan ini diselesaikan pada tahun 2001 melalui penemuan efek osilasi neutrino: Matahari memancarkan beberapa neutrino sesuai prediksi teori, tetapi detektor neutrino kehilangan ²⁄₃ jumlahnya karena neutrino sudah berubah rasa saat dideteksi.^[51]

Potongan melintang bintang tipe Matahari (NASA)

Zona radiatif

Kurang lebih di bawah 0,7 radius Matahari, material Matahari cukup panas dan padat sampai-sampai radiasi termal adalah cara utama untuk mentransfer energi dari inti.^[52] Zona ini tidak diatur oleh konveksi termal; meski begitu suhunya turun dari kira-kira 7 juta ke 2 juta kelvin seiring bertambahnya jarak dari inti.^[40] Gradien suhu ini kurang dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak dapat menciptakan konveksi.^[40] Energi ditransfer oleh radiasi—ion hidrogen dan heliummemancarkan foton, yang hanya bergerak sedikit sebelum diserap kembali oleh ion-ion lain.^[52] Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20 g/cm³ ke 0,2 g/cm³) dari 0,25 radius Matahari di atas zona radiasi.^[52]

Zona radiatif dan zona konvektif dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi, takhoklin. Ini adalah wilayah ketika perubahan fenomena mencolok antara rotasi seragam di zona radiatif dan rotasi diferensial di zona konveksi menghasilkan celah besar—kondisi ketika lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah.^[53] Gerakan cair yang ditemukan di zona konveksi di atasnya perlahan menghilang dari atas sampai bawah lapisan ini, sama seperti karakteristik tenang zona radiatif di bawah. Saat ini, diperkirakan bahwa sebuah dinamo magnetik di dalma lapisan ini menciptakan medan magnet Matahari (baca dinamo Matahari).^[40]

Zona konvektif

Di lapisan terluar Matahari, dari permukaannya sampai kira-kira 200.000 km di bawahnya (70% radius Matahari dari pusat), suhunya lebih rendah daripada di zona radiatif dan atom yang lebih berat tidak sepenuhnya terionisasikan. Akibatnya, transportasi panas radiatif kurang efektif. Kepadatan gas-gas ini sangat rendah untuk memungkinkan arus konvektif terbentuk. Material yang dipanaskan di takhoklin memanas dan memuai, sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkan material tersebut naik. Pengaruhnya, konveksi termal berkembang saat sel panas mengangkut mayoritas panas ke luar hingga fotosfer Matahari. Setelah material tersebut mendingin di fotosfer, kepadatannya meningkat, lalu tenggelam ke dasar zona konveksi. Di sana material memanfaatkan panas dari atas zona radiatif dan siklus ini berlanjut. Di fotosfer, suhu menurun hingga 5.7000 K dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m³ (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).^[40]

Kolom panas di zona konveksi membentuk jejak di permukaan Matahari yang disebut granulasi dan supergranulasi. Konveksi turbulen di bagian terluar interior Matahari ini menghasilkan dinamo "berskala kecil" yang menciptakan kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan Matahari.^[40] Kolom panas Matahari disebut sel Bénard dan berbentuk prisma heksagon.^[54]

Fotosfer

Suhu efektif, atau suhu benda hitam, Matahari (5777 K) adalah suhu yang harus dimiliki sebuah benda hitam berukuran sama agar menghasilkan total tenaga emisif yang sama.

Artikel utama untuk bagian ini adalah: Fotosfer

Permukaan Matahari yang tampak, fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya Matahari menjadi opak terhadap cahaya tampak.^[55] Di atas fotosfer, sinar Matahari yang tampak bebas berkelana ke angkasa dan energinya terlepas sepenuhnya dari Matahari. Perubahan opasitas diakibatkan oleh berkurangnya jumlah ion H⁻ yang mudah menyerap cahaya tampak.^[55] Sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H⁻.^[56][57] Tebal fotosfer puluhan sampai ratusan kilometer, sedikit kurang opak daripada udara di Bumi. Karena bagian atas fotosfer lebih dingin daripada bagian bawahnya, citra Matahari tampak lebih terang di tengah daripada pinggir atau lengan cakram Matahari; fenomena ini disebut penggelapan lengan.^[55] Spektrum sinar Matahari kurang lebih sama dengan spektrum benda hitam yang beradiasi sekitar 6.000 K, berbaur dengan jalur penyerapan atomik dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel sebesar ~10²³ m⁻³ (sekitar 0,37% jumlah partikel per volume atmosfer Bumi di permukaan laut). Fotosfer tidak sepenuhnya terionisasikan—cakupan ionisasinya sekitar 3%, sehingga nyaris seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom.^[58]

Selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak ada kaitannya denganelemen kimia apapun yang saat itu dikenal di Bumi. Pada tahun 1868, Norman Lockyer berhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang ia sebut helium, diambil dari nama dewa Matahari Yunani Helios. 25 tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.^[59]

Atmosfer

Lihat pula: Korona dan Lingkaran korona

Saat gerhana Matahari total, koronaMatahari dapat dilihat dengan mata telanjang selama periode totalitas yang singkat.

Bagian Matahari di atas fotosfer disebut atmosfer Matahari.^[55] Atmosfer dapat diamati menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet, mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona, dan heliosfer.^[55] Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari, membentang ke luar melewati orbit Pluto hingga heliopause yang membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari.^[55] Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.^[60]

Lapisan terdingin Matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan suhu kurang lebih4.100 K.^[55] Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapt dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka.^[61]

Di atas lapisan suhu rendah ada lapisan setebal 2.000 km yang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan.^[55] Lapisan ini bernama kromosfer yang diambil dari kata Yunani chroma, artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhir gerhana Matahari total.^[52] Suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai 20.000 K di dekat puncaknya.^[55] Di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya.^[62]

Diambil oleh Hinode Solar Optical Telescope tanggal 12 Januari 2007, citra Matahari ini menunjukkan sifat filamen pada plasma yang menghubungkan wilayah-wilayah berpolaritas magnet berbeda.

Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20.000 K di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1.000.000 K.^[63] Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran.^[62]Wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur yang konstan.^[52] Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadapspektrum ultraviolet ekstrem.^[64]

Korona adalah kepanjangan atmosfer telruar Matahari yang volumenya lebih besar daripada Matahari itu sendiri. Korona terus menyebar ke angkasa dan menjadi angin Matahari yang mengisi seluruh Tata Surya.^[65] Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 10¹⁵–10¹⁶ m⁻³.^[62][c] Suhu rata-rata korona dan angin Matahari sekitar 1.000.000–2.000.000 K; akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8.000.000–20.000.000 K.^[63] Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik.^[63][65]

Heliosfer, yaitu volume di sekitar Matahari yang diisi plasma angin Matahari, merentang dari kurang lebih 20 radius Matahari (0.1 AU) sampai batas terluar Tata Surya. Batas terdalamnya ditetapkan sebagai lapisan tempat arus angin Matahari menjadi superalfvénik—artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan gelombang Alfvén.^[66] Turbulensi dan dorongan dinamis di heliosfer tidak dapat memengaruhi bentuk korona Matahari di dalamnya, karena informasi hanya dapat bergerak pada kecepatan gelombang Alfvén. Angin Matahari terus bergerak ke luar melintasi heliosfer, membentuk medan magnet Matahari seperti spiral,^[65] sampai menyentuh heliopause lebih dari 50 AU dari Matahari. Pada Desember 2004, wahana Voyager 1melintasi front kejut yang diduga sebagai bagian dari heliosfer. Kedua wahana Voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang tinggi saat mendekati batas tersebut.^[67]

Medan magnet

Lihat pula: Medan magnet bintang

Di citra ultraviolet warna palsu ini, Matahari memiliki semburan Matahari kelas C3 (wilayah putih di kiri atas), sebuah tsunami Matahari (struktur mirip gelombang, kanan atas), dan beberapa filamen plasmasetelah medan magnet yang naik dari permukaan.

