MERKERIUS
.WIKIPEDIA - Merkurius adalah planet terkecil di dalam tata surya dan juga yang terdekat dengan Matahari dengan kala revolusi 88 hari dan kala rotasi 59 hari. Kecerahan planet ini berkisar di antara -2 sampai 5,5 dalam magnitudo tampak namun tidak mudah terlihat karena sudut pandangnya dengan Matahari kecil (dengan rentangan paling jauh sebesar 28,3 derajat. Merkurius hanya bisa terlihat pada saat subuh atau maghrib. Tidak begitu banyak yang diketahui tentang Merkurius karena hanya satu pesawat antariksa yang pernah mendekatinya yaitu Mariner 10 pada tahun 1974 sampai 1975. Mariner 10 hanya berhasil memetakan sekitar 40 sampai 45 persen dari permukaan planet.
Mirip dengan Bulan, Merkurius mempunyai banyak kawah dan juga tidak mempunyai satelit alami serta atmosfer. Merkurius mempunyai inti besi yang menciptakan sebuah medan magnet dengan kekuatan 0.1% dari kekuatan medan magnet bumi. Suhu permukaan dari Merkurius berkisar antara 90 sampai 700 Kelvin (-180 sampai 430 derajat Celcius).
Pengamatan tercatat dari Merkurius paling awal dimulai dari zaman orang Sumeria pada milenium ke tiga sebelum masehi. Bangsa Romawi menamakan planet ini dengan nama salah satu dari dewa mereka, Merkurius (dikenal juga sebagai Hermes pada mitologi Yunani dan Nabu pada mitologi Babilonia). Lambang astronomis untuk merkurius adalah abstraksi dari kepala Merkurius sang dewa dengan topi bersayap di atas caduceus. Orang Yunani pada zaman Hesiod menamai Merkurius Stilbon dan Hermaon karena sebelum abad ke lima sebelum masehi mereka mengira bahwa Merkurius itu adalah dua benda antariksa yang berbeda, yang satu hanya tampak pada saat Matahari terbit dan yang satunya lagi hanya tampak pada saat Matahari terbenam. Di India, Merkurius dinamai Budha (बुध), anak dari Candra sang bulan. Di budaya Tiongkok, Korea, Jepang dan Vietnam, Merkurius dinamakan "bintang air". Orang-orang Ibrani menamakannya Kokhav Hamah (כוכב חמה), "bintang dari yang panas" ("yang panas" maksudnya Matahari). Diameter Merkurius 40% lebih kecil daripada Bumi (4879,4 km), dan 40% lebih besar daripada Bulan. Ukurannya juga lebih kecil (walaupun lebih padat) daripada satelit Yupiter, Ganymede dan satelit Saturnus, Titan.
Struktur dalam
Dengan diameter sebesar 4879 km di katulistiwa, Merkurius adalah planet terkecil dari empat planet kebumian di Tata Surya. Jarak merkurius ke matahari 57 juta km, dan jarak Merkurius dengan Bumi 92 juta km. Merkurius terdiri dari 70% logam dan 30% silikat serta mempunyai kepadatan sebesar 5,43 g/cm3 hanya sedikit dibawah kepadatan Bumi. Namun apabila efek dari tekanan gravitasi tidak dihitung maka Merkurius lebih padat dari Bumi dengan kepadatan tak terkompres dari Merkurius 5,3 g/cm3 dan Bumi hanya 4,4 g/cm3.Kepadatan Merkurius digunakan untuk menduga struktur dalamnya. Kepadatan Bumi yang tinggi tercipta karena tekanan gravitasi, terutamanya di bagian inti. Merkurius namun jauh lebih kecil dan bagian dalamnya tidak terdapat seperti bumi sehingga kepadatannya yang tinggi diduga karena planet tersebut mempunyai inti yang besar dan kaya akan besi. Para ahli bumi menaksir bahwa inti Merkurius menempati 42 % dari volumenya (inti Bumi hanya menempati 17% dari volume Bumi). Menurut riset terbaru, kemungkinan besar inti Merkurius adalah cair.
Mantel setebal 600 km menyelimuti inti Merkurius dan kerak dari Merkurius diduga setebal 100 sampai 200 km. Permukaan merkurius mempunyai banyak perbukitan yang kurus, beberapa mencapai ratusan kilometer panjangnya. Diduga perbukitan ini terbentuk karena inti dan mantel Merkurius mendingin dan menciut pada saat kerak sudah membatu.
Merkurius mengandung besi lebih banyak dari planet lainnya di tata surya dan beberapa teori telah diajukan untuk menjelaskannya. Teori yang paling luas diterima adalah bahwa Merkurius pada awalnya mempunyai perbandingan logam-silikat mirip dengan meteor Kondrit umumnya dan mempunyai massa sekitar 2,25 kali massanya yang sekarang. Namun pada awal sejarah tata surya, merkurius tertabrak oleh sebuah planetesimal berukuran sekitar seperenam dari massanya. Benturan tersebut telah melepaskan sebagian besar dari kerak dan mantel asli Merkurius dan meninggalkan intinya. Proses yang sama juga telah diajukan untuk menjelaskan penciptaan dari Bulan.
Teori yang lain menyatakan bahwa Merkurius mungkin telah terbentuk dari nebula Matahari sebelum energi keluaran Matahari telah stabil. Merkurius pada awalnya mempunyai dua kali dari massanya yang sekarang, namun dengan mengambangnya protomatahari, suhu di sekitar merkurius dapat mencapai sekitar 2500 sampai 3500 Kelvin dan mungkin mencapai 10000 Kelvin. Sebagian besar permukaan Merkurius akan menguap pada temperatur seperti itu, membuat sebuah atmosfer "uap batu" yang mungkin tertiup oleh angin surya.
garis tengah : 4850 KM
volume : 0,054 isi bumi
kepadatan :5,4 ( Air = 1)
massa :0,055 massa bumi
daya tarik :0,37 daya tarik bumi
jarak ke matahari : 58,000.000 km
kecepatan edar : 4,2 km/detik
periode rotasi : 59 hari
mengitari matahari : 87,97 hari
kecepatan pada orbit : 42,9 km/detik
satelit : tidak ada
VENUS
Venus adalah planet terdekat kedua dari Matahari setelah Merkurius. Planet ini mengorbit Matahari selama 224,7 hari Bumi.[11] Venus tidak memiliki satelit alami dan dinamai dari dewi cinta dan kecantikan dalam mitologi Romawi. Setelah Bulan, planet ini merupakan objek alami tercerah di langit malam, dengan magnitudo tampak Sebesar −4,6 yang cukup cerah untuk menghasilkan bayangan.[12] Venus merupakan planet inferior dengan sudut elongasi yang mencapai 47,8°. Kecerahan maksimal planet ini dapat dilihat segera sebelum matahari terbit atau setelah matahari terbenam, sehingga disebut Bintang Fajar atau Bintang Senja.
Venus adalah planet kebumian dan kadang-kadang disebut “planet saudara” Bumi karena ukuran, gravitasi, dan komposisi yang mirip (Venus merupakan planet terdekat dari Bumi dan planet yang ukurannya paling mendekati Bumi). Namun, dalam hal lain planet ini sangat berbeda dari Bumi. Planet ini memiliki atmosfer terpadat di antara empat planet kebumian yang terdiri dari 96% karbon dioksida. Tekanan atmosfer permukaan Venus 92 kali lebih besar daripada Bumi. Dengan rata-rata suhu permukaan sebesar 735 K (462 °C; 863 °F), Venus merupakan planet terpanas di Tata Surya. Planet ini tidak memiliki siklus karbon yang memerangkap karbon dalam batuan dan kenampakan permukaan, dan juga tidak memiliki kehidupan organik yang dapat menyerap karbon dalam bentuk biomassa. Venus diselimuti oleh lapisan buram yang terdiri dari awan asam sulfat yang sangat reflektif, sehingga permukaannya tidak dapat dilihat dari luar angkasa. Venus mungkin pernah memiliki samudra,[13][14] namun samudra tersebut menguap karena peningkatan suhu yang disebabkan oleh efek rumah kaca berketerusan.[15] Sebagian besar air mungkin telah terfotodisosiasi, dan angin matahari telah membuat hidrogen bebas mengalami pelepasan ke luar angkasa sebagai akibat dari ketiadaan medan magnet internal di Venus.[16] Permukaan Venus sendiri bergurun, kering, dan diselingi oleh batuan yang diperbarui secara periodik oleh aktivitas vulkanik.
Geografi
Terdapat banyak spekulasi mengenai permukaan Venus sebelum terkuak oleh wahana-wahana angkasa pada abad ke-20. Planet tersebut dipetakan secara detail oleh Proyek Magellan pada tahun 1990-91. Di permukaan terdapat bukti terjadinya aktivitas vulkanik, dan sulfur di atmosfer menunjukkan bahwa telah terjadi letusan gunung berapi.[19][20]Sekitar 80% permukaan Venus terdiri dari daratan vulkanik, dengan 70% merupakan daratan dengan bubungan berkerut dan 10% merupakan daratan yang halus dan berlekuk.[21] Dua puluh persen sisanya merupakan dua “benua” dataran tinggi; salah satu benua terletak di belahan utara Venus, sementara yang lain berada di sebelah selatan garis khatulistiwa. Benua utara disebut Ishtar Terra, yang dinamai dari Ishtar, dewi cinta di Babilonia, dan ukurannya kurang lebih sebesar Australia. Gunung tertinggi di Venus (yaitu Maxwell Montes) terletak di Ishtar Terra. Tingginya kurang lebih 11 km di atas rata-rata ketinggian permukaan Venus. Sementara itu, benua selatan dijuluki Aphrodite Terra, yang dinamai dari dewi cinta dalam mitologi Yunani, dan benua ini lebih besar dengan ukuran yang kurang lebih sebanding dengan Amerika Selatan. Benua ini dipenuhi oleh rangkaian rekahan dan patahan.[22]
Ketiadaan aliran lava di kaldera masih menjadi teka-teki. Planet ini tidak memiliki banyak kawah tubrukan, sehingga menunjukkan bahwa permukaannya masih relatif muda, kurang lebih berusia 300–600 juta tahun.[23][24] Selain kawah tubrukan, pegunungan, dan lembah, Venus juga memiliki kenampakan permukaan yang unik. Salah satunya adalah kenampakan vulkanik yang puncaknya rata, yang disebut "farra". Bentuknya mirip dengan kue panekuk dan lebarnya bervariasi antara 20–50 km, sementara tingginya biasanya berada dalam kisaran 100–1.000 m. Terdapat pula rangkaian rekahan radial yang berbentuk seperti bintang yang disebut "novae", rekahan radial konsentrik yang mirip sarang laba-laba yang disebut "arachnoid", dan cincin rekahan yang kadang-kadang dikelilingi oleh depresi yang disebut "coronae". Kenampakan-kenampakan tersebut terbentuk secara vulkanik.[25]
Sebagian besar kenampakan permukaan di Venus dinamai dari perempuan dalam mitologi dan sejarah,[26] kecuali Maxwell Montes yang dinamai dari James Clerk Maxwell dan wilayah dataran tinggi Alpha Regio, Beta Regio, dan Ovda Regio yang dinamai sebelum sistem yang ada saat ini diterapkan oleh International Astronomical Union.[27]
Garis bujur kenampakan permukaan di Venus dinyatakan relatif terhadap meridian utama. Meridian utama awalnya melewati titik cerah di tengah kenampakan Eve yang terletak di sebelah selatan Alpha Regio.[28] Setelah misi Venera selesai, meridian utama ditentukan melewati puncak di tengah kawah Ariadne.[29][30]
Struktur awan di atmosfer Venus pada tahun 1979, yang ditunjukkan melalui pengamatan ultraviolet yang dilakukan oleh Pioneer Venus Orbiter
Citra permukaan Venus yang diabadikan oleh wahana Magellan antara tahun 1990 hingga 1994
kepadatan :5,2 ( Air = 1)
massa :0,82 massa bumi
daya tarik :0,88 daya tarik bumi
jarak ke matahari : 108.000.000 km
kecepatan edar : 10,3 km/detik
periode rotasi : 244 hari
mengitari matahari : 224,7 hari
kecepatan pada orbit : 35,0 km/detik
satelit : tidak ada
BUMI
Bumi adalah planet ketiga dari delapan planet dalam Tata Surya. Diperkirakan usianya mencapai 4,6 miliar tahun. Jarak antara Bumi dengan matahari adalah 149.6 juta kilometer atau 1 AU (Inggris: Astronomical Unit). Kala rotasi bumi adalah 23 jam 56 menit 4 detik. Sedangkan kala revolusinya adalah 365,25 hari. Bumi mempunyai lapisan udara (atmosfer) dan medan magnet yang disebut (magnetosfer) yang melindung permukaan Bumi dari angin surya, sinar ultraviolet dan radiasi dari luar angkasa. Lapisan udara ini menyelimuti Bumi hingga ketinggian sekitar 700 kilometer. Lapisan udara ini dibagi menjadi Troposfer, Stratosfer, Mesosfer, Ionosfer,Termosfer, dan Eksosfer.
Lapisan ozon, setinggi 50 kilometer, berada di lapisan stratosfer dan mesosfer dan melindungi Bumi dari sinar ultraungu. Perbedaan suhu permukaan Bumi adalah antara -70 °C hingga 55 °C bergantung pada iklim setempat. Sehari dibagi menjadi 24 jam dan setahun di Bumi sama dengan 365,2425 hari. Bumi mempunyai massa seberat 59.760 miliar ton, dengan luas permukaan 510 juta kilometer persegi. Berat jenis Bumi (sekitar 5.500 kilogram per meter kubik) digunakan sebagai unit perbandingan berat jenis planet yang lain, dengan berat jenis Bumi dipatok sebagai 1.
Bumi memiliki diameter sepanjang 12.756 kilometer. Gravitasi Bumi diukur sebagai 10 N kg-1 dijadikan unit ukuran gravitasi planet lain, dengan gravitasi Bumi dipatok sebagai 1. Bumi mempunyai 1 satelit alami yaitu Bulan. 70,8% permukaan Bumi diliputi air. Udara Bumi terdiri dari 78% nitrogen, 21% oksigen dan 1% uap air, karbondioksida dan gas lain.
Bumi diperkirakan tersusun atas inti dalam Bumi yang terdiri dari besi nikel beku setebal 1.370 kilometer dengan suhu 4.500 °C, diselimuti pula oleh inti luar yang bersifat cair setebal 2.100 kilometer, lalu diselimuti pula oleh mantel silika setebal 2.800 kilometer membentuk 83% isi Bumi dan akhirnya sekali diselimuti oleh kerak Bumi setebal kurang lebih 85 kilometer.
Kerak Bumi lebih tipis di dasar laut yaitu sekitar 5 kilometer. Kerak Bumi terbagi kepada beberapa bagian dan bergerak melalui pergerakan tektonik lempeng (teori pergeseran benua) yang menghasilkan gempa Bumi.
