The Secret of Cosmo

2009-12-02T22:21:00.000-08:00

* naMa" guru eSeMa 1 SiboLga

NO	NAMA GURU	MATA PELAJARAN
1	Drs.Malanton Hutapea	Biologi
2	Dra.Rusmi Saragih	Kimia
3	Drs.Eriston Siahaan	B.Inggris
4	Dra.Bonur Ompusunggu	Kimia
5	Drs.Aston situmeang	BP/BK
6	Morhan Siringo-ringo,S.Pd	B.Indonesia
7	Rudolf Laruno Sinaga,S.pd	Matematika
8	Dra.Ria Ida Nadeak	B.Inggris
9	Basariah Sinulingga,S.pd	Geografi
10	Berman Manik,S.pd	Sosiologi
11	Samsidar,S.pd	Kimia
12	Wilman Tampubolon,BA	Sejarah
13	Ruth Ginting,S.pd	B.Indonesia
14	Drs.Marihot Simanungkalit	Biologi
15	Rosmianna Tarigan,S.pd	Geografi
16	Roskia Hutauruk,S.pd	Matematika
17	Nurbaya Tanjung,S.pd	B.Indonesia
18	Rosniari Riyonga,S.pd	B.Inggris
19	Karmen Mataniari,STh	Ag.Kristen
20	Namlis,S.pd	B.Inggris
21	Bahrum Siregar,S.pd	PKN
22	Masdiani Simanjuntak,S.pd	Sej/P.seni
23	Janji Samosir,S.pd	Kimia
24	Tota Gustaria,S.pd	B.Ind/B.jer
25	Hermina Ginting,S.pd	Pend.Seni
26	Meri Natalia Kristina,S.pd	Pend.Seni
27	Paima Sinaga,S.pd	BP/BK
28	Dra.Najmidar	Sej/Pen.Seni
29	Dra.Nurmariana Sinaga	Kimia
30	Firman Tanjung,S.pd	Matematika
31	Syahril,S.pd	Matematika
32	Sarmiani Damanik,S.pd	Matematika
33	Vierda P.V.Hutabarat,S.pd	Biologi/Kel
34	Hotmaria Siagian,S.pd	Kimia
35	Anna Simanjuntak,S.pd	Geo/PKN
36	Darmawati Waruwu,S.pd	Bio/Kelautan
37	Dra.Sabarmida Siahaan	BP/BK
38	Nelva Siti M.Silaban,S.pd	Fisika
39	Dumaria Gurning,S.pd	Ekonomi
40	Irmadanti Tambunan,S.Ag	Ag.Islam
41	Paini,S.Ag	Ag.Islam
42	Haposan Sirait,S.pd	Bio/Kelautan
43	Rotua M.Sinambela,S.pd	Ekonomi
44	Sulhan S.Tarihoran,S.Pd	Sosiologi
45	Zulfayeni Marbun,S.Pd	Biologi/TIK
46	Rosmutiara Sinaga,S.Pd	Ekonomi
47	Jhonny.E.Manalu,S.Pd	B.Inggris
48	Sih Puji Astini,S.Pd	Fisika
49	Aryani A.Tanjung,S.Pd	PenjaskePKN
50	Mustafa Siregar,S.Pd	PKN
51	Lenni M.Harianja,S.Pd	PKN
52	Santri P.Hasugian,S.Pd	Ag.Kristen
53	Ellysa L.Sihombing,S.Pd	Matematika
54	Esi S.Can Aritonang,S.Pd	Fisika/TIK
55	Sukriadi Sanjaya,S.Pd	Penjaskes
56	Bontor Tampubolon,S.Pd	Ag.Kristen
57	Osmar Simatupang	TIK
58	Bintangur Simamora,S.Ag	Ag.Katolik
59	Drs.Sabar L.Tobing	B.Indonesia
60	Drs.M.M.D Saragi	Fisika
61	Drs.Togar BAnjarnahor	Fisika
62	P.Pandiangan,S.Pd	Penjaskes
63	B.Hutagalung,S.Pd	Sosiologi
64	Igil Tua Situmorang,S.Pd	Penjaskes
65	Drs.Safrin	Ag.Islam
66	T.S.Sihombing,S.Pd	BP/BK/BI
67	Rudyard Situmorang,S.Pd	Kelautan
68	Alpar Simatupang,S.Pd	TIK
69	Pinta Uli Lubis,S.Pd	Fisika
70	Lestari Marlin Sitompul,S.Pd	B.Inggris
71	Roma Putri Anna M.S,Pd	B.Indonesia
72	Susanna Sitorus,S.Pd	B.Jerman
73	Sigit,S.Pd	B.Indonesia
74	Mula J.Lumbantoruan	Fisika
75	Ida Sitorus,S.Pd	B.Jerman

XI IPA 1 SMA N 1 SIBOLGA

2009-12-02T22:17:00.000-08:00

no	Nama	Alamat	TTL	NIS	Foto
1	Amos Ginting	Jl. Mahoni No.44	Bekasi, 19 Februari 1992	04686
2	Apriani Manurung	Jl. H. Gatot Subroto	Sibolga, 5 April 1993	04699
3	Astri Napitupulu	Perumnas Kalangan	Sibolga, 9 September 1992	04792
4	Azhar Usni	Jl. Barus Mela	Sibolga, 19 Februari 1993	04709
5	Berthalina Sihotang	Jl. Nusa Indah No. 1 Simare-mare	Sibolga, 2 Agustus 1993	04712
6	Dini Kharida Lubis	Jl. Kol. Adonia Hutagalung No. 7a	Sibolga, 31 Oktober 1993	04740
7	Dodi Iswandi	Jl. Dangol Lumban Tobing	Padang, 15 Februari 1993	04748
8	Grace Juli Carlina Nababan	Jl. Gereja HKBP No. 3 Mela	Sibolga, 22 Juli 1993	04789
9	Handan Rizky	Jl. Comodor Yos Sudarso No. 3	Sibolga, 27 Februari 1993	04798
10	Hasnan Fiqri	Jl. Cendrawasih 80	Sibolga, 28 Februari 1993	04796
11	Hotlan Heber Situmeang	Jl. Kenanga 59	Sibolga, 4 April 1993	04807
12	Indi Christy Hutagalung	: Jl. Dangol Lumban Tobing	Sibolga, 21 April 1993	04814
13	Jonathan Parasian Panjaitan	Jl. Kapiten Pattimura No. 39	Tanah Grogot, 6 Juli 1993	04828
14	Lira Anaida Simamora	Jl. Hijrah No. 21	Sibolga, 17 0ktober 1993	04842
15	Martharia Panjaitan	Jl. Oswald Siahaan	Pandan, 3 Juni 1993	04854
16	Mery Apriani Hutabarat	Jl. Mela Dolok No. 56 a	Sibolga, 19 April 1993	04870
17	Paul Yob Asa Karmelant Hutapea	Jl. Kopral Galung Silitonga	Sibolga, 7 Februari 1993	04949
18	Sri Rendra Sigalingging	Jl. F. L. Lumban Tobing	Sipea-pea, 11 Oktober 1993	04901
19	Titien Pradani Simangunsong	Jl. Sisingamangaraja 401	Sibolga, 5 April 1993	04965
20	Vita Anggraini Pasaribu	Jl. F. L. Lumban Tobing	Sibolga, 11 September 1993	04972

DARTAR PELAJARAN KELAS XI IPA 1

2009-12-01T03:14:00.000-08:00

DENAH SMA NEGERI 1 SIBOLGA

2009-12-01T03:08:00.000-08:00

DAFTAR NAMA SISWA KELAS XI IPA 1

2009-12-01T02:54:00.000-08:00

Ini adalah daftar nama-nama orang yang akan berhasil suatu hari nanti...
hehe......
jangan terkujut bila ada salah satu daftar orang hilang yang tercantum disini.

2009-10-31T03:57:00.000-07:00

Posted on October 27, 2008 - Filed Under Olimpiade Astronomi |

Bola langit digunakan untuk menentukan posisi benda-benda langit sehingga memudahkan dalam pengamatan. Untuk keperluan itu, digunakan berbagai sistem koordinat bola langit.

Altitude - Azimuth

Misalkan seorang pengamat di bumi, dalam gambar bola langit posisi pada pusat bola. Bola langit terbagi menjadi 2 hemisphere oleh adanya horizon. Salah satu hemisphere tak terlihat karena terhalang horizon bumi.

Titik pada bola langit yang tepat berada diatas pengamat disebut zenith. Benda langit (misalnya pada posisi x) terlihat pada bagian hemisphere yang tampak, dan memiliki ketinggian sudut jika diukur dari horizon. Ketinggian ini disebut altitude. Busur antara benda langit dengan zenith disebut jarak zenith.

Misalkan altitude dinyatakan dengan a, dan jarak zenith dengan z

Selanjutnya, misalkan ditarik sebuah lingkaran besar dari Z, melintasi x, lalu berpotongan dengan lingkaran besar ekuator. Panjang busur yang diambil dari acuan arah utara (titik U) sampai ke perpotongan tadi disebut azimuth.

Penentuan posisi dengan altitude dan azimuth dapat digunakan untuk keperluan sehari-hari, misalnya mengetahui posisi terbit matahari pada saat ekuinoks, atau misalnya untuk memastikan kemana pandangan harus diarahkan untuk mengamati hilal pada hari tertentu.

Sistem Ekuatorial

Dalam pengamatan dengan alat bantu semacam teleskop, sistem koordinat yang biasa dipakai adalah sistem ekuatorial. Dudukan teleskop kebanyakan didesain ekuatorial untuk memudahkan dalam mengikuti track obyek yang diamati.

Ada 2 jenis sistem koordinat ini, yang satu menggunakan deklinasi dan sudut jam, sedang yang lainnya menggunakan deklinasi dan ascensiorecta. Sistem koordinat ini bergantung pada posisi lintang dan bujur mana pengamat di bumi berada.

Deklinasi - Sudut Jam

Yang dimaksud dengan deklinasi adalah jarak antara benda langit dengan garis ekuator langit. Pada gambar diatas, deklinasi adalah garis DX. Besarnya deklinasi sifatnya tetap, karena itu deklinasi ini dapat digunakan untuk memperkirakan posisi bintang yang terlihat oleh pengamat yang berada pada lintang berbeda-beda. Bintang dengan deklinasi 0o, terlihat oleh
pengamat di ekuator berada di zenith saat melintasi meridian. Oleh pengamat di lintang 30o, bintang yang sama berada di belahan langit selatan dengan altitude 60o saat melintasi meridian.

Pada gambar bola langit, sudut jam adalah sudut XAZ. Acuan pengukuran sudut jam adalah dari meridian pengamat ke meridian obyek. Benda langit yang berada di meridian pengamat disebut memiliki sudut jam 0h. Ketika baru terbit, sudut jam benda langit tersebut adalah - 6h, dan saat tenggelam + 6h.

Deklinasi - Ascensiorecta

Sistem ekuatorial ini digabungkan dengan lintasan semu matahari (ekliptika). Bidang ekliptika ini akan berpotongan dengan bidang ekuator langit, dan titik perpotongannya adalah pada titik ekuinoks. Pada gambar dibawah, titik vernal equinox (Aries) dinyatakan dengan simbol γ.