Lembar arus heliosfer merentang sampai batas terluar Tata Surya dan terbentuk oleh pengaruh medan magnet Matahari yang berotasi di plasma di medium antarplanet.^[68]

Matahari adalah bintang yang magnetnya aktif. Matahari memiliki medan magnet kuat dan yang berubah-ubah tiap tahun dan berbalik arah setiap sebelas tahun di sekitar maksimum Matahari.^[69] Medan magnet Matahari mencadi penyebab sejumlah dampak yang secara kolektif disebut aktivitas Matahari, termasuk titik Matahari di permukaan Matahari, semburan Matahari, dan variasi angin Matahari yang mengangkut material melintasi Tata Surya.^[70] Dampak aktivitas Matahari terhadap Bumi meliputi aurora di lintang tengah sampai tinggi dan gangguan komunikasi radio dan tenaga listrik. Aktivitas Matahari diduga memainkan peran besar dalampembentukan dan evolusi Tata Surya. Aktivitas Matahari mengubah struktur atmosfer terluar Bumi.^[71]

Semua materi di Matahari berbentuk gas dan bersuhu tinggi, disebut plasma. Ini membuat Matahari bisa berotasi lebih cepat di khatulistiwa (sekitar 25 hari) daripada lintang yang lebih tinggi (sekitar 35 hari di dekat kutubnya). Rotasi diferensial lintang Matahari menyebabkan jalur medan magnetnya saling terikat seiring waktu, menghasilkan lingkaran medan magnet dari permukaan Matahari dan mencetus pembentukan titik Matahari dan prominensa Matahari (baca rekoneksi magnetik). Aksi ikat-ikatan ini menciptakandinamo Matahari dan siklus aktivitas magnetik 11 tahun; medan magnet Matahari berbalik arah setiap 11 tahun.^[72][73]

Medan magnet Matahari membentang jauh melewati Matahari itu sendiri. Plasma angin Matahari yang termagnetkan membawa medan magnet Mathari ke luar angkasa dan membentuk medan magnet antarplanet.^[65] Karena plasma hanya mampu bergerak di jalur medan magnet, medan magnet antarplanet awalnya tertarik secara radial menjauhi Matahari. Karena medan di atas dan bawah khatulistiwa Matahari memiliki polaritas berbeda yang mengarah ke dan menjauhi Matahari, ada satu lembar arus tipis di bidang khatulistiwa Matahari yang disebut lembar arus heliosfer.^[65] Pada jarak yang lebih jauh, rotasi Matahari memelintir medan magnet dan lembar arus menjadi struktur mirip spiral Archimedes yang disebut spiral Parker.^[65] Medan magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet Matahari. Medan magnet dipol Matahari sebesar 50–400 μT (di fotosfer) berkurang seiring jaraknya menjadi sekitar 0,1 nT pada jarak Bumi. Meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa, bidang antarplanet di lokasi Bumi sekitar 5 nT, kurang lebih seratus kali lebih besar.^[74] Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi Matahari.

B. PLANET-PLANET

   Planet-planet di tata surya terbagi menjadi dua kelompok, yaitu planet dalam dan planet luar. Planet-planet dalam terdiri atas Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars. Ciri-ciri planet dalam adalah terbentuk dari batu dan logam, permukaannya padat, tidak memiliki cincin, dan memiliki sedikit satelit. Sedangkan, planet-planet luar terdiri atas Yupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus. Ukuran planet luar lebih besar daripada planet-planet dalam. Ciri-ciri planet luar adalah terbentuk dari hidrogen dan helium, mempunyai cincin dan atmosfer yang sangat tebal, serta memiliki banyak satelit. Berikut ini penjelasan dan ciri-ciri planet penghuni tata surya:

Planet Merkurius
Merkurius berasal dari nama dewa kurir kerajaan Romawi. Merkurius adalah planet yang paling dekat dengan Matahari sehingga suhu permukaannya pada siang hari dapat mencapai 400°C, tetapi pada malam hari dapat turun hingga 180°C. Merkurius adalah planet terkecil di tata surya, tetapi memiliki berat yang hampir sama dengan Bumi. Hal ini karena bagian inti Merkurius tersusun dari besi yang sangat besar dengan diameter mencapai 3.600 km. Waktu yang paling tepat untuk mengamati Merkurius adalah pada saat senja atau menjelang pagi. Ciri-ciri planet Merkurius:

• Diameter : 4.879 km
• Jarak rata-rata dari Matahari : 57,9 juta km
• Kala rotasi : 58,65 hari
• Kala revolusi : 88 hari
• Suhu rata-rata : 167°C
• jumlah satelit : 0
• Cincin : tidak ada