Titik tertinggi di permukaan Bumi adalah gunung Everest setinggi 8.848 meter dan titik terdalam adalah palung Mariana di samudra Pasifik dengan kedalaman 10.924 meter. Danau terdalam adalah Danau Baikal dengan kedalaman 1.637 meter, sedangkan danau terbesar adalah Laut Kaspia dengan luas 394.299 km2.
Bentuk planet Bumi sangat mirip dengan bulat pepat (oblate spheroid), sebuah bulatan yang tertekan ceper pada orientasi kutub-kutub yang menyebabkan buncitan pada bagian khatulistiwa. Buncitan ini terjadi karena rotasi Bumi, menyebabkan ukuran diameter katulistiwa 43 km lebih besar dibandingkan diameter dari kutub ke kutub. Diameter rata-rata dari bulatan Bumi adalah 12.742 km, atau kira-kira 40.000 km/π. Karena satuan meter pada awalnya didefinisikan sebagai 1/10.000.000 jarak antara katulistiwa ke kutub utara melalui kota Paris, Perancis.
Topografi lokal sedikit bervariasi dari bentuk bulatan ideal yang mulus, meski pada skala global, variasi ini sangat kecil. Bumi memiliki toleransi sekitar satu dari 584, atau 0,17% dibanding bulatan sempurna (reference spheroid), yang lebih mulus jika dibandingkan dengan toleransi sebuah bola biliar, 0,22%. Lokal deviasi terbesar pada permukaan Bumi adalah Gunung Everest (8.848 m di atas permukaan laut) dan Palung Mariana (10.911 m di bawah permukaan laut). Karena buncitan khatulistiwa, bagian Bumi yang terletak paling jauh dari titik tengah Bumi sebenarnya adalah gunung Chimborazo di Ekuador.
Proses alam endogen/tenaga endogen adalah tenaga Bumi yang berasal dari dalam Bumi. Tenaga alam endogen bersifat membangun permukaan Bumi ini. Tenaga alam eksogen berasal dari luar Bumi dan bersifat merusak. Jadi kedua tenaga itulah yang membuat berbagai macam relief di muka Bumi ini seperti yang kita tahu bahwa permukaan Bumi yang kita huni ini terdiri atas berbagai bentukan seperti gunung, lembah, bukit, danau, sungai, dsb. Adanya bentukan-bentukan tersebut, menyebabkan permukaan Bumi menjadi tidak rata. Bentukan-bentukan tersebut dikenal sebagai relief Bumi.
Komposisi kimia
| Senyawa | Formula | Komposisi |
|---|---|---|
| Silika | SiO2 | 59,71% |
| Alumina | Al2O3 | 15,41% |
| kapur | CaO | 4,90% |
| Magnesia | MgO | 4,36% |
| Natrium oksida | Na2O | 3,55% |
| Besi(II) oksida | FeO | 3,52% |
| Kalium oksida | K2O | 2,80% |
| Besi(III) oksida | Fe2O3 | 2,63% |
| Air | H2O | 1,52% |
| Titanium dioksida | TiO2 | 0,60% |
| Fosfor pentaoksida | P2O5 | 0,22% |
| Total | 99,22% | |
Ahli geokimia F. W. Clarke memperhitungkan bahwa sekitar 47% kerak Bumi terdiri dari oksigen. Batuan-batuan paling umum yang terdapat di kerak Bumi hampir semuanya adalah oksida (oxides); klorin, sulfur dan florin adalah kekecualian dan jumlahnya di dalam batuan biasanya kurang dari 1%. Oksida-oksida utama adalah silika, alumina, oksida besi, kapur, magnesia, potas dan soda. Fungsi utama silika adalah sebagai asam, yang membentuk silikat. Ini adalah sifat dasar dari berbagai mineral batuan beku yang paling umum. Berdasarkan perhitungan dari 1,672 analisis berbagai jenis batuan, Clarke menyimpulkan bahwa 99,22% batuan terdiri dari 11 oksida (lihat tabel kanan). Konstituen lainnya hanya terjadi dalam jumlah yang kecil. [note 3]
Menurut komposisi (jenis dari materialnya), Bumi dapat dibagi menjadi lapisan-lapisan sebagai berikut:
Sedangkan menurut sifat mekanik (sifat dari material)-nya, Bumi dapat dibagi menjadi lapisan-lapisan sebagai berikut:
Inti Bumi bagian luar merupakan salah satu bagian dalam Bumi yang melapisi inti Bumi bagian dalam. Inti Bumi bagian luar mempunyai tebal 2250 km dan kedalaman antara 2900-4980 km. Inti Bumi bagian luar terdiri atas besi dan nikel cair dengan suhu 3900 °C.
Inti Bumi bagian dalam merupakan bagian Bumi yang paling dalam atau dapat juga disebut inti Bumi. inti Bumi mempunyai tebal 1200km dan berdiameter 2600km. Inti Bumi terdiri dari besi dan nikel berbentuk padat dengan temperatur dapat mencapai 4800 °C.
garis tengah : 1.756 KM
volume : 1,08106 cu KM
kepadatan :5,52 ( Air = 1)
massa :5,98 x 102 ton
jarak ke matahari : 149.000.000 km
kecepatan edar : 0,5 km/detik
periode rotasi : 365 hari
satelit : 1 yaitu bulan
MARS
Mars adalah planet terdekat keempat dari Matahari. Namanya diambil dari dewa perang Romawi, Mars. Planet ini sering dijuluki sebagai "planet merah" karena tampak dari jauh berwarna kemerah-kemerahan. Ini disebabkan oleh keberadaan besi(III) oksida di permukaan planet Mars.[6] Mars adalah planet bebatuan dengan atmosfer yang tipis. Di permukaan Mars terdapat kawah, gunung berapi, lembah, gurun, dan tudung es. Periode rotasi dan siklus musim Mars mirip dengan Bumi. Di Mars berdiri Olympus Mons, gunung tertinggi di Tata Surya, dan Valles Marineris, lembah terbesar di Tata Surya. Selain itu, di belahan utara terdapat cekungan Borealis yang meliputi 40% permukaan Mars.[7][8]
Lingkungan Mars lebih bersahabat bagi kehidupan dibandingkan keadaan Planet Venus. Namun begitu, keadaannya tidak cukup ideal untuk manusia. Suhu udara yang cukup rendah dan tekanan udara yang rendah, ditambah dengan komposisi udara yang sebagian besar karbondioksida, menyebabkan manusia harus menggunakan alat bantu pernapasan jika ingin tinggal di sana. Misi-misi ke planet merah ini, sampai penghujung abad ke-20, belum menemukan jejak kehidupan di sana, meskipun yang amat sederhana.
Planet ini memiliki 2 buah satelit, yaitu Phobos dan Deimos. Planet ini mengorbit selama 687 hari dalam mengelilingi Matahari. Planet ini juga berotasi. Kala rotasinya 25,62 jam.
Di planet Mars, terdapat sebuah kenampakan unik di daerah Cydonia Mensae. Kenampakan ini merupakan sebuah perbukitan yang bila dilihat dari atas nampak sebagai sebuah wajah manusia. Banyak orang yang menganggapnya sebagai sebuah bukti dari peradaban yang telah lama musnah di Mars, walaupun pada masa kini, telah terbukti bahwa kenampakan tersebut hanyalah sebuah kenampakan alam biasa.
Berdasarkan pengamatan orbit dan pemeriksaan terhadap kumpulan meteorit Mars, permukaan Mars terdiri dari basalt. Beberapa bukti menunjukkan bahwa sebagian permukaan Mars mempunyai silika yang lebih kaya daripada basalt biasa, dan mungkin mirip dengan batu-batu andesit di Bumi. Sebagian besar permukaan Mars dilapisi oleh debu besi(III) oksida yang memberinya kenampakan merah.[10][11]
Saat ini Mars tidak memunyai medan magnet global,[12] namun hasil pengamatan menunjukkan bahwa sebagian kerak planet termagnetisasi, dan medan magnet global pernah ada pada masa lalu. Salah satu teori yang diumumkan pada tahun 1999 dan diperiksa ulang pada Oktober 2005 (dengan bantuan Mars Global Surveyor) menunjukkan bahwa empat miliar tahun yang lalu, dinamo Mars berhenti berfungsi dan mengakibatkan medan magnetnya menghilang.[13] Ada pula teori bahwa asteroid yang sangat besar pernah menghantam Mars dan mematikan medan magnetnya.[14]
Inti Mars, yang jari-jarinya diperkirakan sebesar 1.480 km, terdiri dari besi dan 14-17% sulfur. Inti besi sulfida ini cair. Lapisan di atas inti Mars adalah mantel silikat yang membentuk banyak objek tektonik dan vulkanik di Mars, tetapi saat ini mantel tersebut sudah tidak aktif. Di atas lapisan mantel adalah kerak, yang ketebalan rata-ratanya sekitar 50 km, dan ketebalan maksimumnya 125 km.[15]
Saat pembentukan Tata Surya, Mars terbentuk dari cakram protoplanet yang mengelilingi Matahari Matahari. Planet ini punya ciri kimia yang berbeda karena letaknya di Tata Surya. Unsur dengan titik didih yang rendah seperti klorin, fosfor, dan sulfur ada dalam jumlah yang lebih besar daripada di Bumi. Unsur-unsur tersebut kemungkinan dihalau dari daerah yang dekat dengan Matahari oleh angin surya muda yang kuat.[16]
Setelah terbentuk, planet-planet melewati masa "Pengeboman Berat Akhir". Bekas tubrukan dari masa tersebut dapat dilihat di 60% permukaan Mars.[17][18][19] 40% permukaan Mars adalah bagian dari cekungan yang diakibatkan oleh tubrukan objek sebesar Pluto empat miliar tahun yang lalu. Cekungan di belahan utara Mars yang membentang sejauh 10.600 km ini kini dikenal dengan nama cekungan Borealis.[7][8][20][21]
Sejarah geologi Mars dapat dibagi menjadi beberapa masa, tetapi berikut adalah tiga masa utama:[22][16]
- Masa Noachis (dinamai dari Noachis Terra): Pembentukan permukaan tertua Mars, antara 4,5 miliar hingga 3,5 miliar tahun yang lalu. Permukaan dari masa Noachis dipenuhi kawah tubrukan yang besar. Tonjolan Tharsis, dataran tinggi vulkanik, diduga terbentuk pada masa ini. Pada akhir masa ini banjir besar juga terjadi.
- Masa Hesperia (dinamai dari Hesperia Planum): 3,5 miliar tahun yang lalu hingga 2,9–3,3 miliar tahun yang lalu. Masa ini ditandai dengan pembentukan dataran lava.
- Masa Amazonis (dinamai dari Amazonis Planitia): 2,9–3,3 miliar tahun yang lalu hingga sekarang. Olympus Mons terbentuk pada periode ini, dan begitu pula aliran lava lain.
Tanah
Berdasarkan data dari wahana Phoenix, tanah Mars terdiri dari unsur seperti magnesium, sodium, potasium, dan klorida. Nutrien tersebut dapat ditemui di kebun Bumi dan penting dalam pertumbuhan tanaman.[25] Percobaan yang dilakukan oleh wahana Phoenix menunjukkan bahwa tanah Mars punya pH sebesar 8,3, dan mengandung garam perklorat.[26][27]
Hidrologi
Air tidak dapat bertahan di permukaan Mars karena tekanan atmosfernya yang rendah. Di ketinggian terendah, air masih dapat bertahan dalam waktu yang singkat.[31][32] Dua tudung es di Mars diduga terdiri dari air.[33][34] Jika dicairkan, volume air di tudung es kutub selatan mampu melapisi seluruh permukaan planet dengan kedalaman 11 meter.[35] Lapisan permafrost terbentang dari kutub hingga lintang 60°.[33]Es air dalam jumlah besar diduga terperangkap di bawah lapisan kriosfer Mars. Data dari Mars Express dan Mars Reconnaissance Orbiter menunjukkan keberadaan es air yang besar di kedua kutub (Juli 2005)[36][37] dan lintang tengah (November 2008).[38] Wahana Phoenix secara langsung mengambil sampel es air di Mars pada 31 Juli 2008.[39]
Dari kenampakan permukaan Mars dapat dilihat bahwa air pernah mengalir di permukaan planet tersebut. Saluran banjir besar yang disebut saluran aliran keluar (outflow channel)[40] dapat ditemui di 25 tempat, dan diduga merupakan tanda-tanda terjadinya erosi pada masa lepasnya air dari akuifer di bawah tanah, meskipun struktur tersebut juga diduga diakibatkan oleh glasier atau lava.[41][42] Saluran termuda diduga terbentuk sekitar beberapa juta tahun yang lalu.[43] Di tempat lain, terutama di wilayah tertua permukaan Mars, jaringan lembah yang bercabang menyebar di sepanjang bentang alam. Ciri dan persebaran lembah tersebut menunjukkan bahwa lembah tersebut dibentuk oleh limpasan permukaan yang diakibatkan oleh hujan atau salju pada awal sejarah Mars. Aliran di bawah permukaan dan proses pengikisan tanah dari lereng oleh air tanah yang ada di tepi sungai atau lereng bukit mungkin memainkan peran tambahan di beberapa jaringan, namun hujan kemungkinan merupakan penyebab utama.[44]
Di Mars juga ada ribuan kenampakan di kawah dan dinding lembah yang mirip dengan parit. Parit tersebut biasanya ada di dataran tinggi belahan selatan. Sejumlah penulis menyatakan bahwa proses pembentukannya memerlukan air, kemungkinan dari es yang mencair,[45][46] namun ada pula yang meyakini bahwa es karbon dioksida dan pergerakan debu kering-lah yang membentuknya.[47][48] Parit-parit tersebut sangat muda, bahkan mungkin masih aktif hingga sekarang.[46]
Ciri geologis lain, seperti delta dan kipas aluvial, digunakan sebagai dasar untuk mendukung gagasan bahwa Mars pada awalnya lebih hangat dan basah.[49] Keadaan semacam itu memerlukan keberadaan banyak danau di permukaan, dan untuk itu ada bukti-bukti mineralogis, sedimentalogis, dan geomorfologis.[50] Beberapa penulis bahkan menyatakan bahwa pada masa lalu sebagian besar dataran rendah di utara merupakan samudra, meskipun hal ini masih diperdebatkan.[51]
Bukti lebih lanjut bahwa air pernah ada di permukaan Mars muncul dari penemuan beberapa mineral tertentu seperti hematit dan goetit, yang kadang-kadang terbentuk saat air ada.[52] Beberapa bukti yang sebelumnya diyakini menunjukkan keberadaan cekungan dan aliran air kuno telah ditampik oleh penilikan beresolusi tinggi oleh Mars Reconnaissance Orbiter.[53] Pada tahun 2004, Opportunity menemukan mineral jarosit. Mineral ini hanya terbentuk jika ada air berasam, yang menunjukkan bahwa air pernah ada di Mars.[54]
Tudung es kutub
Tudung es Mars terdiri dari es air. Karbon dioksida beku melapisinya dengan ketebalan satu meter di kutub utara pada musim dingin; sementara di kutub selatan, tudung es kering tersebut bersifat permanen dengan ketebalan delapan meter.[57] Diameter tudung es kutub utara tercatat sekitar 1.000 kilometer selama musim panas,[58] dan mengandung sekitar 1,6 juta km kubik es.[59] Tudung es kutub selatan memunyai diameter sekitar 350 km dan ketebalan 3 km.[60] Total volume es di kutub selatan ditambah lapisannya diperkirakan juga sekitar 1,6 juta km kubik.[61] Di kedua tudung es terdapat lembang-lembang, yang diduga terbentuk akibat pemanasan Matahari, ditambah dengan penyubliman es dan pengembunan uap air.[62][63]
Pembekuan musiman di beberapa wilayah di dekat tudung es kutub selatan mengakibatkan pembentukan es kering transparan setebal 1 meter di atas permukaan. Begitu musim semi datang, tekanan dari penyubliman CO2 mengangkat dan memecahkan lapisan tersebut. Akibatnya, terjadi letusan gas CO2 yang bercampur dengan pasir atau debu basalt gelap. Proses ini berlangsung cepat dan tidak biasa dalam geologi Mars. Gas yang bergerak cepat di bawah lapisan ke tempat letusan menghasilkan pola saluran radial yang seperti laba-laba di bawah es.[64][65][66][67]
Geografi
Saat ini, kenampakan-kenampakan di Mars dinamai dari berbagai sumber. Kenampakan albedo dinamai dari mitologi klasik. Nama kawah yang lebih besar dari 60 kilometer (37 mil) berasal dari ilmuwan, penulis, dan tokoh lain yang membantu penelitian Mars. Kawah yang lebih kecil dari 60 km dinamai dari kota dan desa di dunia dengan jumlah penduduk lebih kecil dari 100.000. Lembah besar dinamai dari kata mars atau bintang dalam berbagai bahasa, sementara lembah kecil dari sungai-sungai.[69]
Nama kenampakan albedo besar tetap dipertahankan, tetapi kadang-kadang diperbaharui untuk melambangkan pengetahuan baru tentang sifat kenampakan tersebut. Contohnya, Nix Olympica (salju Olympus) diubah menjadi Olympus Mons (Gunung Olympus).[70] Permukaan Mars seperti yang terlihat dari Bumi terbagi menjadi dua macam daerah, dengan albedo yang berbeda. Dataran pucat yang dilapisi debu dan pasir yang kaya akan besi oksida awalnya diduga sebagai 'benua' Mars dan diberi nama seperti Arabia Terra (tanah Arabia) atau Amazonis Planitia (dataran Amazonian). Kenampakan gelap sebelumnya diduga sebagai laut, sehingga dinamai Mare Erythraeum, Mare Sirenum dan Aurorae Sinus. Kenampakan gelap terbesar yang dapat terlihat dari Bumi adalah Syrtis Major Planum.[71] Tudung es kutub utara yang permanen dinamai Planum Boreum, sementara tudung es kutub selatan disebut Planum Australe.