Ascensiorecta (Right Ascension - RA) adalah busur pada ekuator langit yang ditarik dari titik vernal equinox ke arah timur hingga ke meridian benda langit. Pada gambar dinyatakan dengan busur γC. Besarnya berkisar antara 0h - 24h atau setara dengan perputaran 360o.

Penggunaan RA adalah sebagai alternatif dari penggunaan sudut jam (Hour Angle - HA), karena besarnya HA tidak pernah tetap. Misalnya untuk penulisan katalog, posisi benda langit yang diberikan adalah posisi fixed, karena itu dipilihlah RA sebagai salah satu sumbu koordinat.

SUMBER ARTIKEL http://www.cosmicemission.wordpress.com

2009-10-29T02:21:00.000-07:00

The Basic of Star’s Spectroscopy

Posted by: destinyofaries on: January 10, 2009

In: Material
Comment!

Spectroscopy is a branch study in astronomy that focus on astronomical objects’ spectrum. From the spectrum, we can get informations, such as its temperatures, chemical compositions, movement speed, etc. That’s why spectroscopy can be considered as one of the fundamental field in astronomy. The spectrum of a star (or any other astronomical object) is acquired by using an instrument called spectrograph.

Fig 1. Spectrum

Fig 2. Spectrograph

One of the fundamental law in spectroscopy is Kirchoff Law (1859) which stated that:

If a liquid or high pressure gas is ignited, they will emit energy in all wavelength which will produce a continuous spectrum.
If a low temperature gas is ignited, it will only emit energy in certain range wavelength and produce spectrum which have a dark background and some bright lines. That kind of spectrum is called the emission spectrum. The wavelength of each bright lines are the precise indicator of what gas that produce them. So, the same gas will produce bright lines in certain exact wavelength.
If a white light (which is a equal mixture of all colors) is passed through a cool low temperature gas, the gas will absorb energy at certain wavelength. The result spectrum will be continuous spectrum as the background with some dark lines in certain exact wavelength. The dark lines called absorption lines and that kind of spectrum is called the absorption spectrum. The wavelength of each dark lines are the precise indicator of what gas that produce them. So, the same gas will produce dark lines in certain exact wavelength.

Fig. 3 & 4. Continuous, emission and absorption spectrum (respectively)

Balmer Series
Switzerland scientist, Balmer, state a series equation to predict the wavelength of the absorption lines of hydrogen gas. The equation is widely known as Balmer series equation.

with : λ: the wavelength of the absorption lines [cm]
R_H : Rydberg constant (= 109678 )

Fig. 5 : Emission spectrum of hydrogen that exhibit the first four emission lines in Balmer’s series

Planck’s Quantum Law

Planck postulates that light is radiated in the form of small discrete package called quantum. This theory is the foundation of the birth of a new field in physics called quantum physics.

Planck state that energy of each photon

E_o = h. f = hc//λ

h : Planck’s constant (h = 6,63 x 10^-34 J.s)
f : frequency of the photon [Hz]
c = speed of light (= 3.10^5 km/s)
λ = photon’s wavelength

Star’s spectrum
Star’s spectrum pattern is wide in variety. In 1863, an astronomer called Angelo Secchi classified star’s spectrum in 4 groups based on the similarities of its’ absorption lines.

Miss A. Maury from Harvard Observatory establish another way to classify star’s spectrum and it was revised by Miss Annie J. Cannon. Miss Cannon’s classification is the most widely adopted today.

Table 1 : Resume of the classification of star’s spectrum (to remember it use the donkey bridge : Oh Be A Fine Girl (or Guy), Kiss Me). (you can click the figure to get bigger and clearer version of the table above; .

Sub-classification of star’s spectrum
Star’s spectrum classification O, B, A, F, G, K, M is divided again to several sub-classes :
B0, B1, B2, B3, . . . . . . . . ., B9
A0, A1, A2, A3, . . . . . . . . ., A9
F0, F1, F2, F3, . . . . . . . . . ., F9

Bigger number represent lower temperature! The use of this sub-class is to narrow the specification’s range and become more precise.
(for further information, check this site.)

Fig 6. Star’s spectrum from different classes

M-K Classification (Star’s Luminosity Class)

Stars with same certain spectrum’s class is found to have different luminosities. In 1913, Adam dan Kohlscutter from Mount Wilson Observatory showed that the width of spectrum’s lines can be used to estimate star’s luminosity.
Based on these facts. in 1943 Morgan and Keenan from Yerkes Observatory divided stars to several luminosity class as shown in the table below.

Class1a	Very bright super giant star
Class 1b	Less bright super giant star
Class II	Bright giant star
Class III	Giant star
Class IV	Sub-giant star
Class V	Main sequence star

Table 2. Morgan Keenan’s Luminosity Class

Morgan Keenan’s Luminosity Class (M-K class) is sketched in a Hertzprung-Russell diagram (H-R diagram) below.

Fig 7. Star with different luminosity class in a H-R diagram

Now, star’s classifications use the combination of spectrum class and luminosity class. For example : A G2 V star is a main sequence star that belongs to spectrum class G2

Star’s motion
Contrary to widely beliefs that star isn’t moving in space, star DO move in space. However, the movement of stars is hard to track. Beause of its immense distance, the movement of star only produce extremely small apparent movement in sky. We have to wait several years (or decades!) to track star’s movement in sky. Warning : the star’s movement that is discussed above is not the apparent daily motion of the star !

The star’s angular motion of a star is called proper motion (μ). Proper motion is usually measured in arc-second per year. Star with biggest proper motion is Barnard Star with μ = 10”,25 per year (In 180 years, this star will (only) move in extent as full Moon’s disk).

Fig 8. Star’s motion

Relationship between tangential velocity (Vt) and the proper motion (μ):

Vt = 4,74 μ d

with :

Vt = tangential speed of the star [km/s]

μ = proper motion of the star [“/ year]

d = star’s distance [parsec]

the above equation also can be stated as :

Vt = 4,74 μ/p

with p is the parallax of the star (in arc second).

The proper motion is measured by two quantities: the position angle and the proper motion itself. The first quantity indicates the direction of the proper motion on the celestial sphere (with 0 degrees meaning the motion due north, 90 degrees due east, and so on), and the second quantity gives the motion’s magnitude, in seconds of arc per year.

Fig 9. Star’s proper motion

The equations used to find the quantity of star’s proper motion are :

μ_α cos δ = μ sin θ
μ_δ = μ cos θ

with :
μ_α = proper motion in right ascension
μ_δ = proper motion in declination
μ_α and μ_δ is measurable –> μ and θ can be determined.

Beside proper motion, information about star’s motion can be obtained from its radial motion, which is the component of star’s motion that lies parallel to our line of sight.
Radial velocity (Vr) can be measured by its spectrum lines that shift (Doppler shift). For star which radial velocity (Vr) is significant compared to the speed of light:

For Vr being much smaller compared to the speed of light (c), the equation can be simplified to:

Δλ/λ_o = Vr/c

with :
Δλ = the difference between static wavelength (λ_o) and observed wavelength (λ). [Å or nm]
λ_o = static wavelength. [Å or nm]
V_r = radial velocity [km/s]
c = speed of light (300.000 km/s )

Fig 10. Red shift and blue shift

Now, we are able to calculate Vt and Vr as discussed above and we will be able to calculate star’s true motion (linear motion):

V² = (V_t)² + (V_r)²

Reference:

“Astrofisika I” lecture notes, by Dr. Djoni N. Dawanas
Wikipedia
Google images

For other pages that discuss this material, you are advised to visit these sites:
1. Spectroscopy
2. Astronomynotes.com

2009-10-29T02:19:00.000-07:00

Smallest Terrestrial Exoplanet Yet Detected

Posted by: destinyofaries on: February 16, 2009

In: news
Comment!

COROT-exo-7b, bottom left dot shadows in front of his central star (artist's impression). Because of its proximity to large solar researchers suspect temperatures over 1000 degrees Celsius on the extrasolar planets. Image: Klaudia Einhorn.

The CoRoT satellite has found the smallest terrestrial exoplanet yet, — with a diameter just under twice that of Earth — complete with a rocky surface you could walk on and possibly even oceans to sail across. However, if you traveled there, you might want to bring some protection, as the temperature of this planet is likely very high. CoRoT-Exo-7b is located very close to its parent star, orbiting once every 20 hours. Astronomers estimate temperatures on the planet could be between 1000 and 1500°C and it possibly could be covered in lava or water vapor. This latest exoplanet was detected as it transited in front of its parent star, dimming the light from the star just enough to be noticeable.

The parent star lies about 140 parsecs from Earth, located about half way between the star Sirius in Canis Major and Betelgeuse, the red giant star in Orion.

The internal structure of CoRoT-exo-7b particularly puzzles scientists; they are unsure whether it is an ‘ocean planet’, a kind of planet whose existence has never been proved so far. In theory, such planets would initially be covered partially in ice and they would later drift towards their star, with the ice melting to cover it in liquid.

COROT detects small, transiting exoplanet. Credits: CNES

“This discovery is a very important step on the road to understanding the formation and evolution of our planet,” said Malcolm Fridlund, ESA’s CoRoT Project Scientist. “For the first time, we have unambiguously detected a planet that is ‘rocky’ in the same sense as our own Earth. We now have to understand this object further to put it into context, and continue our search for smaller, more Earth-like objects with COROT,” he added.

About 330 exoplanets have been discovered so far, most of which are gas giants like Jupiter and Neptune. The density of COROT-Exo-7b is still under investigation: it may be rocky like Earth and covered in liquid lava. It may also belong to a class of planets that are thought to be made up of water and rock in almost equal amounts. Given the high temperatures measured, the planet would be a very hot and humid place.

“Finding such a small planet was not a complete surprise”, said Daniel Rouan, researcher at the Observatoire de Paris Lesia, who coordinates the project with Alain Léger, from Institut d’Astrophysique Spatiale (Paris, France). “CoRoT-Exo-7b belongs to a class of objects whose existence had been predicted for some time. COROT was designed precisely in the hope of discovering some of these objects,” he added.

Small terrestrial planets are difficult to detect, and so very few exoplanets found so far have a mass comparable to Earth, Venus, Mars, and Mercury. Most of the methods used to find planets are indirect and sensitive to the mass of the planet. The CoRoT spacecraft can directly measure the size of a planet’s surface, which is an advantage. In addition, its location in space allows for longer periods of uninterrupted observation than from ground.

Astronomers say this discovery is significant because recent measurements have indicated the existence of planets of small masses but their size remained undetermined until now. CoRoT (Convection Rotation and Transits) was launched in December 2006 and consists of a 27 cm-diameter telescope designed to detect tiny changes the brightness of nearby stars. The mission’s main objectives are to search for exoplanets and to study stellar interiors.