Planet Venus
Nama Venus berasal dari nama dewi cinta dan kecantikan bangsa Romawi. Venus juga dikenal sebagai bintang sore atau bintang kejora karena dapat diamati pada petang hari dan sebelum Matahari terbit. Venus terlihat seperti bintang di langit malam karena lapisan atmosfernya tebal dan dapat memantulkan sinar Matahari dengan baik. Venus adalah planet terpanas di tata surya dengan suhu mencapai lebih dari 470°C. Venus juga merupakan satu-satunya planet yang berputar searah dengan jarum jam. Ciri-ciri planetVenus:

• Diameter : 12.104 km
• jarak rata-rata dan Matahari: 108,2 juta km
• Kala rotasi: 243 hari
• Kala revolusi : 224,7 hari
• Suhu rata-rata : 464°C
• jumlah satelit: 0
• Cincin : tidak ada

Planet Bumi
Bumi adalah satu-satunya planet yang dapat ditempati karena memiliki suhu yang relatif tetap. Suhu di Bumi menjaga tersedianya air dalam bentuk cair dan menjaga organism penghasil oksigen tetap hidup. Lebih dari 70% permukaan Bumi adalah air, sisanya merupakan daratan. Tebal atmosfer Bumi mencapai 700 km yang sebagian besar terdiri atas nitrogen dan oksigen. Ciri-ciri planet Bumi:

• Diameter : 12.756,3 km
• Jarak rata-rata dari Matahari : 149,6 juta km
• Kala rotasi : 23 jam 57 menit
• Kala revolusi : 365,242 hari
• Suhu rata-rata : 15°C
• jumlah satelit : 1
• Cincin : tidak ada 

Planet Mars
Nama Mars berasal dari nama dewa perang dan legenda bangsa Romawi. Mars juga dijuluki sebagai planet merah. Mengapa Mars dijuluki sebagai planet merah? Hal tersebut dikarenakan permukaan planet Mars berwarna merah berasal dari besi berkarat yang terdapat di seluruh permukaan Mars. Permukaan Mars terdiri atas gunung-gunung berapi yang besar, lembah, lapisan es, dan sungai kering. Mars mempunyai dua buah satelit kecil yang bernama Phobos dan Deimos. Ciri-ciri planet Mars

• Diameter : 6.794 km
• Jarak rata-rata dari Matahari : 227,9 juta km
• Kala rotasi : 9 jam 56 menit
• Kala revolusi : 11 tahun 10 bulan 3 hari
• Rata-rata suhu : -65°C
• Jumlah satelit : 2
• Cincin : tidak ada 

Planet Yupiter
Sesungguhnya planet Yupiter bernama planet Zeus sesuai dengan nama raja dewa-dewa bangsa Yunani kuno. Namun, dalam kebudayaan bangsa Romawi, Zeus dikenal sebagai Yupiter. Planet Yupiter adalah planet terbesar di tata surya kita. Diameter Yupiter sekitar 11 kali diameter Bumi dengan berat sebesar dua kali jumlah berat seluruh planet dalam tata surya. Permukaan Yupiter diselimuti awan tebal yang sebagian besar terbentuk dari gas helium dan hidrogen. Gaya tarik Yupiter sangat besar, sehingga dapat mengubah gas hidrogen menjadi cair. Sedangkan di bagian inti Yupiter, tekanan yang besar mengubah hidrogen menjadi logam padat. Ciri-ciri planet Yupiter:

• Diameter : 139.822 km
• Jarak rata-rata dari Matahari : 778,3 juta km
• Kala rotasi : 10 jam 40 menit
• Kala revolusi : 29,42 tahun
• Suhu rata-rata : 50°C
• Jumlah satelit : 16
• Cincin : ada

Planet Saturnus 
Saturnus tidak padat, sebagian besar penyusunnya adalah gas hidrogen dan helium. Hanya di bagian inti planet yang sangat kecil terdapat batu padat. Angin di Saturnus lebih kencang daripada badai di Bumi. Angin ini berputar-putar tiada henti di bagian ekuator dengan kecepatan hingga 1.100 km/jam. Ciri-ciri planetplanet Saturnus

• Diameter : 120.536 km
• Jarak rata-rata dari Matahari : 1433,5 juta km
• Kala rotasi : 10 jam 40 menit
• Kala revolusi : 29,42 tahun
• Suhu rata-rata : -140°C
• Jumlah satelit : 18
• Cincin : ada