Khatulistiwa Mars ditetapkan melalui rotasinya, namun letak meridian utamanya ditentukan dengan penetapan titik yang berubah-ubah seperti di Bumi; Mädler dan Beer memilih sebuah garis pada tahun 1830 untuk peta Mars pertama mereka. Setelah wahana Mariner 9 menyajikan citra Mars pada tahun 1972, kawah kecil (nantinya disebut Airy-0) yang terletak di Sinus Meridiani dipilih sebagai tempat bujur 0.0°.[72]
Mars tidak punya samudra sehingga tidak ada 'permukaan laut'. Ketinggian nol harus ditentukan, dan ini disebut areoid[73] Mars, yang sejalan dengan geoid. Ketinggian nol adalah ketinggian yang tekanan atmosfernya 610.5 Pa (6.105 mbar),[74] atau sekitar 0,6% dari tekanan permukaan laut di Bumi (0.006 atm).[75] Tekanan ini sesuai dengan titik tripel air. Praktiknya permukaan ditetapkan secara langsung melalui pengukuran gravitasi satelit.
volume : 0,15 isi bumi
kepadatan :3,9 ( Air = 1)
massa :0,11 massa bumi
daya tarik :0,38 daya tarik bumi
jarak ke matahari : 228.000.000 km
kecepatan edar : 5,0 km/detik
periode rotasi : 24 jam, 37 detik
mengitari matahari : 687 hari
kecepatan pada orbit : 24,1 km/detik
satelit : 2
JUPITER
Yupiter atau Jupiter adalah planet terdekat kelima dari matahari
setelah Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars. Jarak rata-rata antara Jupiter
dan Matahari adalah 778,3 juta km. Jupiter adalah planet terbesar dan
terberat dengan diameter ekuatornya 14.980 km dan memiliki massa 318
kali massa bumi. Periode rotasi planet ini adalah 9,8 jam, sedangkan
periode revolusi adalah 11,86 tahun. Volume Jupiter 1.319 kai volume
Bumi
garis tengah : 142,600 KMvolume : 1,316 isi bumi
kepadatan :1,34 ( Air = 1)
massa :317,8 massa bumi
daya tarik :2,64 daya tarik bumi
jarak ke matahari :778.000.000 km
kecepatan edar : 61 km/detik
periode rotasi : 9 jam, 55M menit
mengitari matahari : 11,9 tahun
kecepatan pada orbit :13,1 km/detik
satelit : 16
SATURNUS
aturnus adalah sebuah planet di tata surya yang dikenal juga sebagai planet bercincin, dan merupakan planet terbesar kedua di tata surya setelah Jupiter. Jarak Saturnus sangat jauh dari Matahari, karena itulah Saturnus tampak tidak terlalu jelas dari Bumi. Saturnus berevolusi dalam waktu 29,46 tahun. Setiap 378 hari, Bumi, Saturnus dan Matahari akan berada dalam satu garis lurus. Selain berevolusi, Saturnus juga berotasi dalam waktu yang sangat singkat, yaitu 10 jam 40 menit 24 detik. Saturnus memiliki kerapatan yang rendah karena sebagian besar zat penyusunnya berupa gas dan cairan. Inti Saturnus diperkirakan terdiri dari batuan padat dengan atmosfer tersusun atas gas amonia dan metana, hal ini tidak memungkinkan adanya kehidupan di Saturnus.
Cincin Saturnus sangat unik, terdiri beribu-ribu cincin yang mengelilingi planet ini. Bahan pembentuk cincin ini masih belum diketahui. Para ilmuwan berpendapat, cincin itu tidak mungkin terbuat dari lempengan padat karena akan hancur oleh gaya sentrifugal. Namun, tidak mungkin juga terbuat dari zat cair karena gaya sentrifugal akan mengakibatkan timbulnya gelombang. Jadi, sejauh ini, diperkirakan yang paling mungkin membentuk cincin-cincin itu adalah bongkahan-bongkahan es meteorit. Cincin ini terentang dari 6.630 km - 120.700 km di atas atmosfer Saturnus.
Hingga 2006, Saturnus diketahui memiliki 56 buah satelit alami. Tujuh di antaranya cukup masif untuk dapat runtuh berbentuk bola di bawah gaya gravitasinya sendiri. Mereka adalah Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan (Satelit terbesar dengan ukuran lebih besar dari planet Merkurius) dan Iapetus.Saturnus memiliki bentuk yang diratakan di kutub dan dibengkakkan keluar disekitar khatulistiwa. Diameter khatulistiwa Saturnus sebesar 120.536 km (74.867 mil) dimana diameter dari Kutub Utara ke Kutub Selatan sebesar 108.728 km (67.535 mil), berbeda sebesar 9%. Bentuk yang diratakan ini disebabkan oleh rotasinya yang sangat cepat, merotasi setiap 10 jam 14 menit waktu Bumi. Saturnus adalah satu-satunya Planet di tata surya yang massa jenisnya lebih sedikit daripada air. Walaupun inti Saturnus memiliki massa jenis yang lebih besar daripada air, planet ini memiliki atmosfer yang mengandung gas, sehingga massa jenis relatif planet ini sebesar is 0.69 g/cm³ (lebih sedikit daripada air). Akibatnya, jika Saturnus diletakan di atas kolam yang penuh air, Saturnus akan mengapung.
Awan
Awan Saturnus, seperti halnya planet Yupiter, berotasi dengan kecepatan yang berbeda-beda bergantung dari posisi lintangnya. Tidak seperti Yupiter, awan Saturnus lebih redup dan awan Saturnus lebih lebar di khatulistiwa. Awan terendah Saturnus dibuat oleh air es dan dengan ketebalan sekitar 10 kilometer. Temperatur Saturnus cukup rendah, dengan suhu 250 K (-10°F, -23°C). Awan di atasnya, memiliki ketebalan 50 kilometer, terbuat dari es amonium hidrogensulfida (simbol kimia: NH4HS) dan di atas awan tersebut terdapat awan es amonia dengan ketebalan 80 kilometer. Bagian teratas dibuat dari gas hidrogen dan helium, dimana tebalnya sekitar 200 dan 270 kilometer. Aurora juga diketahui terbentuk di mesosfer Saturnus.[10] Temperatur di awan bagian atas Saturnus sangat rendah, yaitu sebesar 98 K (-283 °F, -175 °C). Temperatur di awan bagian dalam Saturnus lebih besar daripada yang diluar karena panas yang diproduksi di bagian dalam Saturn.[11] Angin Saturnus merupakan salah satu dari angin terkencang di Tata Surya, mencapai kecepatan 500 m/s (1.800 km/h, 1.118 mph),[12] yang jauh lebih cepat daripada angin yang ada di Bumi.Pada Atmosfer Saturnus juga terdapat awan berbentuk lonjong yang mirip dengan awan berbentuk lonjong yang lebih jelas yang ada di Yupiter. Titik lonjong ini adalah badai besar, mirip dengan angin taufan yang ada di Bumi. Pada tahun 1990, Teleskop Hubble mendeteksi awan putih didekat khatulistiwa Saturnus. Badai seperti tahun 1990 diketahui dengan nama Bintik Putih Raksasa, badai unik Saturnus yang hanya ada dalam waktu yang pendek dan muncul setiap 30 tahun waktu Bumi.[13] Bintik Putih Raksasa juga ditemukan tahun 1876, 1903, 1933 dan tahun 1960. Jika siklus konstan ini berlanjut, diprediksi bahwa pada tahun 2020 bintik putih besar akan terbentuk kembali.[14]
Pesawat angkasa Voyager 1 mendeteksi awan heksagonal didekat kutub utara Saturnus sekitar bujur 78° utara. Cassini-Huygens nantinya mengkonfirmasi hal ini tahun 2006. Tidak seperti kutub utara, kutub selatan tidak menunjukan bentuk awan heksagonal dan yang menarik, Cassini menemukan badai mirip dengan siklon tropis terkunci di kutub selatan dengan dinding mata yang jelas. Penemuan ini mendapat catatan karena tidak ada planet lain kecuali Bumi di tata surya yang memiliki dinding mata.
Inti Planet
Inti Planet Saturnus mirip dengan Yupiter. Planet ini memiliki inti planet di pusatnya dan sangat panas, temperaturnya mencapai 15.000 K (26.540 °F, 14.730 °C). Inti Planet Saturnus sangat panas dan inti planet ini meradiasi sekitar 21/2 kali lebih panas daripada jumlah energi yang diterima Saturnus dari Matahari.[11] Inti Planet Saturnus sama besarnya dengan Bumi, namun jumlah massa jenisnya lebih besar. Diatas inti Saturnus terdapat bagian yang lebih tipis yang merupakan hidrogen metalik, sekitar 30.000 km (18.600 mil). Diatas bagian tersebut terdapat daerah liquid hidrogen dan helium.[15] Inti planet Saturnus berat, dengan massa sekitar 9 sampai 22 kali lebih dari massa inti Bumi.[16]Medan gaya
Saturnus memiliki medan gaya alami yang lebih lemah dari Yupiter. Medan gaya Saturnus unik karena porosnya simetrikal, tidak seperti planet lainnya. Saturnus menghasilkan gelombang radio, namun mereka terlalu lemah untuk dideteksi dari Bumi. satelit dari Saturnus, Titan mengorbit di bagian luar medan gaya Saturnus dan memberikan keluar plasma terhadap daerah dari partikel dari atmosfer Titan yang yang diionisasi.[17]Rotasi dan orbit
Cincin Saturnus
Saturnus terkenal karena cincin di planetnya, yang menjadikannya sebagai salah satu obyek dapat dilihat yang paling menakjubkan dalam sistem tata surya.Sejarah
Cincin itu pertama sekali dilihat oleh Galileo Galilei pada tahun 1610 dengan teleskopnya, tetapi dia tidak dapat memastikannya. Dia kemudian menulis kepada adipati Toscana bahwa "Saturnus tidak sendirian, tetapi terdiri dari tiga yang hampir bersentuhan dan tidak bergerak. Cincin itu tersusun dalam garis sejajar dengan zodiak dan yang di tengah (Saturnus) adalah tiga kali besar yang lurus (penjuru cincin)". Dia juga mengira bahwa Saturnus memiliki "telinga." Pada tahun 1612 sudut cincin menghadap tepat pada bumi dan cincin tersebut akhirnya hilang dan kemudian pada tahun 1613 cincin itu muncul kembali, yang membuat Galileo bingung.Persoalan cincin itu tidak dapat diselesaikan sehingga 1655 oleh Christian Huygens, yang menggunakan teleskop yang lebih kuat daripada teleskop yang digunakan Galileo.
Pada tahun 1675 Giovanni Domenico Cassini menentukan bahwa cincin Saturnus sebenarnya terdiri dari berbagai cincin yang lebih kecil dengan ruang antara mereka, bagian terbesar dinamakan Divisi Cassini.
Pada tahun 1859, James Clerk Maxwell menunjukan bahwa cincin tersebut tidak padat, namun terbuat dari partikel-partikel kecil, yang mengorbit Saturnus sendiri-sendiri dan jika tidak, cincin itu akan tidak stabil atau terpisah.[18] James Keeler mempelajari cincin itu menggunakan spektrometer tahun 1895 yang membuktikan bahwa teori Maxwell benar.