Source: ESA

2009-10-29T02:17:00.000-07:00

Binary Stars

Posted by: destinyofaries on: May 25, 2009

In: Material| Uncategorized
Leave a Comment

Looking through a telescope at the stars there is very little information we can gain from them. To be sure, we know what color they are and we can see that some are more luminous than others. If we use a spectrograph we can tell what elements they are made up from. From these facts alone, it is difficult to tell just how much mass they contain.

By looking at pairs of stars that orbit one another we can try to answer the question, how much mass do the stars have?

Binary stars can be of two fundamental types:

Visual Binaries
Optical Doubles

Alberio (Visual Binary)
Visual Binaries are stars that are clearly gravitational associated with one another. They orbit each other around a common center called the barycenter. Visual binaries can be seen optically through a telescope. Only a small portion of binary stars are visual binaries. In order to see a visual binary, the stars must be separated by fairly wide distances, and the orbital periods are usually very long.

Optical Doubles are stars that appear to lie close together, but in fact do not, they only appear to us from our earthly observation to be close together. One of the stars in the pair is actually behind the first star and very far away. The stars of an optical double are not gravitationally bound.

William Herschel began looking for optical doubles in 1782 with the hope that he would find a measurable parallax, by comparing a close star to the more distant star in an optical double.
Herschel did not find any optical binaries, but he did catalog hundreds of visual binaries. In 1804 Herschel had so many measurements of visual binaries that he concluded that a pair of stars known as Castor were orbiting one another. This was an important discovery, because it was the first time observational evidence clearly showed two objects in orbit around each other outside of the influence of our own Sun and Solar System.

Spectroscopic Binary
It is also possible to detect binary stars using a spectroscope. If two stars are orbiting each other they will both produce a spectrum. If the stars are close to being the same brightness it is possible to see different spectral lines from both stars. These stars are of particular interest because it can be used to determine the radial velocity of the orbit of the two stars. Stars appear red shifted when receding away from the earth and blue shifted as they approach. This effect is caused by the Doppler effect which distorts arriving light waves from the stars depending on the direction if their motion. A Spectroscopic binary will alternate between blue and red shifted spectral lines.

Spectroscopic binaries are not detectable if we are seeing the star head on because no Doppler shifts would be present in the spectrum. If the Doppler shifts are present in a single line of the spectrum, we are seeing the light from only one star and we call this a single-line spectroscopic binary. If we can see the light from both stars the Doppler shifts will alternate, split and merge depending on the positions of the two stars in their orbits. This is called a double-line spectroscopic binary.

One very important detail, we do not know how the orbits of the two stars are inclined to earth. This inclination could be any angle, for that bit of information we have to go back to visual methods in order to see the individual stars to determine the inclination of their orbits relative to earth. Even so we can not for certain determine the true inclination of the orbit so our mass calculation is only a lower limit to the masses of the two stars.

Radial velocities permit astronomers to compute the total mass for the two stars, they do not provide the masses for the individual stars and other methods must be used to make that determination

Eclipsing Binary
Another type of binary called the Eclipsing binary can be studied. The information gathered can be used to calculate the individual stellar masses and the diameters of the individual stars. It is rare to find two stars in orbit around one another to have orbital inclination where the stars pass in front of one another to form one point of light as seen from earth.
When the orbital inclination if the eclipsing binary is edge on to earth, the stars will seem to pass in front of one another as they orbit, when the light from the brighter star is eclipsed we will see a deep decline in the amount of light received from the star (6/25/95 in Figure 1) we call this primary minimum, also when the light from the dimmer star is blocked by the brighter the light received declines again, but not so deep and we call this secondary minimum (see 6/9/95 in Figure 1) , otherwise we are able to collect some or all of the light from both stars.

The pattern of these light changes is called a light curve and the data for it gathered by the use of a photometer, making periodic measurements until the eclipsing binaries produce a complete orbital cycle.

We use the mass vs. luminosity relationship to determine what the difference is between the individual masses, then using the mass of the entire system calculated from the radial velocity information, we can determine what the individual masses of the two stars should be. The photometeric data removes some of the uncertainty in regard to the inclination because the shapes of the light curves will be different for a partial eclipse than for a total eclipse.
ALGOL is one of the best known and most studied eclipsing binary stars. ALGOL is normally about 2.3 magnitude, but every 10 hours or so it will dim to about 3.4 magnitude, in other words ALGOL becomes 68% dimmer. I suspect that humanity has known about ALGOL’s behavior for quite some time, since the Arabic name of ALGOL means “Demons Head”, and ALGOL is associated with the severed head of Medusa. ALGOL is often referred to as the winking eye of the demon.

An eclipsing binary occurs when the orbital plane of the binary system is exactly When one star passes directly in front of the other, as viewed from Earth, we seen an eclipsing binary perpendicular to the plane of the sky.

Dwarf Nova or Recurrent Nova

When an otherwise normal star is associated with a white dwarf companion, a type of binary called a recurrent nova, or dwarf nova may occur. The normal star transfers mass onto an accretion disk which forms around the white dwarf. As material falls onto the accretion disk some of the material may be transferred to the white dwarf by turbulence in the accretion disk, this causes a sudden brightening of the white dwarf as the hydrogen is converted into helium.
If enough material from the accretion disk falls onto the white dwarf the hydrogen gas will become compressed and will not immediately fuse until a substantial increase in temperature occurs; the material will suddenly and violently erupt fusing into a runaway fusion reaction and a violent eruption called a dwarf nova occurs which will blow the accretion disk away, but it will not disturb the normal star.

Mass transfer will quickly resume and a new accretion disk will form. The cycle will continue until enough mass is drawn off the normal star to halt the reaction.

Mass transfer in any type of binary system will affect the evolutionary cycle of the two stars. The normal star will burn its fuel more slowly as mass is removed and the star cools down due to less internal heating from gravitational forces. It will also accelerate the evolution of the star receiving the mass, for the same reasons, more mass, more internal heating and the hastening of the fusion process.

If the material transfers very quickly, the gravitational forces will prevent the hydrogen from fusing by compressing it even further until the hydrogen gas becomes degenerate matter. Degenerate matter does not expand due to the increases in temperature so the mass of the white dwarf increases until it exceeds the Chandrasekhar Limit. When this happens the white dwarf will collapse and a type I supernova will occur which may destroy the companion star and the white dwarf changes into a neutron star or a black hole.

Burster
A similar event can occur when a normal star is associated with a pulsar, the energy given off will be mostly X-rays however, and instead of being called a dwarf nova or recurrent nova, it is called an X-ray burster or more simply a burster. We think that as normal hydrogen falls onto the accretion disk it is quickly converted into helium, when the helium reaches a depth of 1 meter, it will explosively convert helium into carbon producing X-rays. The longer the delay in fusing carbon, the larger and more violent the burst will be. The main difference between the recurrent nova and the burster is that the accretion disk will be hotter in the burster because it is already fusing hydrogen into helium, also the burst will produce mostly X-rays instead of visible light.

When a black hole is associated with a normal star, it will produce the same events as an X-ray burster and the only way to be sure that the companion is a blackhole, is when the mass of the compact object is greater than 3 solar masses. This is far too much mass for the companion to be a neutron star. The gravitational forces would cause the collapse of the star beyond the point of the neutrons to support themselves against the force of gravity and the star would collapse to a zero radius creating a black hole.

Calculation of star’s properties with binary stars
Types of Binaries

Visual Binary: Can see both stars and follow their orbits over time.
Spectroscopic Binary: Cannot separate the two stars, but see their orbit motions as Doppler shifts in their spectral lines.
Eclipsing Binary: Can separate the stars, but see the total brightness drop when they periodically eclipse each other.

Visual Binaries –> Two stars orbiting about their center-of-mass.

Center of Mass
Two stars orbit about their center of mass.

Measure semi-major axis, a, from projected orbit & the distance.
Relative positions about the center give: M1/M2 = a2/a1

Measuring Masses
Newton’s Form of Kepler’s Third Law:
Procedure:
1. Measure the period, P, by following the orbit.
2. Measure semi-major axis, a, and the Mass Ratio, M1/M2, from the projected orbit on the sky.
3. Solve the equation above and separate Masses.

Problems
We need to follow an orbit long enough to trace it out in detail:

This can take decades
Need to work out the projection on the sky

Measurements depend on knowing the distance:

semi-major axis depends on d
derived mass depends on d^3

Small errors add up quickly (10% error in distance translates into a 30% error in the mass!).

Spectroscopic Binaries
Most binaries are too far away to be able to see both stars separately.
But, you can detect their orbital motions by the periodic Doppler shifts of the spectral lines:

• Determine the orbit period & size from the pattern of orbital velocities

Problems:
Cannot see the two stars separately:

Semi-major axis must be guessed from the orbit motions.
Can’t tell how the orbit is tilted on the sky

Everything depends critically on knowing the distance.
Again…

Eclipsing Binaries
Two stars orbiting nearly edge-on to our line-of-sight.

See a periodic drop in brightness as one star eclipses the other.
Combine with spectra which measure orbital speeds

With the best data, one can find the masses of the stars without having to know the distance!!!

Problems
Eclipsing Binary stars are very rare.
Measurement of the light curves is complicated by details:

Partial eclipses yield less accurate numbers.
The atmospheres of the stars soften the edges.
Close binaries can be tidally distorted.

However, the best masses are from eclipsing binaries.

Source : many different sites

2009-10-29T02:08:00.000-07:00

First Extra-Galactic Planet Spotted in Andromeda

A star in the Andromeda galaxy has a "companion" with six times the mass of Jupiter.

There's no end to the ingenuity of these astronomers.

We've now spotted some 300 extra-solar planets, with rate of discovery increasing at an extraordinary rate. Astronomers have only seen one of these planets directly; the rest have all been inferred because of the effect that they have on their parent stars: changing their brightness or making them wobble. Of course, you have to be able to see the stars to do this kind of work, so astronomers can only see extra-solar planets in our local region of the Milky Way.

Until now. Gabriele Ingrosso at the National Institute of Nuclear Physics, in Italy, and pals say that there is a way to spot planets in other galaxies. The trick is to exploit a phenomenon called microlensing in which the gravity of one star focuses the light from a more distant one toward Earth.

The advantage of microlensing is that it works best for more distant objects, so it's ideal for planet hunting in other galaxies. In theory, it should be possible to see Earth-size objects in this way. The disadvantage is that microlensing is a relatively rapid, one-off event that lasts a few days at most. That makes observations difficult to verify.

It's hard to see individual stars like this, let alone planets. Astronomers have so far spotted only about a dozen stars in Andromeda in this way, and plans are afoot to search for lots more.

But get this: the light from one of these Andromedan stars showed a distinct variability that the discoverers attribute to an orbiting companion.

And today, a new analysis from Ingrosso and co shows that this companion has a mass about six times that of Jupiter. That's heading into brown-dwarf territory, but it's also well within planetary territory too.

Which means that we may well have seen our first extra-galactic planet.

Source : Tecnology Review

Original reference : Pixel-lensing as a way to detect extrasolar planets in M31.

Soal-soal Latihan

Berikut ini ditampilkan beberapa soal "kelas berat". Silakan dicoba dan didiskusikan dengan teman atau guru di sekolah Anda.