Planet Uranus
Uranus dinamai menurut nama dewi langit Yunani kuno, yaitu Urania. Uranus adalah planet ketujuh dan Matahari, yaitu sekitar 2.872 juta km jauhnya dari Matahari sehingga untuk melakukan satu kali revolusi diperlukan waktu hampir 84 tahun. Letak uranus sangat jauh dari Matahari sehingga permukaannya sangat dingin. Sebagai perbandingan, jika sinar Matahari hanya membutuhkan waktu 8 menit untuk mencapai Bumi, maka untuk sampai ke Uranus diperlukan waktu 2,5 jam. Selain itu, pada musim panas, Matahari bersinar selama 20 tahun, sedangkan pada musim dingin kegelapan menyelimuti selama lebih dari 20 tahun. Pada musim gugur, Matahari terbit dan terbenam setiap 9 jam. Ciri-ciri planet Uranus:

• Diameter : 50.724 km
• Jarak rata-rata dari Matahari : 2.872 juta km
• Kala rotasi : 17 jam 14 menit
• Kala revolusi : 84 tahun
• Suhu rata-rata : -140°C
• Jumlah satelit :27
• Cincin : ada

Planet Neptunus
Diameter Neptunus mencapai 50.500 km. Jarak Neptunus ke Matahari kurang lebih 4.500 juta km. Kala rotasi Neptunus adalah 16 jam 7 menit dan kala revolusinya adalah 164,8 tahun. Neptunus dltemukan 65 tahun setelah Uranus ditemukan. Neptunus tampak berwarna cerah biru kehijauan. Neptunus sering dijuluki pembuat ulah karena sering beredar keluar dan garis orbitnya. Neptunus juga dikenal sebagai kembaran Uranus. Atmosfer Neptunus terdiri atas 80% hidrogen, 19% helium, dan 1,5% metana. Permukaan Neptunus tertutup lapisan es sangat tebal. Suhu Neptunus mencapai kira-kira -223°C. Ciri-ciri planet Neptunus:

• Diameter : 50.500 km
• Jarak rata-rata dari Matahari : 4.500 juta km
• Kala rotasi : 16 jam 7 menit
• Kala revolusi : 164,8 tahun
• Suhu rata-rata : -223°C
• Jumlah satelit :14
• Cincin : ada

3. HUKUM PEREDARAN PLANET

Hukum Gerakan Planet Kepler

Figure 1: Illustration of Kepler's three laws with two planetary orbits. (1) The orbits are ellipses, with focal points ƒ₁ and ƒ₂ for the first planet and ƒ₁ and &>. (2) The two shaded sectors A₁ and A₂ have the same surface area and the time for planet 1 to cover segment A₁ is equal to the time to cover segment A₂. (3) The total orbit times for planet 1 and planet 2 have a ratio a₁^3/2 : a₂^3/2.

Di dalam astronomi, tiga Hukum Gerakan Planet Kepler adalah:

·         Setiap planet bergerak dengan lintasan elips, Matahari berada di salah satu fokusnya.

·         Luas daerah yang disapu pada selang waktu yang sama akan selalu sama.

·         Perioda kuadrat suatu planet berbanding dengan pangkat tiga jarak rata-ratanya dari Matahari.

Ketiga hukum di atas ditemukan oleh ahli matematika dan astronomi Jerman: Johannes Kepler (1571–1630), yang menjelaskan gerakan planet di dalam tata surya. Hukum di atas menjabarkan gerakan dua benda yang saling mengorbit.

Karya Kepler didasari oleh data pengamatan Tycho Brahe, yang diterbitkannya sebagai 'Rudolphine tables'. Sekitar tahun 1605, Kepler menyimpulkan bahwa data posisi planet hasil pengamatan Brahe mengikuti rumusan matematika cukup sederhana yang tercantum di atas.

Hukum Kepler mempertanyakan kebenaran astronomi dan fisika warisan zaman Aristoteles dan Ptolemaeus. Ungkapan Kepler bahwa Bumi beredar sekeliling, berbentuk elips dan bukannya epicycle, dan membuktikan bahwa kecepatan gerak planet bervariasi, mengubah astronomi dan fisika. Hampir seabad kemudian, Isaac Newton mendeduksi Hukum Kepler dari rumusan hukum karyanya, hukum gerak dan hukum gravitasi Newton, dengan menggunakan Euclidean geometri klasik.