Bentuk fisik cincin Saturnus
Sementara ruang terluas di cincin, seperti Divisi Cassini dan Divisi Encke, dapat dilihat dari Bumi, Voyagers mendapati cincin tersebut mempunyai struktur seni yang terdiri dari ribuan bagian kecil dan cincin kecil. Struktur ini dipercayai terbentuk akibat tarikan graviti satelit-satelit Saturnus melalui berbagai cara. Sebagian bagian dihasilkan akibat satelit kecil yang lewat seperti Pan dan banyak lagi bagian yang belum ditemukan, sementara sebagian cincin kecil ditahan oleh medan gravitas satelit penggembala kecil seperti Prometheus dan Pandora. Bagian lain terbentuk akibat resonansi antara periode orbit dari partikel di beberapa bagian dan bahwa satelit yang lebih besar yang terletak lebih jauh, pada Mimas terdapat divisi Cassini melalui cara ini, justru lebih berstruktur dalam cincin sebenarnya terdiri dari gelombang berputar yang dihasilkan oleh gangguan gravitas satelit secara berkala.
Jari-jari
Cassini menemukan jari-jari tersebut 25 tahun kemudian. Jari-jari tersebut muncul dalam fenomena musiman, menghilang selama titik balik Matahari.
Satelit alami
Di Titan, satelit terbesar Saturnus, satelit Desember tahun 2004 dan satelit Januari tahun 2005 banyak foto Titan diambil oleh Cassini-Huygens. 1 bagian dari satelit ini, yaitu Huygens mendarat di Titan.
Eksplorasi
Zaman kuno dan observasi
Saturnus telah diketahui sejak zaman prasejarah.[20] Pada zaman kuno, planet ini adalah planet terjauh dari 5 planet yang diketahui di tata surya (termasuk Bumi) dan merupakan karakter utama dalam berbagai mitologi. Pada mitologi Kekaisaran Romawi, Dewa Saturnus, dimana nama Planet ini diambil dari namanya, adalah dewa pertanian dan panen.[21] Orang Romawi menganggap Saturnus sama dengan Dewa Yunani Kronos.[21] Orang Yunani mengeramatkan planet terluar untuk Kronos,[22] dan orang Romawi mengikutinya.Pada astrologi Hindu, terdapat 9 planet dimana Tata Surya diketahui dengan nama Navagraha. Saturnus, salah satu dari mereka, diketahui dengan nama "Sani" atau "Shani," hakim dari semua Planet dan menentukan seluruhnya menurut kelakuan baik atau buruk yang mereka lakukan.[21] Kebudayaan Tiongkok dan Jepang kuno menandakan Saturnus sebagai bintang Bumi (土星). Hal ini berdasarkan 5 elemen yang secara tradisional digunakan untuk mengklasifikasikan elemen alami. Orang Ibrani kuno menyebut Saturnus dengan nama "Shabbathai". Malaikatnya adalah Cassiel. Kepintarannya, atau jiwa bermanfaat, adalah Agiel (layga) dan jiwanya (jiwa gelap) adalah Zazel (lzaz). Orang Turki Ottoman dan orang Melayu menamainya "Zuhal", berasal dari bahasa Arab زحل.
Cincin Saturnus membutuhkan paling sedikit teleskop dengan diameter 75 mm untuk menemukannya dan cincin tersebut tidak diketahui sampai ditemukan oleh Galileo Galilei tahun 1610.[23] Galileo sempat bingung dengan cincin Saturnus dan mengira bahwa Saturnus bertelinga. Christian Huygens menggunakan teleskop dengan perbesaran yang lebih besar dan ia menemukan bahwa cincin itu adalah cincin Saturnus. Huygens juga menemukan satelit dari Saturnus, Titan. Tidak lama, Giovanni Domenico Cassini menemukan 4 satelit lainnya, Iapetus, Rhea, Tethys dan Dione. Pada tahun 1675, Cassini juga menemukan celah yang disebut dengan divisi Cassini.[24]
Tidak ada penemuan lebih lanjut sampai tahun 1789 ketika William Herschel menemukan 2 satelit lagi, Mimas dan Enceladus. satelit Hyperion, yang memiliki resonansi orbit dengan Titan, ditemukan tahun 1848 oleh tim dari Britania Raya.
Pada tahun 1899, William Henry Pickering menemukan satelit Phoebe. Selama abad ke-20, penelitian terhadap Titan mengakibatkan adanya konfirmasi pada tahun 1944 bahwa Titan memiliki atmosfer yang tebal, dimana Titan menjadi satelit yang unik di antara satelit di Tata Surya lainnya.
Pioneer 11
Saturnus dikunjungi oleh Pioneer 11 pada satelit September tahun 1979. Pioner 11 terbang 20.000 kilometer dari ujung awan Saturnus. Gambar Saturnus dan beberapa satelitnya dengan resolusi rendah didapat. Resolusi gambar tersebut tidak bagus untuk melihat fitur permukaan. Pesawat udara juga mempelajari cincin Saturnus, di antara penemuan-penemuan, terdapat penemuan cincin-F dan fakta bahwa celah gelap di cincin terang jika dilihat kearah Matahari, dalam kata lain, mereka bukan material kosong. Pioneer 11 juga mengukur temperatur Titan.[25]Voyager
Pada bulan November tahun 1980, Voyager 1 mengunjungi sistem Saturnus. Pesawat ini mengirim kembali gambar Planet, cincin dan satelitnya dalam resolusi besar. Fitur permukaan berbagai satelit dilihat pertama kali. Voyager 1 melakukan penerbangan dekat dengan Titan dan meningkatkan pengetahuan manusia atas Titan, selain itu, Voyager 1 juga membuktikan bahwa atmosfer Titan tidak dapat dilalui dalam panjang gelombang yang dapat dilihat, sehingga, tidak ada detail tentang permukaan Titan.[26]1 tahun kemudian, pada bulan Agustus tahun 1981, Voyager 2 melanjutkan penelitian sistem Saturnus. Lebih banyak foto satelit-satelit Saturnus jarak dekat yang didapat. Namun terjadi ketidakberuntungan, selama penerbangan, kamera satelit tersangkut untuk beberapa hari dan beberapa pengambilan gambar yang direncanakan hilang. Graviti Saturnus digunakan untuk mengarahkan lintasan pesawat angkasa tersebut menuju Uranus.[26]
Satelit tersebut menemukan dan memperjelas beberapa satelit baru yang mengorbit di dekat cincin Saturnus. Mereka juga menemukan celah kecil Maxwell dan Keeler (celah seluas 42 km di cincin Saturnus).
Cassini
Penerbangan Cassini ke satelit terbesar Titan telah menangkap gambar danau besar dan pantai serta beberapa pulau dan pegunungan. Cassini menyelesaikan 2 penerbangan Titan sebelum mengeluarkan satelit Huygens pada tanggal 25 Desember 2004. Huygens turun ke permukaan Titan pada tanggal 14 Januari 2005, mengirim data selama turun ke atmosfer dan pendaratan. Selama tahun 2005, Cassini melakukan beberapa penerbangan ke Titan dan satelit yang mengandung es. Penerbangan Cassini ke Titan yang terakhir dijadwalkan pada tanggal 19 Juli 2007.
Sejak awal tahun 2005, ilmuan telah meneliti tentang petir di Saturnus, yang ditemukan oleh Cassini. Kekuatan petir di Saturnus diperkirakan 1000 kali lebih besar daripada petir di Bumi. Para ilmuan percaya bahwa badai ini adalah badai terkuat yang pernah terlihat.[27]
Pada tanggal 10 Maret 2006, NASA melaporkan bahwa, melalui gambar, satelit Cassini menemukan fakta-fakta tentang cairan air yang meletus di geiser di salah satu satelit Saturnus, Enceladus. Gambar tersebut juga menunjukan partikel air di cairan tersebut dipancarkan oleh pancaran es. Menurut Dr. Andrew Ingersoll dari Institut Teknologi California, "satelit lainnya di tata surya memiliki samudera cairan air yang ditutup oleh es. Apa yang berbeda disini adalah bahwa cairan air tidak akan lebih dari 10 meter dibawah permukaan."[28]
Pada tanggal 20 September 2006, sebuah foto dari satelit Cassini menemukan cincin Saturnus yang belum ditemukan, diluar cincin utama Saturnus yang lebih bercahaya dan di dalam cincin G dan E. Cincin ini merupakan hasil dari tabrakan meteor dengan 2 satelit Saturnus.[29]
Pada bulan Juli tahun 2006, Cassini melihat bukti pertama danau hidrokarbon didekat kutub utara Titan, yang dikonfirmasi pada bulan Januari tahun 2007. Pada bulan Maret tahun 2007, beberapa gambar didekat kutub utara Titan menemukan "lautan" hidrokarbon, yang terbesar dimana besarnya hampir sebesar Laut Kaspia.[30]
Pada tahun 2006, satelit itu telah menemukan dan mengkonfirmasi 4 satelit baru. Misi utama satelit ini akan berakhir tahun 2008 ketika pesawat angkasa akan diperkirakan menyelesaikan 74 misi mengelilingi orbit disekitar planet. Namun satelit itu diperkirakan baru menyelesaikan setidak-tidaknya satu misi.
Penglihatan paling baik
Saturnus adalah planet terjauh dari 5 planet yang paling mudah dilihat dengan mata telanjang dan 4 planet lainnya adalah Merkurius, Venus, Mars dan Yupiter (Uranus dan 4 Vesta terlihat dengan mata telanjang ketika langit gelap) dan planet terakhir yang diketahui oleh astronom awal sampai Uranus ditemukan tahun 1781. Saturnus muncul dalam penglihatan mata telanjang pada saat langit malam sebagai titik terang dan berwarna kuning. Bantuan optik (teleskop) perlu diperbesar setidak-tidaknya 20X untuk melihat cincin Saturnus bagi banyak orang.[31]garis tengah : 120.000 KM
volume : 755 isi bumi
kepadatan :0,70 ( Air = 1)
massa :95,2 massa bumi
daya tarik :1,2 daya tarik bumi
jarak ke matahari :1427.000.000 km
kecepatan edar : 37 km/detik
periode rotasi : 10-14 jam
mengitari matahari : 11,9 tahun
kecepatan pada orbit :9,6 km/detik
satelit : 23
URANUS
Uranus adalah planet ketujuh dari Matahari dan planet yang terbesar ketiga dan terberat keempat dalam Tata Surya. Ia dinamai dari nama dewa langit Yunani kuno Uranus (Οὐρανός) ayah dari Kronos (Saturnus) dan kakek dari Zeus (Jupiter). Meskipun Uranus terlihat dengan mata telanjang seperti lima planet klasik, ia tidak pernah dikenali sebagai planet oleh pengamat dahulu kala karena redupnya dan orbitnya yang lambat.[14] Sir William Herschel mengumumkan penemuannya pada tanggal 13 Maret 1781, menambah batas yang diketahui dari Tata Surya untuk pertama kalinya dalam sejarah modern. Uranus juga merupakan planet pertama yang ditemukan dengan menggunakan teleskop.
Uranus komposisinya sama dengan Neptunus dan keduanya mempunyai komposisi yang berbeda dari raksasa gas yang lebih besar, Jupiter dan Saturn. Karenanya, para astronom kadang-kadang menempatkannya dalam kategori yang berbeda, "raksasa es". Atmosfer Uranus, yang sama dengan Jupiter dan Saturnus karena terutama terdiri dari hidrogen dan helium, mengandung banyak "es" seperti air, amonia dan metana, bersama dengan jejak hidrokarbon.[10] Atmosfernya itu adalah atmofer yang terdingin dalam Tata Surya, dengan suhu terendah 49 K (−224 °C). Atmosfer planet itu punya struktur awan berlapis-lapis dan kompleks dan dianggap bahwa awan terendah terdiri atas air dan lapisan awan teratas diperkirakan terdiri dari metana.[10] Kontras dengan itu, interior Uranus terutama terdiri atas es dan bebatuan.[9]
Seperti planet raksasa lain, Uranus mempunyai sistem cincin, magnetosfer serta banyak satelit alami. Sistem Uranian konfigurasinya unik di antara planet-planet karena sumbu rotasi miring ke sampingnya, hampir pada bidang revolusinya mengelilingi Matahari. Sehingga, kutub utara dan selatannya terletak pada tempat yang pada banyak planet lain merupakan ekuator mereka.[15] Dilihat dari Bumi, cincin Uranus kadang nampak melingkari planet itu seperti sasaran panah dan satelit-satelitnya mengelilinginya seperti jarum-jarum jam, meskipun pada tahun 2007 dan 2008 cincin itu terlihat dari tepi. Tahun 1986, gambar dari Voyager 2 menunjukkan Uranus sebagai planet yang nampak tidak berfitur pada cahaya tampak tanpa pita awan atau badai yang diasosiasikan dengan raksasa lain.[15] Akan tetapi, pengamat di Bumi melihat tanda-tanda perubahan musim dan aktivitas cuaca yang meningkat pada tahun-tahun belakangan bersamaan dengan Uranus mendekati ekuinoksnya. Kecepatan angin di planet Uranus dapat mencapai 250 meter per detik (900 km/jam, 560 mil per jam).[16]
Sejarah
Penemuan
Uranus telah diamati pada banyak kesempatan sebelum penemuannya sebagai planet, namun ia dianggap secara salah sebagai bintang. Pengamatan yang tercatat paling awal adalah pada tahun 1690 saat John Flamsteed mengamati planet itu sedikitnya enam kali, mengkatalogkannya sebagai 34 Tauri. Astronom Perancis, Pierre Lemonnier, mengamati Uranus setidaknya dua puluh kali antara tahun 1750 dan 1769,[17] termasuk pada empat malam berturut-turut.