Having observed the sunrise every day in the same location, the astronomer noticed that the azimuth of the sunrise point changes in the range of 90° during the year. Please find the latitude of the observation place. The refraction and solar disk size can be neglected.
Two stars have the same physical parameters. They are observed close to each other in the sky, but their distances are different. Both stars and the observer are situated inside the uniform cloud of interstellar dust. The photometric measurements of these stars in B band gave the results 11m and 17m, in V band the results were 10m and 15m. What is the ratio of distances to these stars? Assume that the extinction property of interstellar dust is proportional to the wavelength in the degree of (–1.3).
The magnitude of total umbral lunar eclipse is equal to 1.865. Please find the duration of totality. The expansion of the umbra caused by atmosphere can be disregarded
The radius of the Galaxy is equal to 15 kpc, the thickness of its disk being many times less. The mass of the galaxy is equal to 1011 solar masses and it is distributed uniformly in the volume of the galaxy. Two stars are rotating around the center of the galaxy in the same direction by the circular orbits with radii equal to 5 kpc and 10 kpc. Please find the synodic period of the first star while observing from the vicinity of the second star.
The white dwarf with radius 6000 km, surface temperature 10000 K and mass equal to solar one moves through the interstellar cluster of comet cores, each one has radius 1 km and density 1 g/cm3. How many comets must fall on the white dwarf every day to increase its luminosity in two times?

Selamat belajar

2009-10-29T02:06:00.002-07:00

Astronomer Found Planetary Nebula Around Heavy Stars

Lead image caption: An optical image from the 0.6-m University of Michigan/CTIO Curtis Schmidt telescope of the brightest Radio Planetary Nebula in the Small Magellanic Cloud, JD 04. The inset box shows a portion of this image overlaid with radio contours from the Australia Telescope Compact Array. The planetary nebula is a glowing record of the final death throes of the star. (Optical images are courtesy of the Magellanic Cloud Emission Line Survey (MCELS) team).

Planetary nebula – the glowing gaseous shells thrown off by stars during the latter stages of their evolution – were thought to only form around stars the size of our Sun or smaller. Although astronomers had predicted these shells should form around "heavier" stars, none had ever been detected. Until now. An international team of scientists have discovered a new class of object which they call “Super Planetary Nebulae,” found around stars up to 8 times the mass of the Sun.

“This came as a shock to us,” said Miroslav Filipovic from the University of Western Sydney “as no one expected to detect these object at radio wavelengths and with the present generation of radio telescopes. We have been holding up our findings for some 3 years until we were 100% sure that they are indeed Planetary Nebulae”.

The team surveyed the Magellanic Clouds, the two companion galaxies to the Milky Way, with radio telescopes of the Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO) Australia Telescope National Facility. They noticed that 15 radio objects in the Clouds match with well known planetary nebulae observed by optical telescopes.

The new class of objects are unusually strong radio sources and are associated with larger original stars (progenitors), up to 8 times the mass of the Sun. The nebular material around each star may have as much as 2.6 times the mass of the Sun.

Filipovic's team argues that the detections of these new objects may help to solve the so called “missing mass problem” – the absence of planetary nebulae around central stars that were originally 1 to 8 times the mass of the Sun. Up to now most known planetary nebulae have central stars and surrounding nebulae with respectively only about 0.6 and 0.3 times the mass of the Sun but none have been detected around more massive stars.

Some of the 15 newly discovered planetary nebulae in the Magellanic Clouds are 3 times more luminous than any of their Milky Way cousins. But to see them in greater detail astronomers will need the power of a coming radio telescope – the Square Kilometre Array planned for the deserts of Western Australia.

Source: Universetoday

2009-10-29T02:06:00.001-07:00

Mars, methane and mysteries

Mars may not be as dormant as scientists once thought. The 2004 discovery of methane means that either there is life on Mars, or that volcanic activity continues to generate heat below the martian surface. ESA plans to find out which it is. Either outcome is big news for a planet once thought to be biologically and geologically inactive.

The methane mystery started soon after December 2003, when ESA’s Mars Express arrived in orbit around the red planet. As the Planetary Fourier Spectrometer (PFS) began taking data, Vittorio Formisano, Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario CNR, Rome, and the rest of the instrument team saw a puzzling signal. As well as the atmospheric gases they were anticipating, such as carbon monoxide and water vapour, they also saw methane.

“Methane was a surprise, we were not expecting that,” says Agustin Chicarro, ESA Mars Lead Scientist. The reason is that on Earth much of the methane in our atmosphere is released by evolved life forms, such as cattle digesting food. While there are ways to produce methane without life, such as by volcanic activity, it is the possible biological route that has focused attention on the discovery.

The Mars Express detection of methane is not an isolated case. While the spacecraft was en route, two independent teams of astronomers using ground-based telescopes started to see traces of methane. After five years of intensive study, the suite of observations all confirmed the discovery and presented planetary scientists with a big puzzle.

Methane is thought to be stable in the martian atmosphere for around 300 years. So, whatever is generating the methane up there, it is a recent occurrence. In January 2009, a team led by Michael Mumma of NASA’s Goddard Space Flight Center published results that the methane they saw in 2003 was concentrated in three regions of the planet. This showed that the methane was being released at the present time and was being observed before it had time to distribute itself around the planet.

Things then took a strange turn. Instead of taking 300 years to disappear, the methane had almost entirely vanished by early 2006. Clearly something unusual is going on at Mars. “We thought we understood how methane behaved on Mars but if the measurements are correct then we must be missing something big,” says Franck Lefèvre, Université Pierre et Marie Curie, CNRS, Paris and a member of Mars Express’s SPICAM instrument team.

Together with his colleague François Forget, Mars Express Interdisciplinary Scientist in charge of atmospheric studies and also of Université Pierre et Marie Curie, CNRS, Paris, Lefèvre has investigated the disappearance using a computer model of Mars’ climate. “We have tackled the problem as atmospheric physicists, without worrying about the nature of the source of the methane,” he says.

In results published last week they found that, while their computer model can reproduce atmospheric species such as carbon monoxide and ozone, it is unable to reproduce the behaviour of the methane. “Something is removing the methane from the atmosphere 600 times faster than the models can account for,” says Lefèvre. “Consequently, the source must be 600 times more intense than originally assumed, which is considerable even by Earth’s geological standards.”

To remove methane at such a rate, suspicion falls on the surface of the planet. Either the methane is being trapped in the dust there or highly reactive chemicals such as hydrogen peroxide are destroying it, as was hinted by the Viking missions in the 1970s. If the latter, then the surface is much more hostile to organic molecules (those containing carbon) than previously thought. This will make searching for traces of past or present life much tougher and future rovers will have to drill below the martian surface to look for signs of life.

To help get to the bottom of the methane mystery, ESA and the Italian space agency (ASI) are to hold a three-day international workshop in November. The assembled scientists will discuss the results and plan strategies for the future study of methane. At the workshop, the Mars Express PFS team hopes to present a global map of martian methane. “We have made the PFS mapping a priority over the last few months,” says Olivier Witasse, ESA Project Scientist for Mars Express.

In July, ESA agreed with NASA to launch joint missions to Mars. The topic of methane is of such importance that it will be most likely addressed in these future missions. “Understanding the methane on Mars is one of our top priorities,” says Witasse.

However the methane is eventually explained, it makes Mars a more fascinating place than even planetary scientists dreamed.

Source: ESA

2009-10-29T02:02:00.000-07:00

Friday, September 4, 2009

James Webb Space Telescope

The James Webb Space Telescope (JWST) is a planned infrared space observatory, the partial successor to the aging Hubble Space Telescope. The JWST will not be a complete successor, because it will not be sensitive to all of the light wavelengths that Hubble can see. The main scientific goal is to observe the most distant objects in the universe, those beyond the reach of either ground based instruments or the Hubble. The JWST project is a NASA-led international collaboration with contributors in fifteen nations, the European Space Agency and the Canadian Space Agency.

Current plans call for the telescope to be launched on an Ariane 5 rocket in June 2014, on a five-year mission (10 year goal). The JWST will reside in solar orbit near the Sun-Earth L2 point, which is on a line passing from the Sun to the Earth, but about 1.5 million km farther away from the Sun than is the Earth. This position, which moves around the Sun in exact orbital synchrony with the Earth, will allow JWST to shield itself from infrared from both Sun and Earth, by using a single radiation shield positioned between the telescope and the Sun-Earth direction.

Orbit
To avoid swamping the very faint astronomical signals with radiation from the telescope, the telescope and its instruments must be very cold. Therefore, JWST has a large shield that blocks the light from the Sun, Earth, and Moon, which otherwise would heat up the telescope, and interfere with the observations. To have this work, JWST must be in an orbit where all three of these objects are in about the same direction. The answer was to put JWST in an orbit around the Earth-Sun L2 point.

The L2 orbit is an elliptical orbit about the semi-stable second Lagrange point. The Earth-Sun L2 point, about which the Webb telescope will orbit, is 1.51 million km from the Earth, which is about 3.92 times farther away from Earth than is the moon. This distance underscores how much more difficult the Webb telescope would be to service, after launch.

In the case of JWST, the three bodies involved are the Sun, the Earth and the JWST. Normally, an object circling the Sun further out than the Earth would take more than one year to complete its orbit. However, the balance of gravitational pull at the L2 point (in particular, the extra pull from Earth as well as the Sun) means that JWST will keep up with the Earth as it goes around the Sun. The combined gravitational forces of the Sun and the Earth can hold a spacecraft at this point, so that in theory it takes no rocket thrust to keep a spacecraft in orbit around L2.

Optics
Although JWST has a planned mass half that of the Hubble, its primary mirror (a 6.5 meter diameter gold-coated beryllium reflector) has a collecting area which is almost six times larger. As this diameter is much larger than any current launch vehicle, the mirror is composed of 18 hexagonal segments, which will unfold after the telescope is launched. These mirrors are currently being developed by Axsys Technologies in Cullman, Alabama. Sensitive micromotors and a wavefront sensor will position the mirror segments in the correct location, but subsequent to this initial configuration they will only rarely be moved; this process is therefore much like an initial calibration, unlike terrestrial telescopes like the Keck which continually adjust their mirror segments using active optics to overcome the effects of gravitational and wind loading.

Source : universe today and wikipedia

Thursday, September 3, 2009

Astronomers Find Most Distant Supermassive Black Hole Yet

Astronom dari Universitas Hawaii telah berhasil mengamati sebuah galaksi raksasa yang mengelilingi sebuah supermasif black hole terjauh. Galaksi tersebut berjarak 12,8 milyar tahun , nampak sebesar galaksi Bimasakti dan memiliki sebuah supermasif black hole yang mengandung sedikitnya 1 milyar kali massa dibandingkan massa Matahari.

Pengetahuan tentang galaksi induk dari sang supermasif black hole sangat penting untuk memahami misteri bagaimana galaksi dan black hole telah berevolusi bersama. Hingga saat ini, proses pembelajaran galaksi induk dari alam semesta yang jauh sangat sulit akibat sinarnya terhalang oleh black hole.

Asal muasal dari supermsif black hole masih merupakan masalah yang belum terpecahkan dan penemuan baru ini dapat membuka jalan baru untuk menginvestigasi evolusi bersama galaksi-black hole pada awal terbentuknya alam semesta.