Pada era modern, hukum Kepler digunakan untuk aproksimasi orbit satelit dan benda-benda yang mengorbit Matahari, yang semuanya belum ditemukan pada saat Kepler hidup (contoh: planet luar dan asteroid). Hukum ini kemudian diaplikasikan untuk semua benda kecil yang mengorbit benda lain yang jauh lebih besar, walaupun beberapa aspek seperti gesekan atmosfer (contoh: gerakan di orbit rendah), atau relativitas (contoh: prosesi preihelion merkurius), dan keberadaan benda lainnya dapat membuat hasil hitungan tidak akurat dalam berbagai keperluan.

Animasi dari gerak Kepler

 

 

Pengenalan Tiga Hukum Kepler

Secara Umum

Hukum hukum ini menjabarkan gerakan dua badan yang mengorbit satu sama lainnya. Massa dari kedua badan ini bisa hampir sama, sebagai contoh Charon—Pluto (~1:10), proporsi yang kecil, sebagai contoh. Bulan—Bumi(~1:100), atau perbandingan proporsi yang besar, sebagai contoh Merkurius—Matahari (~1:10,000,000).

Dalam semua contoh di atas, kedua badan mengorbit mengelilingi satu pusat massa, barycenter, tidak satu pun berdiri secara sepenuhnya di atas fokus elips. Namun, kedua orbit itu adalah elips dengan satu titik fokus di barycenter. Jika rasio massanya besar, sebagai contoh planet mengelilingi Matahari, barycenternya terletak jauh di tengah obyek yang besar, dekat di titik massanya. Di dalam contoh ini, perlu digunakan instrumen presisi canggih untuk mendeteksi pemisahan barycenter dari titik masa benda yang lebih besar. Jadi, hukum Kepler pertama secara akurat menjabarkan orbit sebuah planet mengelilingi Matahari.

Karena Kepler menulis hukumnya untuk aplikasi orbit planet dan Matahari, dan tidak mengenal generalitas hukumnya, artikel ini hanya akan mendiskusikan hukum di atas sehubungan dengan Matahari dan planet-planetnya.

Hukum Pertama

Figure 2: Hukum Kepler pertama menempatkan Matahari di satu titik fokus edaran elips.

"Setiap planet bergerak dengan lintasan elips, Matahari berada di salah satu fokusnya."

Pada zaman Kepler, klaim di atas adalah radikal. Kepercayaan yang berlaku (terutama yang berbasis teori epicycle) adalah bahwa orbit harus didasari lingkaran sempurna. Pengamatan ini sangat penting pada saat itu karena mendukung pandangan alam semesta menurut Kopernikus. Ini tidak berarti ia kehilangan relevansi dalam konteks yang lebih modern.

Meski secara teknis elips yang tidak sama dengan lingkaran, tetapi sebagian besar planet planet mengikuti orbit yang bereksentrisitas rendah, jadi secara kasar bisa dibilang mengaproksimasi lingkaran. Jadi, kalau ditilik dari pengamatan jalan edaran planet, tidak jelas kalau orbit sebuah planet adalah elips. Namun, dari bukti perhitungan Kepler, orbit-orbit itu adalah elips, yang juga memeperbolehkan benda-benda angkasa yang jauh dari Matahari untuk memiliki orbit elips. Benda-benda angkasa ini tentunya sudah banyak dicatat oleh ahli astronomi, seperti komet dan asteroid. Sebagai contoh, Pluto, yang diamati pada akhir tahun 1930, terutama terlambat diketemukan karena bentuk orbitnya yang sangat elips dan kecil ukurannya.

Hukum Kedua

Figure 3: Illustrasi hukum Kepler kedua. Bahwa Planet bergerak lebih cepat di dekat Matahari dan lambat di jarak yang jauh. Sehingga, jumlah area adalah sama pada jangka waktu tertentu.

"Luas daerah yang disapu pada selang waktu yang sama akan selalu sama."

Secara matematis:

dimana  adalah "areal velocity".

Hukum Ketiga

Planet yang terletak jauh dari Matahari memiliki perioda orbit yang lebih panjang dari planet yang dekat letaknya. Hukum Kepler ketiga menjabarkan hal tersebut secara kuantitatif.