Dia mencatat dalam jurnalnya "Pada kuartil dekat ζ Tauri … bisa merupakan bintang Nebula atau sebuah komet".[21] Tanggal 17 Maret, dia mencatat, "Aku mencari Komet atau Bintang Nebula itu dan menemukan bahwa ia adalah sebuah Komet, karena ia berubah letaknya".[22] Saat dia mempresentasikan penemuannya pada Royal Society, ia terus menegaskan bahwa dia telah menemukan sebuah komet sementara secara implisit membandingkannya pada planet:[23]
| “ | Daya yang aku miliki saat pertama kali Aku melihat komet itu adalah 227. Dari pengamatan Aku tahu bahwa diameter dari bintang-bintang diam tidak secara proporsional membesar dengan daya yang lebih besar, sebagaimana planet; oleh karena itu sekarang Aku menyetel dayanya pada 460 dan 932 dan menemukan bahwa diameter komet itu naik sebanding dengan dayanya, sebagaimana mestinya, dengan perkiraan bahwa ia bukan bintang diam, sementara diameter bintang-bintang yang Aku bandingkan dengannya tidak meningkat dengan rasio yang sama. Lebih dari itu, komet itu diperbesar jauh di luar apa yang mestinya akan terjadi pada cahayanya, nampak kabur dan kurang-jelas dengan kekuatan yang besar ini, sementara bintang-bintang itu mempertahankan kilau dan kekhasannya dari ribuan pengamatan aku tahu mereka akan mempertahankannya. Kelanjutannya menunjukkan bahwa dugaanku berdasar baik, ini terbukti adalah Komet yang belakangan ini kami amati. | ” |
Sementara Herschel secara hati-hati terus menggambarkan objek baru ini sebagai sebuah komet, para astronom lain sudah mulai menduga secara lain. Astronom Rusia Anders Johan Lexell memperkirakan jaraknya 18 kali jarak Matahari dari Bumi dan belum satu kometpun yang diamati dengan perihelion empat kali jarak Bumi-Matahari.[25] Astronom Berlin Johann Elert Bode mendeskripsikan penemuan Herschel sebagai "bintang bergerak yang dapat dianggap hingga sekarang ini objek tak diketahui mirip planet yang berkeliling di luar orbit Saturnus".[26] Bode menyimpulkan bahwa orbitnya yang hampir berbentuk lingkaran lebih mirip sebuah planet daripada komet.[27]
Objek itu dengan segera diterima secara universal sebagai sebuah planet. Tahun 1783, Herschel sendiri mengakui fakta ini kepada direktur Royal Society Joseph Banks: "Dengan pengamatan dari para Astronom paling terkenal di Eropa nampaknya bintang baru itu, yang membuatku dihormati karena kutunjukkan kepada mereka pada Maret 1781, adalah sebuah Planet Primer pada Tata Surya kita."[28] Untuk mengakui pencapaian ini, Raja George III memberi Herschel gaji tetap tahunan £200 dengan syarat ia pindah ke Windsor sehingga Keluarga Kerajaan mendapat kesempatan untuk melihat melalui teleskopnya.[29]
Penamaan
Maskelyne meminta Herschel untuk "do the astronomical world the faver [tertulis demikian, 'membantu dunia astronomi'] untuk memberi nama planetmu, yang sepenuhnya milikmu, & yang kami merasa berhutang budi padamu atas penemuannya."[30] Untuk menjawab permintaan Maskelyne, Herschel memutuskan untuk menamai objek itu Georgium Sidus (Bintangnya George), atau "Planet Georgian" untuk menghormati penyokong dirinya yang baru, Raja George III.[31] Dia menjelaskan keputusan ini dalam sebuah surat kepada Joseph Banks:[28]
| “ | Pada masa dahulu kala sebutan Merkurius, Venus, Mars, Jupiter dan Saturnus diberikan kepada planet-planet tersebut, sebagai nama pahlawan dan dewa mereka. Pada masa sekarang yang eranya lebih filosofis sulit memungkinkan untuk mendapat pengganti metode yang sama dan menyebutnya Juno, Pallas, Apollo atau Minerva, untuk menjadi nama bagi benda langit kita yang baru. Pertimbangan pertama berupa peristiwa tertentu, atau kejadian luar biasa, nampaknya merupakan kronologinya: jika pada masa depan akan ditanyakan, kapan Planet yang terakhir-ditemukan ini ditemukan? Akan menjadi jawaban yang sangat memuaskan mengatakan, 'Pada masa pemerintahan Raja George Ketiga. | ” |
Tata nama
Pengucapan nama Uranus dalam bahasa Inggris yang disukai di antara para astronom adalah /ˈjʊərənəs/, dengan tekanan pada suku kata pertama seperti dalam bahasa Latin Ūranus;[36] kontras dengan bahasa sehari-hari /jʊˈreɪnəs/, dengan tekanan pada suku kata kedua dan a panjang, meskipun dua-duanya dianggap dapat diterima. Karena pada daerah yang berbahasa Inggris, ū·rā′·nəs kedengaran seperti "your anus" ('anusmu'), ejaan sebelumnya juga menyembunyikan malu: seperti yang Dr. Pamela Gay, astronom di Southern Illinois University, sebutkan dalam siarannya, untuk menghindari "dikerjai oleh anak kecil sekolahan ... saat ragu-ragu, jangan menekankan apapun dan hanya katakan ūr′·ə·nəs. Dan merekapun lari dengan cepat."[37]Uranus merupakan satu-satunya planet yang namanya berasal dari tokoh dari mitologi Yunani bukan dari mitologi Romawi. Adjektif dari Uranus adalah "Uranian". Simbol astronomisnya adalah
. Simbol itu merupakan gabungan dari simbol untuk Mars dan Matahari karena Uranus adalah Langit dalam mitologi Yunani, yang dianggap didominasi oleh gabungan kekuatan Matahari dan Mars.[38] Simbol astrologisnya adalah 
,
disarankan oleh Lalande tahun 1784. Dalam sebuah surat kepada Herschel,
Lalande mendeskripsikannya sebagai "un globe surmonté par la première
lettre de votre nom" ("sebuah globe yang diatasnya adalah huruf pertama
namamu").[32] Dalam bahasa Cina, Jepang, Korea dan Vietnam, nama planet Uranus secara literal dialihbahasakan sebagai bintang raja langit (天王星).[39][40]Orbit dan rotasi
Periode rotasi interior Uranus adalah 17 jam, 14 menit. Akan tetapi, seperti semua raksasa gas lainnya, atmosfer atasnya mengalami angin badai yang sangat kuat pada arah rotasi. Akibatnya, pada beberapa garis lintang, seperti dua per tiga lintang dari khatulistiwa ke kutub selatan, fitur-fitur atmosfer itu yang nampak bergerak jauh lebih cepat, menjadikan rotasi penuhnya sekecil 14 jam.[43]
Kemiringan sumbu
Sumbu rotasi Uranus terletak pada sisinya dipandang dari bidang Tata Surya, dengan kemiringan sumbu 97,77°. Ini memberinya perubahan musim yang sama sekali tidak seperti planet utama lain. Planet-planet lain dapat dibayangkan sebagai gasing yang berputar termiring-miring relatif terhadap bidang tata surya, sementara Uranus berotasi lebih seperti bola yang menggelinding termiring-miring. Berdekatan dengan waktu solstis Uranian, satu kutubnya menghadap Matahari terus-menerus sedangkan kutub lainnya menghadap ke arah sebaliknya. Hanya segaris daerah sempit di sekitar ekuator yang mengalami pergantian siang-malam dengan cepat, namun dengan Matahari sangat rendah dari kaki langit seperti di daerah kutub di Bumi. Pada sisi orbit Uranus yang lain orientasi kutub-kutubnya terhadap Matahari adalah sebaliknya. Tiap kutub terus-menerus disinari Matahari sekitar 42 tahun, diikuti dengan 42 tahun yang gelap.[44] Dekat waktu ekuinoks, Matahari menghadap ekuator Uranus memberi periode pergantian siang-malam sama seperti yang terlihat pada kebanyakan planet lain. Uranus mencapai ekuinoks terkininya pada tanggal 7 December 2007.[45][46]| Belahan Utara | Tahun | Belahan Selatan |
|---|---|---|
| Solstis Musim Dingin | 1902, 1986 | Solstis Musim Panas |
| Ekuinoks Musim Semi | 1923, 2007 | Ekuinoks Musim Gugur |
| Solstis Musim Panas | 1944, 2028 | Solstis Musim Dingin |
| Ekuinoks Musim Gugur | 1965, 2049 | Ekuinoks Musim Semi |
Kecemerlangan
Dari tahun 1995 sampai 2006, magnitudo tampak Uranus berfluktuasi antara +5,6 dan +5,9; menempatkannya hampir pada batas daya lihat mata telanjang pada +6.5.[8] Diameter angularnya antara 3,4 dan 3,7 detik busur, dibandingkan dengan 16 hingga 20 detik busur untuk Saturnus dan 32 sampai 45 detik busur untuk Jupiter.[8] Saat oposisi, Uranus terlihat dengan mata telanjang dalam langit yang gelap dan tidak terpolusi cahaya dan menjadi sasaran yang mudah bahkan dalam kondisi perkotaan dengan teropong.[6] Dalam teleskop amatir yang lebih besar dengan diameter lensa objektif antara 15 dan 23 cm, planet itu nampak sebagai piringan biru pucat dengan penggelapan tepi yang khas. Dengan teleskop besar yang ukurannya 25 cm atau lebih lebar, pola-pola awan, begitu pula beberapa satelit yang lebih besar, seperti Titania dan Oberon, mungkin juga kelihatan.[51]Struktur internal
Model standar struktur Uranus adalah ia terdiri dari tiga lapisan: inti di bagian tengah, mantel ber-es di lapisan tengah dan selubung hidrogen/helium gas.[9][53] Intinya relatif kecil, dengan massa hanya 0,55 massa Bumi dan jari-jari kurang dari 20 persen jari-jari Uranus; mantelnya merupakan bagian terbesar planet tersebut, dengan sekitar 13,4 massa Bumi, sementara itu atmosfer atas relatif kecil, dengan berat sekitar 0,5 massa Bumi dan meluas sampai 20 persen terakhir jari-jari Uranus.[9][53] Inti Uranus kerapatannya sekitar 9 g/cm³, dengan tekanan di tengahnya 8 juta bar (800 GPa) dan suhu sekitar 5000 K.[52][53] Mantel esnya nyatanya tidak terdiri dari es dalam pengertian pada umumnya, tetapi dari fluida panas dan rapat yang terdiri atas air, amonia dan volatil lain.[9][53] Fluida ini, yang berdaya hantar listrik tinggi, kadang-kadang disebut lautan air–amonia.[54] Komposisi terbesar Uranus dan Neptunus sangat berbeda dari Jupiter dan Saturnus, dengan es mendominasi atas gas, oleh karenanya memberi alasan klasifikasi mereka yang terpisah sebagai raksasa es.
Sementara model yang diperkirakan di atas lebih atau kurang standar, ia tidaklah unik; model-model lain juga sesuai dengan pengamatan. Contohnya, jika jumlah substansial hidrogen dan materi batuan bercampur dalam mantel es, massa es total di interior akan lebih kecil dan begitu pula, massa batuan total akan lebih besar. Data yang ada sekarang tidak memungkinkan sains menentukan model mana yang benar.[52] Struktur interior fluida Uranus berarti bahwa ia tidak memiliki permukaan padat. Atmosfer gasnya sedikit demi sedikit berganti menjadi lapisan cairan internal.[9] Namun, demi kemudahan, sebuah bola pepat yang berevolusi ditetapkan di titik dimana tekanan sama dengan 1 bar (100 kPa), dibuat secara kondisional sebagai suatu ‘permukaan’. Uranus mempunyai jari-jari ekuator dan kutub masing-masing 25 559 ± 4 dan 24 973 ± 20 km.[5] Permukaan ini akan digunakan di seluruh artikel ini sebagai titik nol untuk ketinggian.
Panas internal
Panas internal Uranus jelas nampak lebih rendah daripada planet raksasa lain; dalam istilah astronomi, fluks panasnya rendah.[16][55] Penyebab begitu rendahnya suhu internal Uranus masih tidak dimengerti. Neptunus, yang hampir merupakan kembaran Uranus dalam hal ukuran dan komposisi, meradiasikan sebanyak 2,61 kali energi yang diterimanya dari Matahari ke angkasa.[16] Kontrasnya, Uranus, hampir tidak meradiasikan panas berlebih sama sekali. Daya total yang diradiasikan oleh Uranus dalam bagian inframerah jauh dari spektrum adalah 1,06 ± 0,08 kali energi Matahari yang diserap dalam atmosfernya.[10][56] Kenyataannya, fluks panas Uranus hanya 0,042 ± 0,047 W/m², yang lebih rendah daripada panas internal Bumi yang sekitar 0,075 W/m².[56] Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49 K (−224 °C),menjadikan Uranus sebagai planet terdingin dalam Tata Surya.[10][56]Hipotesis dari perbedaan ketidaksesuaian ini di antaranya bahwa saat Uranus "dipukul" oleh penabrak yang sangat berat yang menyebabkan kemiringan sumbunya yang ekstrem, peristiwa itu juga menyebabkan keluarnya sebagian besar panas primordialnya, meninggalkannya dengan suhu intinya yang sangat menurun.[57] Hipotesis lain adalah bahwa beberapa bentuk penghalang ada di lapisan atas Uranus yang mencegah panas inti mencapai di permukaan.[9] Contohnya, konveksi mungkin berlangsung pada sekumpulan lapisan yang komposisinya berbeda, yang menghalangi penghantaran panas ke atas.[10][56]
Atmosfer
Meskipun tidak ada permukaan padat yang terdefinisi dengan jelas dalam interior Uranus, bagian terluar dari selimut gas Uranus yang dapat diakses oleh penginderaan jauh disebut atmosfernya.[10] Kemampuan penginderaan jauh berlanjut ke bawah hingga kira-kira 300 km di bawah level 1 bar (100 kPa), dengan tekanan yang bersesuaian sekitar 100 bar (10 MPa) dan suhu 320 K.[58] Korona yang tipis atmosfer itu meluas jauh hingga lebih dari dua jari-jari planet dari permukaan nominal pada tekanan 1 bar.[59] Atmosfer Uranian dapat dibagi menjadi tiga lapisan: troposfer, antara ketinggian −300 dan 50 km dan tekanan dari 100 sampai 0,1 bar; (10 MPa sampai 10 kPa), Stratosfer, kisaran ketinggiannnya antara 50 dan 4000 km dan tekanan antara 0,1 and 10–10 bar (10 kPa to 10 µPa) dan termosfer/korona yang meluas dari 4.000 km hingga setinggi 50.000 km dari permukaan.[10] Mesosfer tidak ada.Komposisi
Komposisi atmosfer Uranian berbeda dari komposisi Uranus secara keseluruhan, ia terutama terdiri dari hidrogen molekuler dan helium.[10] Fraksi mol helium, yaitu jumlah atom helium per molekul gas, adalah 0,15 ± 0,03[12] di troposfer atas, yang bersesuaian dengan fraksi massa 0,26 ± 0,05.[10][56] Nilai ini sangat dekat dekat fraksi massa helium protosolar 0,275 ± 0,01,[60] menandakan bahwa helium tidak pernah berada di tengah-tengah planet seperti halnya pada raksasa-raksasa gas.[10] Penyusun yang paling melimpah ketiga dari atmosfer Uranian adalah metana (CH4).[10]Metana memiliki pita penyerapan yang kuat pada cahaya tampak dan dekat-inframerah membuat Uranus nampak berwarna hijau-biru atau sian.[10] Molekul metana menempati 2,3% atmosfernya dalam fraksi mol di bawah lapisan awan metana pada level tekanan 1,3 bar (130 kPa); ini menyatakan kira-kira 20 hingga 30 kali limpahan karbon yang ditemukan di Matahari.[10][11][61] Rasio pencampuran [e] jauh lebih rendah di atmosfer atas dikarenakan suhunya yang sangat rendah, yang menurunkan level kejenuhan dan menyebabkan metana yang berlebih membeku.[62] Kelimpahan senyawa yang kurang volatil seperti amonia, air dan hidrogen sulfida pada atmosfer yang dalam tidak begitu diketahui. Namun, mungkin nilainya juga lebih tinggi daripada yang ada di Matahari.[10][63] Selain metana, sejumlah kecil berbagai hidrokarbon ditemukan di stratosfernya Uranus, yang diperkirakan dihasilkan dari metana oleh fotolisis yang diinduksi oleh radiasi ultraviolet Matahari.[64] Mereka termasuk etana (C2H6), asetilena (C2H2), metilasetilena (CH3C2H), diasetilena (C2HC2H).[62][65][66] Spektroskopi juga mengungkapkan jejak-jejak uap air, karbon monoksida dan karbon dioksida di atmosfer atas, yang hanya dapat berasal dari sumber luar seperti debu yang jatuh dan komet.[65][66][67]Troposfer
Troposfernya dipercaya memiliki struktur awan yang sangat kompleks; awan air dihipotesiskan terletak dalam kisaran tekanan 50 sampai 100 bar (5 sampai 10 MPa), awan amonium hidrosulfida dalam kisaran 20 sampai 40 bar (2 sampai 4 MPa), awan amonia atau hidrogen sulfida antara 3 dan 10 bar (0,3 to 1 MPa) dan terakhir awan metana tipis yang terdeteksi langsung pada 1 sampai 2 bar (0,1 sampai 0,2 MPa).[10][11][58][68] Troposfer Uranus merupakan bagian atmosfernya yang sangat dinamis, menunjukkan angin yang kuat, awan yang cerah dan perubahan musim, yang akan dibahas di bawah.[16]