Model yang disukai saat ini membutuhkan beberapa black hole berukuran sedang untuk bergabung. Galaksi induk yang ditemukan dalam penelitian ini menyediakan sumber black hole berukuran sedang tersebut. Setelah membentuk supermasif black hole, black hole ini akan terus berkembang karena kemampuan gravitasinya untuk menarik massa dari objek di sekelilingnya. ENergi yang dilepaskan dalam proses ini berkontribusi atas munculnya sinar terang yang diemisikan dari daerah di sekeliling black hole.

2009-10-29T00:21:00.000-07:00

India
Budi Winoto
(physorg.com)
INILAH.COM, Jakarta - Asteroid raksasa yang jatuh di lepas pantai India menciptakan kawah terbesar yang pernah diketahui, sepanjang 40 km.
Jatuhnya asteroid ini telah melenyapkan dinosaurus 65 juta tahun yang lalu, kata seorang ilmuwan India Amerika.
Sebagian besar kawah itu terletak di kontinen India, di daerah yang dikenal sebagai Bombay High. Dampak asteroid itu telah mencukur atau menghancurkan lapisan granit dengan ketebalan lebih dari 48 km di pantai barat India.
Sankar Chatterjee dari Texas Tech University dan timnya meneliti kawah besar Shiva yang tenggelam di sebelah barat India dan ditambang untuk minyak dan gas alam. Beberapa kawah merupakan kompleks situs hidrokarbon paling produktif di planet ini.
"Jika kita benar, ini adalah kawah terbesar yang dikenal di planet kita," kata Chatterjee. "Sebuah bolide ukuran besar, mungkin berdiameter 40 km, menciptakan tektonik sendiri. "
Sebaliknya, obyek yang melanda Semenanjung Yucatan Meksiko, dan umumnya diperkirakan yang memusnahkan dinosaurus, hanya memiliki diameter 8 hingga 10 km.
Sulit membayangkan bencana sebesar apa yang telah ditimbulkan. Tetapi jika tim ini benar, kerak bumi akan menguap pada titik tumbukan, meninggalkan mantel ultra panas.
Dampak dahsyat dari luar angkasa itu mungkin memicu letusan gunung berapi Deccan Traps yang pernah menutupi barat India.
Selain itu tubrukan juga memecah pulau-pulau Seychelles dari lempeng tektonik India dan mengirim mereka melayang ke arah Afrika.[ito]
(physorg.com)
INILAH.COM, Jakarta - Asteroid raksasa

2009-10-27T22:39:00.000-07:00

FOTO METRI BAG.2

Posted on October 27, 2008 - Filed Under Olimpiade Astronomi |

SISTEM MAGNITUDO (Sumber artikel ini dari http://hansgunawan-astronomy.blogspot.com)

Materi yang berikutnya akan dibahas sebagai rangkaian pengenalan akan fotometri adalah sistem magnitudo. Magnitudo adalah suatu sistem skala ukuran kecerlangan bintang. Sistem magnitudo ini dibuat pertama kali oleh Hipparchus pada abad 2 sebelum masehi. Dia membagi terang bintang menjadi 6 kelompok berdasarkan penampakkannya dengan mata telanjang. Bintang yang paling terang diberi magnitudo 1 sedangkan bintang yang paling lemah yang bisa diamati oleh mata telanjang diberi magnitudo 6. Hal yang perlu diperhatikan bahwa semakin terang suatu bintang, semakin kecil magnitudonya. Kelemahan sistem ini adalah tidak adanya suatu standar baku tentang terang bintang dan penentuan skala ini sangat tergantung pada kejelian dan kualitas mata pengamat (karena bersifat kualitatif)

Ilmuwan John Herschel mendapatkan bahwa kepekaan mata dalam menilai terang bintang bersifat logaritmik. Bintang yang bermagnitudo 1 ternyata 100 kali lebih terang dibandingkan bintang yang bermagnitudo 6. Berdasarkan fakta ini, Pogson merumuskan skala magnitudo secara kuantitatif. Hal ini menyebabkan sistem magnitudo semakin banyak digunakan hingga saat ini.

Skala Pogson untuk magnitudo (semu):
m₁ - m₂ = -2,5log(E₁/E₂)
dengan :
m₁ : magnitudo (semu) bintang 1
m₂ : magnitudo (semu) bintang 2
E₁ : Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 1
E₂ : Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 2

Harga acuan (pembanding standar) skala magnitudo mula-mula digunakan bintang Polaris. Bintang Polaris ditetapkan memiliki magnitudo 2 dan bintang lainnya dibandingkan terhadap bintang Polaris. Bintang Polaris, yang juga bintang kutub langit utara, dipilih karena bintang ini terlihat dari seluruh observatorium yang ada di belahan bumi utara (karena pada masa itu, belahan bumi utara lebih berkembang dan maju secara teknologi). Namun, bintang ini ternyata memiliki kecerlangan yang berubah-ubah (Polaris ternyata adalah sebuah bintang variabel Cepheid) sehingga kecerlangan Polaris tidak bisa digunakan sebagai patokan/standar baku. Oleh sebab itu, astronom menentukan bintang - bintang lainnya untuk dijadikan standar.

Untuk mengukur kecerlangan suatu bintang digunakan alat yang dinamakan fotometer. Prinsip kerjanya adalah dengan memanfaatkan gejala fotolistrik. Efek fotolistrik inilah yang membuat Einstein memperoleh hadiah Nobel (dan bukan karena hukum relativitas). Penerapan efek fotolistrik ini antara lain diterapkan pada sel surya, chip CCD, dll. Cahaya (atau gelombang elektromagnetik lainnya) ketika menyentuh kelompok bahan tertentu akan menyebabkan elektron yang ada di permukaan bahan akan terlepas. Jumlah elektron yang terlepas tergantung dari intensitas radiasi gelombang elektromagnetik yang diterimanya. Jumlah elektron yang dihasilkan ini dapat menghasikan arus listrik yang dapat kita ukur. Dengan prinsip inilah, kita dapat mengukur intensitas cahaya sebuah bintang.

Cara terbaik untuk mengukur magnitudo adalah dengan membandingkan kecerlangan suatu bintang dengan bintang standar yang ada di dekatnya. Hal ini disebabkan perbedaan keadaan atmosfer antara kedua bintang (bintang standar dan bintang program/yang diamati) tidaklah besar. Atmosfer Bumi dapat menyerap sebagian cahaya bintang dan besarnya penyerapan tergantung dari ketinggian dan kondisi atmosfer yang dilewati cahaya bintang sebelum sampai ke detektor pengamat. Pada saat ini, sudah banyak bintang standar, baik di langit belahan utara maupun selatan.

Magnitudo yang kita bahas di atas merupakan ukuran terang bintang yang kita lihat atau terang semu (ada faktor jarak dan penyerapan yang harus diperhitungkan). Magnitudo yang menyatakan ukuran fluks energi bintang yang kita terima/ukuran terang bintang yang kita lihat/jumlah foton yang kita terima disebut magnitudo semu (apparent magnitude).

Untuk menyatakan luminositas atau kuat sebenarnya sebuah bintang, kita definisikan besaran magnitudo mutlak (intrinsic/absolute magnitude), yaitu magnitudo bintang yang diandaikan diamati dari jarak 10 pc.

Skala Pogson untuk magnitudo mutlak (M) :
M₁ - M₂ = -2,5log(L₁/L₂)
dengan :
M₁ : magnitudo mutlak bintang 1
M₂ : magnitudo mutlak bintang 2
L₁ : Luminositas bintang 1
L₂ : Luminositas bintang 2

Hubungan antara magnitudo semu (m) dan magnitudo mutlak (M) disebut modulus jarak.
m - M = -5 + 5 log d
dengan d adalah jarak bintang (dalam pc) dan (m-M) disebut modulus jarak.

Persamaan modulus jarak umumnya digunakan dalam menentukan jarak bintang-bintang yang jauh secara tidak langsung (metode indirect). Seperti yang sudah pernah dibahas sebelumnya bahwa metode paralaks trigonometri hanya bisa menentukan jarak secara akurat untuk beberapa bintang dengan jarak kurang dari 500 pc. Untuk bintang yang lebih jauh lagi, perlu digunakan metode-metode tak langsung (indirect). Salah satunya adalah dengan mengukur magnitudo semu bintang lalu memperkirakan magnitudo mutlaknya. Cara memperkirakan magnitudo mutlak ini banyak metode/caranya. Dengan mengetahui magnitudo semu dan perkiraan magnitudo mutlak, maka kita bisa memperkirakan jarak suatu bintang dengan modulus jarak.

Hal yang perlu diperhatikan adalah persamaan modulus jarak di atas valid/benar/akurat jika diasumsikan tidak ada materi antar bintang yang terletak di antara arah pandang kita ke bintang. Materi antar bintang tersebut dapat mengabsorpsi sebagian cahaya bintang. Jika keberadaan serapan oleh materi antar bintang (MAB) tidak diabaikan, maka persamaan modulus jaraknya :
m - M = -5 + 5 log d + A_V
dengan A_V : konstanta serapan materi antar bintang.

Contoh:
Magnitudo mutlak sebuah bintang adalah M = 5 dan magnitudo semunya adalah m = 10. Jika absorpsi oleh materi antar bintang diabaikan, berapakah jarak bintang tersebut ?

Jawab : m = 10 dan M = 5, dari rumus Pogson
m - M = -5 + 5 log d
diperoleh, 10 - 5 = -5 + 5 log d
5 log d = 10
log d = 2 –> d = 100 pc

Sebelum perkembangan fotografi, magnitudo bintang ditentukan dengan mata. Kepekaan mata untuk daerah panjang gelombang yang berbeda tidak sama. Mata terutama peka untuk cahaya kuning hijau di daerah λ = 5 500 Å, karena itu magnitudo yang diukur pada daerah ini disebut magnitudo visual atau m_vis.

Dengan berkembangnya fotografi, magnitudo bintang selanjutnya ditentukan secara fotografi. Pada awal fotografi, emulsi fotografi mempunyai kepekaan di daerah biru-ungu pada panjang gelombang sekitar 4.500 Å. Magnitudo yang diukur pada daerah ini disebut magnitudo fotografi atau m_fot .

Jadi, untuk suatu bintang, m_vis berbeda dari m_fot. Selisih kedua magnitudo tersebut, yaitu magnitudo fotografi dikurang magnitudo visual disebut indeks warna (Color Index - CI).
Semakin panas atau makin biru suatu bintang, semakin kecil indeks warnanya.

Dengan berkembangnya fotografi, selanjutnya dapat dibuat pelat foto yang peka terhadap daerah panjang gelombang lainnya, seperti kuning, merah bahkan inframerah.

Pada tahun 1951, H.L. Johnson dan W.W. Morgan mengajukan sistem magnitudo yang disebut sistem UBV, yaitu :

U = magnitudo semu dalam daerah ultraungu (λ_ef = 3500 Å)
B = magnitudo semu dalam daerah biru ( λef = 4350 Å)
V = magnitudo semu dalam daerah visual ( λef = 5550 Å)

Dalam sistem UBV ini, indeks warna adalah U-B dan B-V. Semakin panas suatu bintang, semakin kecil nilai (B-V) nya.