"Perioda kuadrat suatu planet berbanding dengan pangkat tiga jarak rata-ratanya dari Matahari."

Secara matematis:

dengan  adalah perioda orbit planet dan  adalah sumbu semimajor orbitnya.

Konstant proporsionalitasnya adalah semua sama untuk planet yang mengedar Matahari.

4. GAYA GRAVITASI , PERIODE REVOLUSI, ROTASI

      Antara planet dan matahari terdapat gaya gravitasi yang besarnya sebanding dengan perkalian massa keduanya dan berbanding terbalik dengan kuadrat jarak keduanya. Karena massa matahari jauh lebih besar dari pada massa planet. Gaya gravitasi matahari menyebabkan planet-planet bergerak mengitari matahari dengan orbit elips.

Periode Revolusi Planet adalah Selang waktu sebuah planet untuk bergerak satu kali mengitari matahari. Periode ini berkaitan dengan jari-jari orbit (makin besar jari-jari orbit maka makin kecil gaya gravitasinya), sehingga makin kecil kelajuan putar planet. Periode Rotasi Planet adalah selang waktu sebuah planet untuk berputar 1 kali mengitari porosnya sendiri. Periode ini tidak bergantung pada jari-jari orbit. Kedelapan planet berevolusi dengan gerak langsung, yaitu gerak berlawanan dengan arah jarum jam / arah timur. Jika dilihat dari luar angkasa hampir semua planet berotasi dengan gerak langsung, kecuali Venus dan Uranus yang berotasi dengan gerak balik / arah barat.

5. KOMET,ASTEROID,METEOR,DAN METEORIT, SATELIT

      - Asteroid

Asteroid

          pernah disebut sebagai planet minor atau planetoid, adalah benda berukuran lebih kecil daripada planet, tetapi lebih besar daripada meteoroid, umumnya terdapat di bagian dalam Tata Surya (lebih dalam dari orbit planet Neptunus). Asteroid berbeda dengan komet dari penampakan visualnya. Komet menampakkan koma ("ekor") sementara asteroid tidak.

- Komet

Komet

           Kata "komet" berasal dari bahasa yunani yang berarti "rambut panjang". Istilah lainnya adalah bintang berekor yang tidak tidak tepat karena komet sama sekali bukan bintang. Orang Jawa menyebutnya sebagai lintang kemukus karena memiliki ekor seperti buah kemukus yang telah dikeringkan.
          Komet terbentuk dari es dan debu. Komet terdiri dari kumpulan debu dan gas yang membeku pada saat berada jauh dari Matahar. Ketika mendekati Matahari, sebagian bahan penyusun komet menguap membentuk kepala gas dan ekor. Komet juga mengelilingi Matahari, sehingga termasuk dalam sistem tata surya.

- Meteor

Meteor

          Meteor adalah benda langit yang masuk ke dalam wilayah atmosfer bumi yang mengakibatkan terjadinya gesekan permukaan metor dengan udara dalam kecepatan tinggi. Akibat adanya gesekan yang yang cepat tersebut menimbulkan pijaran api dan cahaya yang dari kejauhan kita melihatnya seperti bintang jatuh.

- Meteorit

Meteorit

Meteorit

Meteorit

       Meteorit adalah benda-benda di luar angkasa dengan kecepatan yang cepat. Jumlah meteorit di angkasa raya tidak terhitung karena sangat banyak dengan berbagai bentuk, jenis, bahan kandungan, warna, sifat dan sebagainya.

- Satelit
          Satelit adalah benda yang mengelilingi planet yang memiliki orbit peredaran sendiri. Satelit bersama planet yang dikelilinginya secara bersama-sama mengelilingi bintang. Bulan adalah satelit alami yang dimiliki oleh bumi yang bersama bumi mengelilingi matahari, sedangkan satelit palapa, satelit b1, dan sebagainya adalah satelit buatan manusia yang digunakan untuk tujuan tertentu seperti untuk komunikasi, mata-mata, riset, dan lain sebagainya.

referensi :

ari damari 2009.konsep jitu fisika smp untuk kelas 1,2,3.Jakarta Wahyu media

agus torongguno,drs.subagyo,drs.abdul kholim, s.pd fisika sltp .bumi aksara

tiga serangkai

erlangga

http//id.wikipedia.org