Atmosfer atas
Lapisan tengah atmosfer Uranian adalah stratosfer, dimana suhu umumnya naik sesuai dengan naiknya ketinggian dari 53 K di tropopause sampai antara 800 dan 850 K di dasar termosfer.[59] Pemanasan stratosfer disebabkan oleh penyerapan radiasi UV dan inframerah Matahari oleh metana dan hidrokarbon lain,[69] yang terbentuk di bagian atmosfer ini sebagai hasil dari fotolisis metana.[64] Panas juga dihantarkan dari termosfer yang panas itu.[69] Hidrokarbon menempati lapisan yang relatif sempit pada ketinggian antara 100 dan 280 km yang bersesuaian dengan kisaran tekanan 10 hingga 0,1 mbar (1000 hingga 10 kPa) dan suhu antara 75 dan 170 K.[62][65] Hidrokarbon yang paling melimpah adalah metana, asetilena dan etana dengan rasio pencampuran sekitar 10−7 relatif pada hidrogen. Rasio pencampuran karbon monoksida sama pada ketinggian-ketinggian ini.[62][65][67] Hidrokarbon yang lebih berat dan karbon dioksida rasio pencampurannya sebesar tiga kali lebih rendah.[65] Rasio kelimpahan air adalah sekitar 7×10−9.[66] Etana dan asetilena cenderung berkondensasi bagian bawah stratosfer dan tropopause yang lebih dingin (di bawah level 10 mBar) membentuk lapisan kabut,[64] yang mungkin sebagian bertanggungjawab bagi penampilan Uranus yang biasa. Akan tetapi, konsentrasi hidrokarbon di stratosfer Uranian di atas kabut tersebut rendah sekali dibandingkan dengan konsentrasi pada stratosfer planet raksasa lain.[62][70]Lapisan terluar atmosfer Uranian adalah termosfer dan korona, yang suhunya seragam sekitar 800 hingga 850 K.[10][70] Sumber panas yang diperlukan untuk mempertahankan nilai sedemikian tidak dimengerti, karena baik radiasi UV jauh dan UV ekstrem maupun aktivitas aurora tidak dapat memberi energi yang diperlukan. Efisiensi pendinginan yang lemah itu yang diakibatkan kurangnya hidrokarbon di stratosfer di atas level tekanan 0,1 mBar mungkin juga ikut menyebabkannya.[59][70] Selain hidrogen molekuler, termosfer-korona mengandung bagian besar atom hidrogen. Massa mereka yang kecil bersama dengan suhu yang tinggi menjelaskan mengapa korona itu meluas sejauh 50 000 km atau dua jari-jari Uranian dari planet itu.[59][70] Korona yang meluas ini merupakan fitur Uranus yang unik.[70] Efeknya termasuk gaya hambat terhadap partikel kecil yang mengorbit Uranus, secara umum menyebabkan berkurangnya debu pada cincin Uranian.[59] Termosfer Uranian, bersama dengan bagian atas stratosfer, bersesuaian dengan ionosfer Uranus.[61] Pengamatan menunjukkan bahwa ionosfer tersebut berada pada ketinggian dari 2 000 sampai 10 000 km.[61] Ionosfer Uranian lebih rapat daripada ionosfer Saturnus maupun Neptunus, yang mungkin muncul dari konsentrasi rendah dari hidrokarbon di stratosfer.[70][71] Ionosfer itu dipertahankan terutama oleh radiasi UV Matahari dan kerapatannya bergantung pada aktivitas Matahari.[72] Aktivitas Aurora di sini kecil dibandingkan dengan pada Jupiter dan Saturnus.[70][73]
Cincin planet
William Herschel mendeskripsikan cincin yang mungkin ada di sekitar Uranus pada 1789. Penampakan ini umumnya dianggap meragukan, karena cincin-cincin itu cukup redup dan pada dua abad berikutnya tak satupun yang diketahui oleh pengamat lain. Namun Herschel masih membuat deskripsi akurat tentang ukuran cincin epsilon, sudut relatifnya terhadap Bumi, warna merahnya dan perubahannya yang nampak bersamaan dengan Uranus mengitari Matahari.[76][77] Sistem cincin itu benar-benar ditemukan pada 10 Maret 1977 oleh James L. Elliot, Edward W. Dunham dan Douglas J. Mink menggunakan Kuiper Airborne Observatory. Penemuan itu merupakan keberuntungan; mereka berencana menggunakan okultasi bintang SAO 158687 oleh Uranus untuk mempelajari atmosfer planet itu. Akan tetapi, saat pengamatan mereka dianalisis, mereka menemukan bahwa bintang itu telah menghilang sebentar dari pandangan lima kali sebelum dan sesudah ia tidak nampak di balik planet itu. Mereka menyimpulkan bahwa pasti ada suatu sistem cincin di sekitar planet tersebut.[78] Kemudian mereka mendeteksi empat cincin tambahan.[78] Cincin-cincin itu langsung dicitrakan saat Voyager 2 lewat dekat Uranus pada 1986.[15] Voyager 2 juga menemukan dua cincin tambahan yang nampak redup sehingga total jumlahnya menjadi sebelas.[15]
Pada Desember 2005, Teleskop angkasa Hubble mendeteksi sepasang cincin yang sebelumnya tidak diketahui. Yang terbesar terletak pada dua kali jarak cincin yang telah diketahui dari planet itu. Cincin-cincin baru ini begitu jauh dari planet tersebut hingga mereka disebut sistem cincin "luar". Hubble juga melihat dua satelit kecil yang salah satunya, Mab, berbagi orbit dengan cincin terluar yang baru ditemukan. Cincin-cincin baru ini membuat jumlah keseluruhan cincin Uranian menjadi 13.[79] Pada April 2006, gambar cincin baru tersebut dengan Observatorium Keck menghasilkan warna cincin-cincin luar: yang terluar biru dan yang lainnya merah.[80][81] Satu hipotesis mengenai warna biru cincin luar tersebut adalah bahwa ia terdiri atas partikel kecil air es dari permukaan Mab yang cukup kecil untuk menghamburkan cahaya biru.[80][82] Kontras dengan itu, cincin-cincin dalam planet itu nampak abu-abu.[80]
Medan magnet
Pengamatan Voyager' mengungkapkan bahwa medan magnet Uranus aneh, baik karena ia tak berasal dari pusat geometrik planet tersebut dan karena ia miring 59° dari poros rotasi.[83][84] Faktanya dwikutub magnetiknya bergeser dari tengah planet itu ke kutub rotasi selatan sejauh sepertiga radius planet itu.[83] Geometri yang tidak biasa ini menyebabkan magnetosfer yang sangat tidak simetris, dimana kuat medan magnet pada permukaan di belahan selatan dapat serendah 0,1 gauss (10 µT), sedangkan di belahan utara kuatnya dapat setinggi 1,1 gauss (110 µT).[83] Medan rata-rata di permukaan adalah 0,23 gauss (23 µT).[83] Sebagai perbandingan, medan magnet Bumi kuatnya kira-kira sama pada kedua kutub dan "ekuator magnetik"nya kira-kira sejajar dengan ekuator geografisnya.[84] Momen dipol Uranus 50 kali momen dipol Bumi.[83][84] Neptunus juga punya medan magnetik yang bergeser dan miring, menyarankan bahwa ini mungkin fitur umum raksasa es.[84] Satu hipotesis ialah bahwa, tidak seperti medan magnet planet kebumian dan raksasa gas, yang dibangkitkan dalam inti mereka, medan magnet raksasa es dibangkitkan oleh gerakan pada kedalaman yang relatif dangkal, contohnya, di lautan air–amonia.[54][85]
Meskipun penjajarannya mengundang keingintahuan, dalam segi lain magnetosfer Uranian mirip seperti planet lain: ia memiliki kejutan busur yang berlokasi 23 radius Uranian darinya, magnetopause pada 18 jari-jari Uranian, ekor magnetofer yang terbentuk penuh, serta sabuk radiasi.[83][84][86] Secara keseluruhan, struktur magnetosfer Uranus berbeda dari Jupiter dan lebih mirip dengan Saturnus.[83][84] Ekor magnetosfer Uranus memanjang di balik planet itu ke luar angkasa sejauh jutaan kilometer dan terpuntir oleh rotasi menyamping planet itu menjadi seperti pembuka tutup botol yang panjang.[83][87]
Di magnetosfer Uranus terdapat partikel bermuatan: proton dan elektron dengan sejumlah kecil ion H2+.[84][86] Tidak ada ion yang lebih berat yang terdeteksi. Banyak partikel ini mungkin berasal dari korona atmosfernya yang panas.[86] Energi ion dan elektron masing-masing bisa setinggi 4 dan 1,2 megaelektronvolt.[86] Kerapatan ion berenergi rendah (di bawah 1 kiloelektronvolt) di magnetosfer dalam adalah sekitar 2 cm−3.[88] Populasi partikel ini sangat dipengaruhi oleh satelit-satelit Uranus yang melalui magnetosfer itu meninggalkan celah-celah yang dapat diketahui.[86] Fluks partikelnya cukup tinggi untuk menyebabkan penggelapan atau pencuacaan angkasa dari permukaan satelit dalam skala waktu yang secara astronomis cepat 100.000 tahun.[86] Ini mungkin penyebab dari warna satelit-satelit dan cincin-cincinnya yang gelap seragam.[75] Uranus mempunyai aurora yang terbentuk dengan baik, yang terlihat sebagai busur yang terang di sekitar kedua kutub magnetik.[70] Namun, tidak seperti pada Jupiter, Uranus auroranya nampak tidak penting bagi keseimbangan energi termosfer planetnya.[73]
Iklim
Struktur berpita, angin dan awan
Namun pada tahun 1990-an, jumlah fitur awan terang yang teramati meningkat pesat sebagian karena teknik pencitraan resolusi tinggi yang baru menjadi tersedia.[16] Mayoritas mereka ditemukan di belahan utara Uranus saat ia mulai kelihatan.[16] Penjelasan mula-mula—bahwa awan-awan terang itu lebih mudah diidentifikasi di bagian gelap planet tersebut, sedangkan di belahan selatan kerah terangnya menutupi mereka—ditunjukkan tidak benar: banyak sebenarnya fitur-fitur itu memang meningkat pesat.[92][93] Namun demikian, ada perbedaan antara awan-awan di tiap belahan planet itu. Awan-awan di utara lebih kecil, lebih tajam dan lebih terang.[93] Nampaknya mereka terletak pada tempat yang lebih tinggi.[93] Awan-awan itu masa hidupnya beragam. Beberapa awan kecil bertahan beberapa jam, sementara sedikitnya satu awan selatan mungkin telah ada sejak terbang dekatnya Voyager.[16][89] Pengamatan terbaru juga menemukan bahwa fitur awan di Uranus punya banyak persamaan dengan yang ada di Neptunus.[16] Sebagai contoh, bintik-bintik gelap yang umum terdapat di Neptunus tidak pernah diamati di Uranus sebelum tahun 2006, saat fitur demikian yang pertama dicitrakan.[94] Diperkirakan bahwa Uranus menjadi lebih mirip Neptunus selama musim ekuinoksnya.[95]
Pelacakan banyak fitur-fitur awan memungkinkan penentuan angin zona yang berhembus di troposfer atas Uranus.[16] Di ekuator arah angin adalah retrograd, yang artinya bahwa mereka berhembus ke arah sebaliknya dari rotasi planet itu. Kecepatan mereka dari −100 hingga −50 m/s.[16][90] Kecepatan angin meningkat dengan jarak dari ekuator, mencapai nilai nol pada garis lintang dekat ±20°, dimana suhu troposfer minimum berada.[16][55] Dekat kutub-kutubnya, angin berganti arahnya menjadi prograd, mengalir searah dengan rotasi planetnya. Kecepatan angin terus meningkat mencapai nilai maksimanya pada garis lintang ±60° sebelum jatuh ke nol di kutub.[16] Kecepatan angin pada garis lintang −40° berkisar dari 150 hingga 200 m/s. Karena kerah di situ mengaburkan semua awan di bawah paralel itu, kecepatan yang ada di antaranya dan kutub selatan tidak mungkin diukur.[16] Kontras dengan itu, di belahan utaranya kecepatan angin maksimum setinggi 240 m/s diamati dekat garis lintang +50°.[16][90][96]
Variasi musim
Akan tetapi ada beberapa alasan untuk dipercaya bahwa perubahan-perubahan musim fisik terjadi di Uranus. Sementara planet tersebut diketahui memiliki daerah kutub selatan yang terang, kutub utaranya cukup redup, yang tidak cocok dengan model perubahan iklim yang diuraikan di atas.[95] Selama solstis utara sebelumnya tahun 1944, Uranus menampilkan kenaikan tingkat kecemerlangan, yang menyarankan bahwa kutub utara tidaklah selalu gelap sekali.[98] Informasi ini menandakan bahwa kutub yang terlihat menjadi terang pada suatu waktu sebelum solstis dan mejadi gelap setelah ekuinoks.[95] Analisis terperinci data cahaya tampak dan gelombang mikro mengungkapkan bahwa perubahan terang yang berkala itu tidak sepenuhnya simetris di sekitar waktu solstis, yang juga menandakan suatu perubahan pada pola-pola albedo meridional.[95] Akhirnya pada 1990-an, bersamaan dengan Uranus meninggalkan solstisnya, Teleskop Hubble dan teleskop permukaan Bumi mengungkapkan bahwa kap kutub selatan menjadi gelap dengan jelas (kecuali kerah selatan, yang tetap terang),[91] sementara belahan utaranya menunjukkan aktivitas yang meningkat,[89] seperti pembentukan awan dan angin yang lebih kencang, menguatkan perkiraan bahwa ia akan segera menjadi terang.[93]
Mekanisme perubahan-perubahan fisik itu masih tidak jelas.[95] Berdekatan dengan solstis musim panas dan musim dingin, belahan-belahan Uranus terletak secara bergantian pada penyinaran penuh Matahari atau menghadap angkasa jauh. Menjadi terangnya belahan yang disinari Matahari itu dipekirakan hasil dari penebalan lokal awan dan kabut metana yang terletak troposfer.[91] Kerah yang terang pada garis lintang −45° juga berhubungan dengan awan-awan metana.[91] Perubahan-perubahan lain di daerah kutub selatan dapat dijelaskan oleh perubahan-perubahan pada lapisan awan rendah.[91] Variasi pancaran gelombang mikro dari planet itu mungkin disebabkan oleh suatu perubahan pada sirkulasi troposfer dalam, karena awan dan kabut yang tebal mungkin menghambat konveksi.[100] Sekarang dengan sedang tibanya ekuinoks musim semi dan musim gugur di Uranus, dinamikanya juga berubah dan konveksi dapat berlangsung lagi.[89][100]
Pembentuka
Banyak yang berargumen bahwa perbedaan antara raksasa es dengan raksasa gas berlanjut pada pembentukan mereka.[101][102] Tata Surya dipercaya terbentuk dari bola gas dan debu raksasa yang berotasi yang dikenal sebagai nebula pramatahari. Sebagian besar gas nebula itu, terutama hidrogen dan helium, membentuk Matahari, sementara butiran debu berkumpul bersama membentuk protoplanet pertama. Saat planet-planet tersebut tumbuh, beberapa dari mereka akhirnya mengumpulkan cukup materi untuk gravitasi mereka untuk menarik gas nebula itu yang ditinggalkan.[101][102] Semakin banyak gas yang mereka tarik, mereka menjadi semakin besar; semakin besar mereka, semakin banyak gas yang mereka tarik sampai titik kritis tercapai dan ukuran mereka mulai meningkat secara eksponensial. Raksasa-raksasa es, dengan gas nebular hanya bermassa beberapa kali Bumi, tidak pernah mencapai titik kritis itu.[101][102][103] Simulasi terbaru migrasi planet menyarankan bahwa kedua raksasa es itu terbentuk lebih dekat kepada Matahari daripada posisi mereka sekarang dan bergerak ke arah luar setelah pembentukannya, satu hipotesis yang terperinci dalam model Nice.[101]Satelit
Di antara satelit-satelit itu, Ariel nampak memiliki pemukaan termuda dengan kawah tabrakan paling sedikit, sedangkan Umbriel nampaknya yang tertua.[15][75] Miranda memiliki ngarai patahan sedalam 20 kilometer, lapisan-lapisan berpetak dan variasi yang kacau dalam umur dan fitur permukaan.[15] Aktivitas geologis Miranda pada masa lalu dipercaya didorong oleh pemanasan pasang-surut pada suatu ketika saat orbitnya lebih eksentrik daripada sekarang, mungkin hasil dari resonansi orbital dengan Umbriel yang dulu ada.[106] Proses perenggangan yang diasosiasikan dengan diapir yang naik mungkin merupakan asal dari korona-korona yang mirip 'lintasan balap' di satelit itu.[107][108] Sama dengan itu, Ariel dipercaya pernah berada dalam resonansi 4:1 dengan Titania.[109]
Eksplorasi
Catatan
- ^ Elemen-elemen orbit mengacu pada pusat massa sistem Uranus, dan merupakan nilai-nilai oskulasi (pendekatan) pada epoch J2000 yang presisi. Besar pusat massa diketahui karena, kontras dengan pusat planet, mereka tidak mengalami perubahan yang cukup besar pada dasar hari ke hari dari gerakan satelit-satelitnya.