Dewasa ini pengamatan fotometri tidak lagi menggunakan pelat film, tetapi dilakukan dengan kamera CCD, sehingga untuk menentukan bermacam-macam sistem magnitudo tergantung pada filter yang digunakan.

Contoh:
Tiga bintang diamati magnitudo dalam panjang gelombang visual (V) dan biru (B) seperti yang diperlihatkan dalam tabel di bawah.

No.	B	V
1	8,52	8,82
2	7,45	7,25
3	7,45	6,35

Tentukan bintang nomor berapakah yang paling terang ? Jelaskanlah alasannya
Bintang yang anda pilih sebagai bintang yang paling terang itu dalam kenyataannya apakah benar-benar merupakan bintang yang paling terang ? Jelaskanlah jawaban anda.
Tentukanlah bintang mana yang paling panas dan mana yang paling dingin. Jelaskanlah alasannya.

Jawab:

Bintang paling terang adalah bintang yang magnitudo visualnya paling kecil. Dari tabel tampak bahwa bintang yang magnitudo visualnya paling kecil adalah bintang no. 3, jadi bintang yang paling terang adalah bintang no. 3
Belum tentu karena terang suatu bintang bergantung pada jaraknya ke pengamat seperti terlihat pada rumus yang sudah dijelaskan sebelumnya. Oleh karena itu bintang yang sangat terang bisa tampak sangat lemah cahayanya karena jaraknya yang jauh.
Untuk menjawab pertanyaan-pertanyaan ini kita tentukan dahulu indeks warna ketiga bintang tersebut, karena makin panas atau makin biru sebuah bintang maka semakin kecil indeks warnanya.

Nomor bintang	B	V	B - V
1.	8,52	8,82	-0,30
2.	7,45	7,25	0,20
3.	7,45	6,35	1,10

Dari tabel di atas tampak bahwa bintang yang mempunyai indeks warna terkecil adalah bintang no. 1. Jadi bintang terpanas adalah bintang no. 1.

Magnitudo Bolometrik
Sistem magnitudo yang sudah kita bahas di atas hanya diukur pada panjang gelombang tertentu saja (m_vis,m_fot,m_B,m_U). Walaupun berbagai magnitudo tersebut dapat menggambarkan sebaran energi pada spektrum bintang sehingga dapat memberikan petunjuk mengenai temperaturnya, namun belum dapat memberikan informasi mengenai sebaran energi pada seluruh panjang gelombang yang dipancarkan oleh suatu bintang. Oleh sebab itu, didefinisikanlah sistem magnitudo bolometrik (m_bol) yang menyatakan magnitudo bintang yang diukur dalam seluruh panjang gelombang.

Magnitudo mutlak bolometrik bintang sangat penting karena dapat digunakan untuk mengetahui luminositas dari sebuah bintang (energi total yang dipancarkan permukaan bintang per detik) dengan membandingkannya dengan magnitudo mutlak bolometrik Matahari.
Dengan M_bol = magnitudo mutlak bolometrik bintang
M_bol¤ = magnitudo mutlak bolometrik Matahari (4,74)

Persamaan modulus jarak untuk magnitudo bolometrik (absorpsi MAB diabaikan):
m_bol - M_bol = -5 + 5log d
dengan d dalam parsec.

Apabila M_bol suatu bintang dapat ditentukan, maka luminositasnya juga dapat ditentukan (dapat dinyatakan dalan luminositas Matahari). Luminositas bintang merupakan parameter yang sangat penting dalam teori evolusi bintang. Sayangnya, magnitudo mutlak bolometrik sangat sukar ditentukan, karena beberapa panjang gelombang tidak dapat menembus atmosfer bumi. Untuk bintang yang panas, sebagian energinya dipancarkan pada daerah ultraviolet. Untuk bintang yang dingin, sebagian energinya dipancarkan pada daerah inframerah. Oleh karena itu, pengamatan magnitudo bolometrik harus dilakukan di atas atmosfer.

Untuk memudahkan, magnitudo bolometrik ditentukan secara teori berdasarkan pengamatan di bumi. Atau, dapat ditentukan secara tidak langsung, yaitu dengan memberikan koreksi pada magnitudo visualnya, yang disebut koreksi bolometrik (Bolometric Correction - BC).

m_v - m_bol = BC

M_v - M_bol = BC

Nilai BC tergantung pada temperatur atau warna bintang.

Untuk bintang yang sangat panas, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah ultraviolet sedangkan untuk bintang yang sangat dingin, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah inframerah (hanya sebagian kecil saja pada daerah visual). Untuk bintang-bintang seperti ini, harga BC-nya besar. Untuk bintang-bintang yang bertemperatur sedang, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah visual, sehingga harga BC-nya kecil.

Karena harga BC bergantung pada warna bintang, maka kita dapat mencari hubungan antara BC dan indeks warna (B-V). Untuk bintang yang dapat ditentukan magnitudo bolometriknya. Didefinisikan bahwa harga terkecil BC adalah nol (BC ≥ 0). Untuk BC = 0 untuk (B-V) = 0,3.

Hubungan antara nilai BC dengan indeks warna (CI) ditunjukkan dalam grafik di bawah ini:

Untuk Matahari, magnitudo bolometriknya (m_bol_¤) = -26,83, magnitudo mutlak bolometriknya adalah M_bol_¤ = 4,74 dan koreksi bolometriknya BC = 0,08. Berikut disajikan tabel temperatur efektif dan koreksi bolometrik untuk bintang-bintang deret utama dan bintang maharaksasa.

B - V	Bintang deret utama		Bintang maharaksasa
B - V	*T_ef*	BC	*T_ef*	BC
- 0,25	24500	2,30	26000	2,20
- 0,23	21000	2,15	23500	2,05
- 0,20	17700	1,80	19100	1,72
- 0,15	14000	1,20	14500	1,12
- 0,10	11800	0,61	12700	0,53
- 0,01	10500	0,33	11000	0,14
0,00	9480	0,15	9800	- 0,01
0,10	8530	0,04	8500	- 0,09
0,20	7910	0	7440	- 0,10
0,30	7450	0	6800	- 0,10
0,40	6800	0	6370	- 0,09
0,50	6310	0,03	6020	- 0,07
0,60	5910	0,07	5800	- 0,003
0,70	5540	0,12	546	0,003
0,80	5330	0,19	5200	0,10
0,90	5090	0,28	4980	0,19
1,00	4840	0,40	4770	0,30
1,20	4350	0,75	4400	0,59

Latihan :

Bintang A tampak mempunyai kecerlangan yang sama pada filter merah dan biru. Bintang B tampak lebih terang pada filter merah daripada filter biru. Bintang C tampak lebih terang pada filter biru daripada di filter merah. Urutkan bintang-bintang itu berdasarkan pertambahan temperaturnya.
The binary star Capella has a total magnitude of 0.21^m and the two components differ in magnitude by 0.5^m. The parallax of Capella is 0.063″. Calculate the absolute magnitudes of the two components.
There are about 250 millions of the stars in the elliptical galaxy M32. The visual magnitude of this galaxy is 9. If the luminosities of all are equal, what is the visual magnitude of one star in this galaxy?
Two stars have the same apparent magnitude and are of the same spectral type. One is twice as far away as the other. What is the relative size of the two stars?
Sebuah galaksi diamati memiliki magnitudo visual m_V = 21. Magnitudo ini berasosiasi dengan energi dari 10¹¹ bintang yang ada di dalamnya (terdiri dari 3 jenis). Perkirakan/hitung jarak galaksi tersebut. Untuk itu gunakan asumsi sebagai berikut

Jenis bintang	M_V	Jumlah (%)
a	1	20
b	4	50
c	6	30

2009-10-27T02:52:00.000-07:00

Paralaks Trigonometeri

Posted on February 28, 2009 - Filed Under Olimpiade Astronomi |

Pada abad ke-19 dilakukan pengukuran jarak bintang dengan cara Paralaks Trigonometri. Untuk memahami cara ini, lihatlah gambar berikut ini.

Akibat pergerakan Bumi mengelilingi Matahari, bintang terlihat seolah-olah bergerak dalam lintasan elips yg disebut elips paralaktik. Sudut yg dibentuk antara Bumi-bintang-Matahari (p) disebut paralaks bintang. Makin jauh jarak bintang dengan Bumi maka makin kecil pula paralaksnya. Dengan mengetahui besar paralaks bintang tsb, kita dapat menentukan jarak bintang dari hubungan:

tan p = R/d

R adalah jarak Bumi - Matahari, dan d adalah jarak Matahari - bintang. Krn sudut theta sangat kecil persamaan di atas dpt ditulis menjadi

Ø= R/d

pada persamaan di atas p dlm radian. Sebagian besar sudut p yg diperoleh dari pengamatan dlm satuan detik busur (lambang detik busur = {”}) (1 derajat = 3600″, 1 radian = 206265″). Oleh krn itu bila p dalam detik busur, maka

p = 206265 (R/d)

Bila kita definisikan jarak dalam satuan astronomi (SA) (1 SA = 150 juta km), maka

p = 206265/d

Dalam astronomi, satuan jarak untuk bintang biasanya digunakan satuan parsec (pc) yg didefinisi sebagai jarak bintang yg paralaksnya satu detik busur. Dengan begini, kita dapatkan

1 pc = 206265 SA = 3,086 x 10^18 cm = 3,26 tahun cahaya

p = 1/d –> p dlm detik busur, dan d dlm parsec.

Dari pengamatan diperoleh bintang yg memiliki paralaks terbesar adalah bintang Proxima Centauri yaitu sebesar 0″,76. Dengan menggunakan persamaan di atas maka jarak bintang ini dari Mthr (yg berarti jarak bintang dgn Bumi) adalah 1,3 pc = 4,01 x 10^13 km = 4,2 tahun cahaya (yang berarti cahaya yg dipancarkan oleh bintang ini membutuhkan waktu 4,2 tahun untuk sampai ke Bumi). Sebarapa jauhkah jarak tersebut?? Bila kita kecilkan jarak Bumi - Mthr (150 juta km) menjadi 1 meter, maka jarak Mthr - Proxima Centauri menjadi 260 km!!! Karena sebab inilah bintang hanya terlihat sebagai titik cahaya walau menggunakan teleskop terbesar di observatorium Bosscha.

Sebenarnya ada beberapa cara lain untuk mengukur jarak bintang, seperti paralaks fotometri yg menggunakan kuat cahaya sebenarnya dari bintang. Kemudian cara paralaks trigonometri ini hanya bisa digunakan untuk bintang hingga jarak 200 pc saja. Untuk bintang2 yg lebih jauh, jaraknya dapat ditentukan dengan mengukur kecepatan bintang tersebut.