- ^ Dihitung menggunakan data dari Seidelmann, 2007.[5]
- ^ Mengacu pada level tekanan atmosfer 1 bar.
- ^ Penghitungan fraksi mol He, H2 dan CH4 berdasarkan pada rasio percampuran 2,3% dari metana dengan hidrogen dan proporsi 15/85 He/H2 yang diukur di tropopause.
- ^ Rasio percampuran didefinisikan sebagai banyaknya molekul senyawa tiap satu molekul hidrogen.
volume : 52 isi bumi
kepadatan :1,58 liter ( Air = 1)
daya tarik :1,1 daya tarik bumi
jarak ke matahari :2.870.000.000 km
kecepatan edar : 22 km/detik
periode rotasi : 16-28 jam
mengitari matahari : 84,0 tahun
kecepatan pada orbit :6,8 km/detik
satelit : 5
NEPTUNUS
Neptunus merupakan planet terjauh (kedelapan) jika ditinjau dari Matahari. Planet ini dinamai dari dewa lautan Romawi. Neptunus merupakan planet terbesar keempat berdasarkan diameter (49.530 km) dan terbesar ketiga berdasarkan massa. Massa Neptunus tercatat 17 kali lebih besar daripada Bumi, dan sedikit lebih besar daripada Uranus.[7] Neptunus mengorbit Matahari pada jarak 30,1 SA atau sekitar 4.450 juta km. Periode rotasi planet ini adalah 16,1 jam, sedangkan periode revolusinya adalah 164,8 tahun. Simbol astronomisnya adalah ♆, yang merupakan trident dewa Neptunus.
Neptunus ditemukan pada tanggal 23 September 1846.[1] Planet ini merupakan planet pertama yang ditemukan melalui prediksi matematika. Perubahan yang tak terduga di orbit Uranus membuat Alexis Bouvard menyimpulkan bahwa hal tersebut diakibatkan oleh gangguan gravitasi dari planet yang tak dikenal. Neptunus selanjutnya diamati oleh Johann Galle dalam posisi yang diprediksikan oleh Urbain Le Verrier. Satelit alam terbesarnya, Triton, ditemukan segera sesudahnya, sementara 12 satelit alam lainnya baru ditemukan lewat teleskop pada abad ke-20. Neptunus telah dikunjungi oleh satu wahana angkasa, yaitu Voyager 2, yang terbang melewati planet tersebut pada tanggal 25 Agustus 1989.
Komposisi penyusun planet ini mirip dengan Uranus, dan komposisi keduanya berbeda dari raksasa gas Yupiter dan Saturnus. Atmosfer Neptunus mengandung hidrogen, helium, hidrokarbon, kemungkinan nitrogen, dan kandungan "es" yang besar seperti es air, amonia, dan metana. Astronom kadang-kadang mengategorikan Uranus dan Neptunus sebagai "raksasa es" untuk menekankan perbedaannya.[8] Seperti Uranus, interior Neptunus terdiri dari es dan batu.[9] Metana di wilayah terluar planet merupakan salah satu penyebab kenampakan kebiruan Neptunus.[10]
Sementara atmosfer Uranus relatif tidak berciri, atmosfer Neptunus bersifat aktif dan menunjukkan pola cuaca. Contohnya, pada saat Voyager 2 terbang melewatinya pada tahun 1989, di belahan selatan planet terdapat Titik Gelap Besar yang mirip dengan Titik Merah Besar di Yupiter. Pola cuaca tersebut diakibatkan oleh angin yang sangat kencang, dengan kecepatan hingga 2.100 km/jam.[11] Karena jaraknya yang jauh dari Matahari, atmosfer luar Neptunus merupakan salah satu tempat terdingin di Tata Surya, dengan suhu terdingin −218 °C (55 K). Suhu di inti planet diperkirakan sebesar 5.400 K (5.000 °C).[12][13] Neptunus memiliki sistem cincin yang tipis. Sistem cincin tersebut baru dilacaktemu pada tahun 1960-an dan dipastikan keberadaannya oleh Voyager 2 pada tahun 1989.[14]
Penemuan
Lukisan Galileo menunjukkan bahwa ia pertama melihat Neptunus pada tanggal 28 Desember 1612 dan 27 Januari 1613. Pada kedua hari tersebut, Galileo salah menganggap Neptunus sebagai sebuah bintang tetap ketika planet ini muncul sangat dekat—konjungsi—dengan Yupiter pada langit malam;[15] karena itu, ia tidak dianggap sebagai penemu Neptunus. Pada masa pengamatan pertamanya bulan Desember 1612, Neptunus bersifat tetap di langit karena planet ini baru saja mengalami penghuluan pada hari itu. Gerakan ke belakang ini terbentuk ketika orbit Bumi membawa Bumi melewati planet terluar. Karena Neptunus baru saja memulai siklus penghuluan tahunannya, gerakan planet ini terlalu sulit dilacak menggunakan teleskop kecil Galileo.[16] Pada Juli 2009, fisikawan Universitas Melbourne, David Jamieson mengumumkan adanya bukti baru yang menyatakan bahwa Galileo setidaknya sadar bahwa bintang yang ia amati telah berpindah relatif terhadap bintang tetap.[17]Tahun 1821, Alexis Bouvard menerbitkan tabel astronomi orbit tetangga Neptunus, yaitu Uranus.[18] Pengamatan selanjutnya menemukan pergeseran dari tabel tersebut, sehingga mendorong Bouvard berhipotesis bahwa suatu benda tak diketahui sedang melakukan perturbasi pada orbitnya melalui interaksi gravitasi.[19] Tahun 1843, John Couch Adams mulai mengamati orbit Uranus menggunakan data yang ia miliki. Melalui James Challis, ia meminta Sir George Airy, Astronomer Royal, mengirimkan data tersebut pada Februari 1844. Adams terus melakukan pengamatannya pada 1845–1846 dan menghasilkan beberapa perkiraan yang berbeda tentang sebuah planet baru, namun tidak menanggapi permintaan dari Airy tentang orbit Uranus.[20][21]
Tahun 1845–1846, Urbain Le Verrier, terlepas dari Adams, mengembangkan penghitungannya sendiri namun juga mengalami kesulitan memunculkan antusiasme rekannya tersebut. Pada Juni 1846, setelah melihat terbitan perkiraan pertama bujur planet karya Le Verrier dan kesamaan dengan perkiraan Adams, Airy membujuk Direktur Cambridge Observatory, James Challis untuk mencari planet itu. Challis dengan semangat mengamati langit sepanjang Agustus dan September.[19][22]
Sementara itu, melalui surat, Le Verrier meminta astronom Observatorium Berlin, Johann Gottfried Galle untuk mencari planet ini menggunakan refraktor observatorium. Heinrich d'Arrest, seorang pelajar di observatorium ini, memberitahu Galle bahwa mereka mampu membandingkan carta langit terkini di wilayah lokasi prediksi Le Verrier dengan keadaan langit saat itu untuk menemukan karakteristik perpindahan suatu planet, berbeda dengan bintang tetap. Pada sore 23 September 1846 ketika surat Le Verrier diterima, Neptunus ditemukan 1° dari tempat yang diprediksi Le Verrier, dan sekitar 12° dari prediksi Adams. Challis kemudian menyadari bahwa ia telah mengamati planet ini dua kali pada bulan Agustus dan gagal mengidentifikasinya karena pendekatannya yang kasual terhadap pengamatan tersebut.[19][23]
Setelah penemuan tersebut, muncul persaingan yang lebih nasionalis antara Perancis dan Britania Raya mengenai pihak yang pantas mendapat penghargaan atas penemuan planet ini. Konsensus internasional memutuskan bahwa Le Verrier dan Adams sama-sama berhak mendapat penghargaan. Sejak 1966, Dennis Rawlins mempertanyakan kredibilitas klaim Adams tentang penemuan bersama dan masalah ini dievaluasi kembali oleh sejarawan dengan pengembalian dokumen bersejarah "Neptune papers" pada tahun 1998 ke Royal Observatory, Greenwich.[24] Setelah meninjau dokumen tersebut, mereka menyatakan bahwa, "Adams tidak pantas menerima penghargaan bersama Le Verrier atas penemuan Neptunus. Penghargaan ini berhak diberikan kepada orang yang sama-sama berhasil memprediksikan lokasi planet dan meyakinkan para astronom untuk mencarinya."[25]
Penamaan
Sesaat setelah penemuannya, Neptunus hanya disebut sebagai "planet di luar Uranus" atau "planet Le Verrier". Usulan nama pertama berasal dari Galle, yang mengusulkan Yanus. Di Inggris, Challis mengusulkan Oceanus.[26]Dengan mengklaim hak pemberian nama temuannya, Le Verrier langsung mengusulkan nama Neptunus untuk planet ini, sementara secara keliru menyatakan bahwa nama tersebut resmi disetujui oleh Bureau des Longitudes Perancis.[27] Pada bulan Oktober, ia mengusulkan agar planet ini diberi nama Le Verrier, sesuai nama dirinya, dan ia mendapatkan dukungan setia dari Direktur Observatorium, François Arago. Usulan ini ditentang di luar Perancis.[28] Almanak Perancis langsung memperkenalkan kembali nama Herschel untuk Uranus, sesuai nama penemunya Sir William Herschel, dan Leverrier untuk planet baru ini.[29]
Struve membawa nama Neptunus kepada Akademi Ilmu Pengetahuan Saint Petersburg pada 29 Desember 1846.[30] Neptunus kelak menjadi nama yang disetujui secara internasional. Dalam mitologi Romawi, Neptunus adalah dewa laut, yang dapat dikenali dari Poseidon Yunaninya. Permintaan nama mitologi sepertinya mendukung tata nama planet-planet lain, yang semuanya, kecuali Bumi, diberi nama sesuai mitologi Yunani dan Romawi.[31]
Banyak bahasa di dunia saat ini, bahkan di negara-negara yang tidak memiliki hubungan langsung dengan budaya Yunani-Romawi, memakai berbagai varian nama "Neptunus" untuk planet ini; dalam bahasa Cina, Jepang, dan Korea, nama planet ini dapat diterjemahkan secara harfiah sebagai "bintang raja laut" (海王星), karena Neptunus adalah dewa laut.[32]
Status
Sejak penemuannya tahun 1846 hingga penemuan Pluto pada tahun 1930, Neptunus adalah planet terjauh yang diketahui manusia. Setelah penemuan Pluto, Neptunus menjadi planet kedua terakhir selama 20 tahun antara 1979 dan 1999 ketika orbit elips Pluto membawanya lebih dekat dengan Matahari dibandingkan Neptunus.[33] Penemuan Sabuk Kuiper tahun 1992 mendorong banyak astronom memperdebatkan apakah Pluto pantas dianggap sebagai planet atau bagian dari struktur terbesar sabuk tersebut.[34][35] Pada tahun 2006, Persatuan Astronomi Internasional mendefinisikan kata "planet" untuk pertama kalinya, kembali mengelompokkan Pluto sebagai "planet kerdil" dan menjadikan Neptunus sekali lagi planet terakhir di Tata Surya.[36]Komposisi dan struktur
Neptunus memiliki massa sebesar 1,0243×1026 kg,[3] atau tujuh belas kali massa Bumi dan 1/19 kali massa Yupiter.[7] Planet ini merupakan salah satu dari dua planet (selain Yupiter) yang gravitasi permukaannya lebih besar daripada Bumi.[37] Jari-jari khatulistiwanya tercatat sebesar 24.764 km,[5] atau sekitar empat kali jari-jari Bumi. Neptunus dan Uranus sering dijuluki "raksasa es", karena ukurannya yang lebih kecil dan kadar volatil yang lebih tinggi daripada Yupiter dan Saturnus.[38] Dalam pencarian planet luar surya, Neptunus telah digunakan sebagai metonim: objek-objek luar surya dengan massa yang mirip sering dijuluki dengan nama "Neptunes".[39]Struktur internal
Struktur internal Neptunus mirip dengan Uranus. Atmosfer Neptunus membentuk sekitar lima hingga sepuluh persen massanya, dan kira-kira meliputi 10 hingga 20 persen struktur planet tersebut. Tekanan di atmosfer dapat mencapai 10 GPa. Metana, amonia, dan air dapat ditemui di daerah bawah atmosfer.[12]
1. Atmosfer atas
2. Atmosfer yang terdiri dari hidrogen, helium, dan gas metana
3. Mantel yang terdiri dari es air, amonia, dan metana
4. Inti yang terdiri dari bebatuan (silikat dan nikel-besi)
Inti Neptunus terdiri dari besi, nikel, dan silikat, dengan massa 1,2 kali Bumi.[43] Tekanan di inti diperkirakan sebesar 7 Mbar (700 GPa), jutaan kali lebih besar daripada tekanan di permukaan Bumi. Sementara itu, suhu di inti dapat mencapai 5.400 K.[12][13]
Atmosfer
Atmosfer Neptunus terbagi lagi menjadi dua wilayah utama; troposfer bawah, tempat suhu terus menurun seiring ketinggiannya, dan stratosfer, tempat suhu terus meningkat seiring ketinggiannya. Batas di antara keduanya, yaitu tropopause, ada pada tekanan 01 bar (100 kPa).[8] Stratosfer kemudian dilanjutkan oleh termosfer pada tekanan kurang dari 10−5 hingga 10−4 mikrobar (1 hingga 10 Pa).[8] Termosfer secara bertahap berubah menjadi eksosfer.