2009-10-27T02:45:00.000-07:00

FOTOMETRI (Bag.1)

Posted on October 27, 2008 - Filed Under Olimpiade Astronomi |

Fotometri adalah bagian dari astrofisika yang mempelajari kuantitas, kualitas dan arah pancaran radiasi elektromagnetik dari benda langit. Penggunaan kata ‘foto‘ yang berarti ‘cahaya‘ disebabkan pada awalnya pengamatan benda langit hanya terbatas pada panjang gelombang visual/optik.

Fotometri didasarkan pada pemahaman atas hukum pancaran (radiation law). Kita menghipotesakan bahwa benda langit diangggap memiliki sifat sebuah benda hitam (black body).

Sifat benda hitam antara lain :

1) pada kesetimbangan termal, temperatur benda hanya ditentukan oleh jumlah energi yang diserapnya per detik;

2) benda hitam tidak memancarkan radiasi pada seluruh gelombang elektromagnetik dengan intensitas yang sama (ada yang dominan meradiasikan gelombang elektromagnetik pada daerah biru dengan intensitas yang lebih besar dibandingkan gelombang elektromagnetik pada panjang gelombang lainnya. Konsekuensinya, benda tersebut akan nampak biru).

Panjang gelombang yang dipancarkan dengan intensitas maksimum (λ_maks) oleh sebuah benda hitam dengan temperatur T Kelvin adalah :

λ_maks = 0,2898/ T …………………….. (pers. 1)

(λ_maks dinyatakan dalam cm dan T dalam Kelvin)

Persamaan di atas disebut dengan Hukum Wien.

Contoh penggunaan hukum Wien :
(Warning : Yang perlu diperhatikan bahwa λ_maks bukan berarti panjang gelombang maksimum tetapi panjang gelombang yang dipancarkan dengan intensitas maksimum)

Jumlah energi per satuan waktu yang dipancarkan sebuah benda hitam per satuan luas permukaan pemancar (benda hitam) disebut fluks energi yang dipancarkan. Besarnya fluks energi yang dipancarkan sebuah benda hitam (F) dengan temperatur T Kelvin adalah :

F = σT⁴ …………………….. (pers. 2)

(σ : konstanta Stefan-Boltzman : 5,67 x 10^-8 Watt/m²K⁴)

Sedangkan total energi per waktu / daya yang dipancarkan sebuah benda hitam dengan luas permukaan pemancar A dan temperatur T Kelvin disebut dengan Luminositas. Besarnya luminositas (L) dihitung dengan persamaan :

L = A σT⁴ …………………….. (pers. 3)

Untuk bintang, bintang dianggap berbentuk bola sempurna sehingga luas pemancar radiasinya (A) adalah 4πR² ; dengan R menyatakan radius bintang. Jadi, luminositas bintang (L) adalah :

L = 4πR² σT⁴ …………………….. (pers. 4)

Benda hitam memancarkan radiasinya ke segala arah. Kita bisa menganggap pancaran radiasi tersebut menembus permukaan berbentuk bola dengan radius d dengan fluks energi yang sama, yaitu E. Besarnya E :

E = L/(4πd²) …………………….. (pers. 5)

Fluks energi inilah yang diterima oleh pengamat dari bintang yang berada pada jarak d dari pengamat. Oleh karena itu, fluks energi ini sering disebut fluks energi yang diterima pengamat. (Warning : bedakan antara besaran E dan F).

Persamaan ini disebut juga hukum kuadrat kebalikan (invers square law) untuk kecerlangan (brightness, E) karena persamaan ini menyatakan bahwa kecerlangan (E) berbanding terbalik dengan kuadrat jaraknya (d). Jadi, makin jauh sebuah bintang, makin redup cahayanya.

Latihan:

Dari hasil pengukuran diperoleh bahwa permukaan seluas 1 cm² di luar atmosfer bumi menerima energi yang berasal dari Matahari sebesar 1,37 x 10⁶ erg/cm²/s. Apabila diketahui jarak Bumi-Matahari adalah 150 juta kilometer, tentukanlah luminositas Matahari.
Bumi menerima energi dari Matahari sebesar 1380 Watt/m². Berapakah energi dari Matahari yang diterima oleh planet Saturnus, jika jarak Matahari-Saturnus adalah 9,5 AU?
Luminositas sebuah bintang 100 kali lebih terang daripada Matahari, tetapi temperaturnya hanya setengahnya dari temperatur Matahari. Berapakah radius bintang tersebut dinyatakan dalam radius Matahari ?

(source : Dr. Djoni N. Dawanas)

2009-10-10T03:06:00.000-07:00

Penemuan 9 Galaksi Kecil

Pengamatan secara bersama oleh Teleskop Antariksa Hubble (NASA/ESA) dan Teleskop Antariksa Spitzer (NASA) telah menemukan 9 dari galaksi yang paling kecil, redup, dan kompak yang pernah ditemukan di alam semesta. Bersinar dengan kecerlangan jutaan bintang, masing-masing galaksi yang baru ditemukan itu berukuran ribuan kali lebih kecil daripada galaksi kita, Bimasakti.

Model konvensional untuk evolusi galaksi memprediksi bahwa galaksi kecil di alam semesta pada masa awal kelak akan menjelma menjadi galaksi masif melalui penggabungan. Kesembilan material pembangun galaksi yang semula dideteksi oleh teleskop Hubble kelihatannya berkontribusi terhadap pembentukan alam semesta seperti yang kita ketahui sekarang. Menurut Nor Pirzkal, dari ESA, galaksi-galaksi tersebut adalah galaksi bermassa paling kecil yang pernah diamati secara langsung di alam semesta pada masa awal.

Pirzkal semula dikejutkan dengan penemuan bahwa galaksi-galaksi terebut diperkirakan memiliki massa yang sangat kecil. Teleskop Antariksa Spitzer lantas digunakan untuk melakukan pengukuran yang lebih presisi terhadap massa galaksi-galaksi tersebut. Spitzer lantas mengkonfirmasikan bahwa galaksi-galaksi yang baru ditemukan itu merupakan sebagian dari komponen terkecil yang membangun alam semesta.

Sejumlah galaksi kecil yang baru ditemukan tampak dalam gambar ini (Gambar: NASA, ESA, N. Pirzkal – European Space Agency/STScI)

Galaksi-galaksi muda tersebut memberikan wawasan baru tentang tahun-tahun pembentukan alam semesta, hanya beberapa miliar tahun setelah peristiwa Big Bang (dentuman besar yang menandai awal terbentuknya alam semesta, -red). Teleskop Hubble telah mendeteksi bintang-bintang berwana biru safir yang berada didalam kesembilan galaksi tersebut. Bintang-bintang muda itu usianya hanya beberapa juta tahun dan sedang dalam proses pengubahan elemen-elemen tinggalan Big Bang (hidrogen dan helium) menjadi elemen yang lebih berat. Bintang-bintang tersebut kemungkinan belum mulai melepas elemen-elemen dari inti bintang ke lingkungan sekelilingnya.

“Cahaya biru yang dilihat oleh Hubble menunjukkan keberadaan bintang-bintang muda, sementara ketiadaan sinar inframerah, menunjukkan bahwa galaksi ini adalah betul-betul galaksi muda tanpa adanya generasi bintang yang lebih awal,” jelas Sangeeta Malthora, salah seorang peneliti dari Arizona State University di Tempe.

Galaksi-galaksi itu pertama kali diidentifikasi oleh James Rhoads dari Arizona State University dan Chun Xu dari Shanghai Institute of Technical Physics di Shanghai, China. Tiga diantara galaksi-galaksi tersebut kelihatannya sedikit berbeda — bukannya berbentuk gumpalan yang bundar, namun sedikit melebar di salah satu sisinya (mirip seperti bentuk berudu/kecebong). Ini merupakan pertanda bahwa galaksi-galaksi tersebut mungkin sedang berinteraksi dan bergabung dengan galaksi lain untuk membentuk struktur yang lebih besar dan kohesif.

Galaksi-galaksi tersebut diamati melalui perangkat Hubble Ultra Deep Field (HUDF) bersama dengan Advanced Camera for Surveys (ACS) dan Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer pada Hubble, dan Infrared Array Camera pada Spitzer. Sementara itu, pengamatan berbasis darat di European Southern Observatory memanfaatkan perangkat Infrared Spectrometer and Array Camera.

Mengamati dan menganalisis galaksi sekecil itu dalam jarak yang sedemikian jauh merupakan batas kemampuan yang dimiliki kebanyakan teleskop terkuat yang dikenal saat ini. Citra diambil dengan filter warna yang berbeda dengan ACS, dibantu dengan ekspos yang diambil melalui perangkat yang disebut “grism” — kombinasi dari prisma dan grating yang berfungsi mempertahankan berkas sinar pada panjang gelombang yang dipilih. Grism menyebarkan warna-warni yang dipancarkan galaksi tersebut dalam bentuk jejak cahaya pendek (”trails“). Analisis terhadap trails memungkinkan pengenalan emisi dari gas hidrogen yang berpendar, menghasilkan data, baik jarak maupun perkiraan mengenai tahapan formasi bintang.

“Spektrum grism” ini — diambil oleh Hubble dan dianalisis oleh software yang dikembangkan di Space Telescope-European Coordinating Facility di Munich, Jerman — dapat digunakan pada objek yang secara signifikan lebih redup daripada yang dapat dipelajari secara spektroskopi melalui teleskop yang ada saat ini. (www.esa.int)

2009-10-08T00:51:00.001-07:00

MACAM-MACAM JARINGAN KOMPUTER

1. WAN atau Wide Area Network

WAN atau Wide Area Network adalah sebuah jaringan yang memiliki jarak yang luas. WAN dapat menghubungkan jaringan antarnegara bahkan benua.Komputer,printer, dan alat lainnya pada LAN dapat terhubung secara jarak jauh. Salah satu tujuan lain pembuatan WAN adalah untuk penyediaan layanan e-mail ,World Wide Web, dan transfer file.

Teknologi yang biasa dipakai WAN adalah modem, ISDN (integrated service Digital network), DSL (Digital Subscriber Line), dan Frame Relay.

2. MAN atau Metropolitan Area Network

MAN atau Metropolitan Area Network pada prinsipnya sama dengan LAN, hanya saja ukuran jaringannya lebih besar dibandingkan LAN. Jarak yang ditempuh oleh MAN ini berkisar antara 10-50 km. MAN sangat cocok diterapkan untuk membangun jaringan antarkantor yang letaknya berdekatan dalam kota yang sama.

3. LAN atau Local Area Network

LAN atau Local Area Network adalah suatu jaringan komputer yang menghubungkan komputer atau workstation yang satu dengan komputer yang lain di rumah atau perkantoran. Jaraknya dibatasi sampai beberapa kilometer dan memiliki kecepatan koneksi antara 2-10 Mega byte per sekon.

Jaringan LAN terbagi atas jaringan client/server dan peer-to-peer. Jaringan client/server adalah tipe jaringan yang difungsikan untuk client dan server.Komputer client selalu meminta pelayanan pada komputer server. Komputer server melayani client dengan fasilitas seperti file server,print server,web server,dan mail server. Tipe jaringan ini sangat sesuai untuk meningkatkan keamanan data. Adapun tipe peer-to-peer adalah tipe jaringan yang memperlakukan semua komputer setara. Tidak ada yang melayani dan dilayani semua komputer bertindak sendiri-sendiri, tetapi tetap saling dapat berhubungan untuk saling Sharing resources. Teknologi yang biasanya dipakai LAN adalah Ethernet, Token Ring, dan FDDI.

2009-10-07T03:27:00.000-07:00

Sisa Supernova Di Balik Kegelapan

Sisa supernova termuda di galaksi kita berhasil ditemukan, tersembunyi dibalik cadar debu dan gas. Penemuan ini dilakukan oleh National Science Foundation’s Very Large Array (VLA) dan NASA’s Chandra X-Ray Observatory yang berhasil menembus kegelapan untuk mengungkap keberadaan sisa supernova tersebut. Dan menjadi contoh pertama dari populasi sisa supernova muda yang hilang. Lah apa itu supernova? Supernova merupakan bintang yang meleda, jadi yang dicari ini adalah sisa-sisa ledakan tersebut.

Dari pengamatan ke galaksi yang lain, para astronom memperkirakan ada sekitar 3 atau lebih ledakan bintang yang terjadi di Bimasakti setiap satu abad. Ledakan terbaru yang telah diketahui adalah Cassiopea A yang terjadi sekitar tahun 1680 dan si supernova termuda yang baru saja ditemukan ini ternyata merupakan sisa ledakan yang terjadi 140 tahun lalu. Dan jika perhitungan laju terjadinya supernova benar, maka seharusnya ada sekitar sisa dari 10 ledakan supernova di Bimasakti yang jauh lebih mudah dari Cassiopea A.

Supernova seperti yang dijelaskan di awal merupakan sebuah ledakan bintang yang mejadi tanda dari akhir hidup sebuah bintang. Saat ledakan terjadi bintang itu akan melepaskan sejumlah besar energi dan memuntahkan elelemen berat seperti kalisumdan besi ke ruang antar bintang. Materi yang dilepaskan ini kemudian menjadi benih yang mengisi awan debu dan gas dimana bintang dan planet baru akan dilahirkan, dan melalui letusan kejut bisa memicu terjadinya pembentukan.

Problemnya, perhitungan memang menyatakan supernova yang lebih muda itu ada banyak tapi bukti dari sisa ledakan tersebut di Bimasakti maish sangat kurang. Hal ini membuat para astronom yang tampaknya normal jutru berbeda dalam beberapa hal yang tak diketahui dibanding galaksi lainnya. Bahkan pemikiran alternatif yang muncul, bisa jadi supernova yang hilang di Bimasakti mengindikasikan kalau pemahaman para astronom untuk hubungan supernova dan pproses di galaksi lain merupakan suatu kesalahan.

Dalam penemuan supernova termuda ini para astronom melakukan pengukuran terhadap pengembangan puing ledakan bintang. Hal ini dilakukan dengan membandingkan citra objek G1.9+0.3, yang diambil secara terpisah lebih dari 2 dekade. Tahun 1985, tim astronom yang dmpimpin oleh David Green menggunakan VLA berhasil mengidentifikasi sisa supernova yang saat iti diperkirakan berusia 400 – 1000 tahun. G1.9+0.3, berada dekat pusat galaksi sekitar 25 000 tahun cahaya dari Bumi.

Perbandingan citra G1.9+0.3 tahun 1985 dan 2008. Kredit gambar :Green, et al., NRAO/AUI/NSF

Tahun 2007, tim lainnya yang dipimpin oleh Stephen Reynolds dari North Carolina State University, berhasil mengamati objek yang sama menggunakan Chandra X-Ray Oservatory. Dan yang mengejutkan, citra yang mereka ambil menunjukan kalau objek yang diamati itu 16% lebih besar dari citr yang diambil VLA tahun 1985.

Perbedaan yang sangat besar. Ini menunjukan kalau puing ledakan tersebut mengembang dengan sangat cepat. Dan itu menunjukan kalau objek ini jauh lebih muda dari yang diperkirakan sebelumnya. Pengukuran pengembangan tersebut dilakukan dengan membandingkan citra radio dengan citra x-ray. Nah untuk membuat perbandingan secara langsung, para ilmuwan ini kemudian melakukan pengamatan juga dengan VLA dan hasilnya sisa supernova itu memang benar-benar mengembang dengan sangat cepat.

Penemuan ini tentu saja menjadi sumber informasi baru dalam hal ledakan bintang. Ini seperti mempelajari kehidupan manusia saat bayi dan dewasa dimana ada kehilangan masa remaja yang tak terdeteksi. Nah sekarang kesenjangan itu akan bisa terisi. Penemuan G1.9+0.3 memang memberi kejutan besar. Kecepatan runtuhan ledakannya dalam mengembang dan energi yang sangat ekstrim dari partikel-partikelnya belum pernah terjadi sebelumnya.

Penemuan ini dimungkinkan terjadi karena adanya teleskop radio dan sinar-X. Tidak seperti teleskop cahaya tampak, kedua jenis teleskop ini bisa menembus tebalnya awan gas dan debu di galaksi kita. Bisa dikatakan dengan teleskop cahaya tmpak kita bisa melihat sebagian supernoa yang terjadi di alam semesta namun sisanya yang tersembunyi dibalik kegelapan sepertinya tertinggal di halaman belakang dunik kosmik kita ini.

Untungnya, awan gas dari ledakan bintang yang mengembang tersebut bersinar sangat terang dalam panjang gelombang radio dan sinar X selama ribuan tahun. Dan akhirnya teleskop radio dan sinar X bisa menunjukan apa yang sempat terlewatkan tersebut.

2009-10-06T22:44:00.001-07:00

FUTSAL

Hai teman-teman....
ini merupakan kegiatan yang kami laksanakan pada saat memperingati hari "Kemerdekaan kita"
yaitu pada tanggal 17 Agustus.Kami sangat antusias dalam menyambutnya....
Oh...saya pikir itu merupakan hari terbaik yang pernah saya rasakan.Walaupun sebenarnya kami hanya memenangkan satu pertandingan...
hehe......
tapi jangan salah.....
justru itu yang membuatnya berkesan...

2009-10-03T02:05:00.000-07:00

Aurora adalah fenomena pancaran cahaya yang menyala-nyala pada lapisan ionosfer dari sebuah planet sebagai akibat adanya interaksi antara medan magnetik yang dimiliki planet tersebut dengan partikel bermuatan yang dipancarkan oleh matahari (angin matahari).

Di bumi, aurora terjadi di daerah di sekitar kutub Utara dan kutub Selatan magnetiknya. Aurora yang terjadi di daerah sebelah Utara dikenal dengan nama Aurora Borealis (IPA /ɔˈɹɔɹə bɔɹiˈælɪs/), yang dinamai bersempena Dewi Fajar Rom, Aurora, dan nama Yunani untuk angin utara, Boreas. Ini karena di Eropa, aurora sering terlihat kemerah-merahan di ufuk utara seolah-olah matahari akan terbit dari arah tersebut. Aurora borealis selalu terjadi di antara September dan Oktober dan Maret dan April. Fenomena aurora di sebelah Selatan yang dikenal dengan Aurora Australis mempunyai sifat-sifat yang serupa.

2009-10-03T01:59:00.001-07:00

Lubang hitam adalah sebuah pemusatan massa yang cukup besar sehingga menghasilkan gaya gravitasi yang sangat besar. Gaya gravitasi yang sangat besar ini mencegah apa pun lolos darinya kecuali melalui perilaku terowongan kuantum. Medan gravitasi begitu kuat sehingga 8kecepatan lepas di dekatnya mendekati kecepatan cahaya. Tak ada sesuatu, termasuk radiasi elektromagnetik yang dapat lolos dari gravitasinya, bahkan cahaya hanya dapat masuk tetapi tidak dapat keluar atau melewatinya, dari sini diperoleh kata "hitam". Istilah "lubang hitam" telah tersebar luas, meskipun ia tidak menunjuk ke sebuah lubang dalam arti biasa, tetapi merupakan sebuah wilayah di angkasa di mana semua tidak dapat kembali. Secara teoritis, lubang hitam dapat memliki ukuran apa pun, dari mikroskopik sampai ke ukuran alam raya yang dapat diamati.

Teori adanya lubang hitam pertama kali diajukan pada abad ke-18 oleh John Michell and Pierre-Simon Laplace, selanjutnya dikembangkan oleh astronom Karl Schwarzschild, pada tahun 1916, dengan berdasar pada teori relativitas umum dari Albert Einstein, dan semakin dipopulerkan oleh Stephen William Hawking. Pada saat ini banyak astronom yang percaya bahwa hampir semua galaksi dialam semesta ini mengelilingi lubang hitam pada pusat galaksi. Jerman bernama

Adalah John Archibald Wheeler pada tahun 1967 yang memberikan nama "Lubang Hitam" sehingga menjadi populer di dunia bahkan juga menjadi topik favorit para penulis fiksi ilmiah. Kita tidak dapat melihat lubang hitam akan tetapi kita bisa mendeteksi materi yang tertarik / tersedot ke arahnya. Dengan cara inilah, para astronom mempelajari dan mengidentifikasikan banyak lubang hitam di angkasa lewat observasi yang sangat hati-hati sehingga diperkirakan di angkasa dihiasi oleh jutaan lubang hitam.

Lubang Hitam tercipta ketika suatu obyek tidak dapat bertahan dari kekuatan tekanan gaya gravitasinya sendiri. Banyak obyek (termasuk matahari dan bumi) tidak akan pernah menjadi lubang hitam. Tekanan gravitasi pada matahari dan bumi tidak mencukupi untuk melampaui kekuatan atom dan nuklir dalam dirinya yang sifatnya melawan tekanan gravitasi. Tetapi sebaliknya untuk obyek yang bermassa sangat besar, tekanan gravitasi-lah yang menang.

Massa dari lubang hitam terus bertambah dengan cara menangkap semua materi didekatnya. Semua materi tidak bisa lari dari jeratan lubang hitam jika melintas terlalu dekat. Jadi obyek yang tidak bisa menjaga jarak yang aman dari lubang hitam akan terhisap. Berlainan dengan reputasi yang disandangnya saat ini yang menyatakan bahwa lubang hitam dapat menghisap apa saja disekitarnya, lubang hitam tidak dapat menghisap material yang jaraknya sangat jauh dari dirinya. dia hanya bisa menarik materi yang lewat sangat dekat dengannya. Contoh : bayangkan matahari kita menjadi lubang hitam dengan massa yang sama. Kegelapan akan menyelimuti bumi dikarenakan tidak ada pancaran cahaya dari lubang hitam, tetapi bumi akan tetap mengelilingi lubang hitam itu dengan jarak dan kecepatan yang sama dengan saat ini dan tidak terhisap masuk kedalamnya. Bahaya akan mengancam hanya jika bumi kita berjarak 10 mil dari lubang hitam, dimana hal ini masih jauh dari kenyataan bahwa bumi berjarak 93 juta mil dari matahari. Lubang hitam juga dapat bertambah massanya dengan cara bertubrukan dengan lubang hitam yang lain sehingga menjadi satu lubang hitam yang lebih besar.