Awan tinggi di Neptunus telah diamati menghasilkan bayangan pada lapisan awan opak di bawahnya. Ada pula pita awan tinggi yang menyelimuti planet ini pada garis lintang yang sama. Pita melingkar ini selebar 50–150 km dan berada 50–110 km di atas lapisan awan.[46]
Spektrum Neptunus menunjukkan bahwa stratosfer bawahnya berkabut akibat pengembunan produk fotolisis ultraviolet metana, seperti etana dan asetilena.[8][12] Stratosfer juga merupakan tempat bagi jejak-jejak karbon monoksida dan hidrogen sianida.[8][47] Stratosfer Neptunus lebih hangat daripada Uranus karena konsentrasi hidrokarbon yang tinggi.[8]
Termosfer planet ini memiliki suhu yang tidak normal sebesar 750 K dengan alasan yang masih belum jelas.[48][49] Planet ini terlalu jauh dari Matahari untuk menghasilkan suhu sepanas ini yang diakibatkan oleh radiasi ultraviolet. Satu dugaan mekanisme pemanasan ini ialah adanya interaksi atmosfer di medan magnet planet ini. Dugaan lain adalah adanya gelombang gravitasi dari dalam planet yang menghilang di atmosfer. Termosfer Neptunus terdiri dari jejak-jejak karbon dioksida dan air yang diduga terkumpul dari sumber-sumber luar seperti meteorit dan debu.[45][47]
Magnetosfer
Neptune juga memiliki magnetosfer yang mirip Uranus, dengan medan magnet yang sangat miring relatif terhadap sumbu rotasinya pada 47° dan berimbang pada 0,55 radii, atau sekitar 13500 km dari pusat fisik planet ini. Sebelum Voyager tiba di Neptunus, diduga bahwa magnetosfer miring Uranus mengakibatkan rotasi Neptunus yang menyamping. Dengan membandingkan medan magnet dua planet, para ilmuwan sekarang berpikir bahwa orientasi ekstrem merupakan karakteristik aliran di bagian dalam planet. Medan ini mungkin dibentuk oleh gerakan cairan konvektif dalam kulit bola tipis pada cairan konduktor listrik (diduga berupa gabungan amonia, metana dan air)[45] yang menghasilkan gerakan dinamo.[50]Komponen dipol medan magnet di khatulistiwa magnetik Neptunus sekitar 14 mikrotesla (0,14 G).[51] Momentum magnetik dipol Neptunus sekitar 2,2 × 1017 T·m3 (14 μT·RN3; RN adalah radius Neptunus). Medan magnet Neptunus memiliki geometri rumit yang mencakup kontribusi relatif besar dari komponen non-dipolar, termasuk momentum kuadrupol kuat yang kekuatannya mungkin melebihi momentum dipol. Bumi, Yupiter, dan Saturnus memiliki momentum kuadrupol yang relatif kecil, dan medannya sedikit miring dari sumbu kutubnya. Momentum kuadrupol Neptunus yang besar bisa jadi merupakan hasil dari keseimbangan pusat planet dan masalah geometri penggerak dinamo medan magnet4.[52][53]
Kejutan busur Neptunus, tempat magnetosfer mulai memperlambat angin surya, terbentuk pada jarak 34,9 kali radius planet ini. Magnetopause, tempat tekanan magnetosfer mengimbangi angin surya, terbentuk pada jarak 23–26,5 kali radius Neptunus. Ekor magnetosfer memanjang hingga 72 kali radius Neptunus, dan bisa jadi lebih panjang lagi.[52]
Cincin planet
Cincin planet pertama ditemukan tahun 1968 oleh tim yang dipimpin Edward Guinan,[14][56] namun akhirnya disimpulkan cincin ini belum lengkap.[57] Bukti bahwa cincin-cincin tersebut memiliki celah pertama muncul pada okultasi bintang tahun 1984 ketika cincin tersebut mengaburkan sebuah bintang ketika tenggelam, bukan ketika muncul.[58] Gambar yang diambil Voyager 2 tahun 1989 menyelesaikan masalah ini dengan memperlihatkan beberapa cincin lemah. Cincin ini memiliki struktur menggumpal,[59] akibatnya belum diketahui namun bisa jadi karena interaksi gravitasi dengan satelit kecil di orbit dekat cincin.[60]
Cincin terluar, Adams, terdiri dari lima busur utama yang diberi nama Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2 dan Fraternité (Keberanian, Kebebasan, Kesetaraan dan Persaudaraan).[61] Keberadaan busur-busur ini sulit dijelaskan karena hukum gerakan akan memprediksikan bahwa busur tersebut tersebar menjadi cincin seragam dalam kurun waktu yang sangat singkat. Para astronom sekarang yakin bahwa busur-busur tersebut mengitari Neptunus sesuai bentuknya sekarang akibat dampak gravitasi Galatea, sebuah satelit yang dekat dengan cincin ini.[62][63]
Pengamatan dari Bumi pada tahun 2005 menunjukkan bahwa cincin Neptunus lebih tidak stabil daripada dugaan sebelumnya. Gambar yang diambil dari W. M. Keck Observatory tahun 2002 dan 2003 memperlihatkan kerusakan pada cincin jika dibandingkan dengan gambar dari Voyager 2. Karena itu, sepertinya busur Liberté akan menghilang selambat-lambatnya satu abad berikutnya.[64]
Iklim
Salah satu perbedaan antara Neptunus dan Uranus adalah tingkat aktivitas meteorologinya. Ketika Voyager 2 terbang melewati Uranus pada tahun 1986, planet ini terlihat lemah. Sebenarnya,Neptunus memiliki fenomena cuaca luar biasa ketika Voyager 2 melintasinya pada tahun 1989.[65]
Limpahan metana, etana dan etina di khatulistiwa Neptunus 10–100 kali lebih besar daripada di kutubnya. Ini ditafsirkan sebagai bukti adanya pembalikan massa air di khatulistiwa dan penyurutan di kutub.[8]
Pada tahun 2007 ditemukan bahwa troposfer atas kutub selatan Neptunus 10 °C lebih panas daripada keseluruhan Neptunus, yang suhu rata-ratanya sekitar −200 °C (70 K).[69] Perbedaan panas ini cukup untuk membiarkan metana, di manapun membeku di atmosfer atas Neptunus, mencair sebagai gas melintasi kutub selatan dan ke luar angkasa. "Titik panas" relatif ini dikarenakan kemiringan sumbu Neptunus, yang memaparkan kutub selatan ke Matahari selama seperempat terakhir tahun Neptunus, atau 40 tahun Bumi. Ketika Neptunus perlahan bergerak menuju sisi lain Matahari, kutub selatan akan gelap dan kutub utara terang, mengakibatkan pelepasan metana berpindah ke kutub utara.[70]
Akibat perubahan musim, pengamatan di pita awan belahan selatan Neptunus menunjukkan adanya peningkatan ukuran dan albedo. Peristiwa ini pertama kali terlihat tahun 1980 dan diperkirakan akan terus berlangsung hingga 2020. Periode orbit Neptunus yang panjang menghasilkan musim-musim yang berlangsung selama 40 tahun.[71]
Badai
Scooter (Skuter) adalah badai lain, sebuah kelompok awan putih jauh di selatan Titik Gelap Besar. Dijuluki Scooter karena ketika pertama kali diamati beberapa bulan sebelum penerbangan Voyager 2 1989, titik ini bergerak lebih cepat daripada Titik Gelap Besar.[68] Subsequent images revealed even faster clouds. Titik Gelap Kecil merupakan badai siklon selatan, badai terkencang kedua yang diamati selama penerbangan tahun 1989. Awalnya tampak gelap, namun ketika Voyager 2 mendekati planet ini, inti cerah terbentuk dan dapat dilihat di sebagian besar gambar beresolusi tinggi.[73]
Titik gelap Neptunus diduga terbentuk di troposfer pada ketinggian yang lebih rendah daripada lapisan awan cerah,[74] sehingga titik ini muncul sebagai lubang di lapisan awan atas. Sebagai fitur stabil yang terus ada hingga beberapa bulan, titik gelap ini dianggap sebagai struktur vorteks.[46] Titik gelap ini sering dikaitkan dengan awan metana cerah tetap yang terbentuk di sekitar lapisan tropopause.[75] Ketetapan awan memperlihatkan bahwa sejumlah bekas titik gelap akan terus ada sebagai siklon meski tidak lagi tampak sebagai sesuatu yang gelap. Titik gelap bisa menghilang jika bermigrasi terlalu dekat dengan khatulistiwa atau melalui serangkaian mekanisme yang tidak diketahui.[76]
Panas internal
Orbit dan rotasi
Pada 11 Juli 2011, Neptunus menyelesaikan orbit barisentris pertamanya sejak ditemukan tahun 1846,[86][87] meski tidak muncul pada posisi penemuannya di langit karena Bumi berada pada lokasi berbeda dalam orbitnya selama 365,25 hari. Akibat gerakan Matahari terhadap barisenter Tata Surya, pada 11 Juli Neptunus juga tidak berada pada posisi penemuannya terhadap Matahari; jika sistem koordinat heliosentris digunakan, garis bujur penemuannya tercapai pada 12 Juli 2011.[88][89][90]
Orbit elips Neptunus berinklinasi 1,77° jika dibandingkan dengan Bumi. Akibat eksentrisitas sebesar 0,011, jarak antara Neptunus dan Matahari mencapai 101 juta km antara perihelion dan aphelion, titik terdekat dan terjauh planet dari Matahari di sepanjang jalur orbitnya.[2]
Kemiringan sumbu Neptunus adalah 28,32°,[91] sama seperti kemiringan Bumi (23°) dan Mars (25°). Akibatnya, planet ini mengalami perubahan musim yang sama seperti Bumi. Periode orbit Neptunus yang lama berarti musim-musim tersebut berlangsung selama 40 tahun Bumi.[71] Periode rotasi siderealnya (hari) secara kasar yaitu 11,611 jam.[88] Karena kemiringan sumbunya sama seperti Bumi, variasi panjang hari sepanjang tahunnya tidak terlalu ekstrem.
Karena Neptunus bukan benda padat, atmosfernya mengalami rotasi diferensial. Zona khatulistiwa yang lebar berotasi selama 18 jam, lebih lambat daripada rotasi medan magnetnya selama 16,1 jam. Rotasi terbalik terjadi di kawasan kutub yang berlangsung selama 12 jam. Rotasi diferensial planet ini paling menarik daripada planet-planet lain di Tata Surya,[92] dan mengakibatkan adanya hembusan angin lintang yang kuat.[46]
Resonansi orbit
Memang ada orbit di kawasan kosong ini tempat objek dapat selamat sepanjang usia Tata Surya. Resonansi ini terjadi ketika periode orbit Neptunus sangat mirip dengan benda tersebut, yaitu sebesar 1:2 atau 3:4. Jika dikatakan sebuah benda mengorbit Matahari sekali setiap dua orbit Neptunus, benda tersebut hanya akan menyelesaikan setengah orbitnya ketika Neptunus kembali ke posisi aslinya. Resonansi terpadat ada di sabuk Kuiper, dengan 200 benda teridentifikasi,[95] yaitu 2:3. Benda pada resonansi ini menyelesaikan 2 orbit setiap 3 orbit Neptunus, dan dikenal sebagai plutino karena benda sabuk Kuiper terbesar, Pluto, termasuk di antaranya.[96] Meski Pluto secara rutin melintasi orbit Neptunus, resonansi sebesar 2:3 menjamin kedua planet tidak akan pernah bertabrakan.[97] Resonansi 3:4, 3:5, 4:7 dan 2:5 kurang padat.[98]
Neptunus memiliki beberapa benda troya yang menempati titik Lagrangian L4 Matahari-Neptunus— sebuah kawasan gravitasi stabil yang mengatur orbitnya.[99] Benda troya Neptunus dapat dilihat dengan resonansi 1:1 bersama Neptunus. Troya Neptunus sangat stabil orbitnya dan mungkin memang terbentuk di pinggir Neptunus, bukan terjebak oleh gravitasinya. Benda pertama sekaligus satu-atunya yang teridentifikasi berkaitan dengan titik Lagrangian L5 jalur Neptunus adalah 2008 LC18.[100]
Pembentukan dan perpindahan
Konsep lain yang digunakan adalah bahwa Neptunus terbentuk di tempat yang lebih dekat dari Matahari. Di tempat tersebut kepadatan materi besar, dan lalu planet ini mengalami perpindahan ke orbitnya sekarang setelah penyingkiran cakram protoplanet bergas.[102] Hipotesis perpindahan setelah pembentukan saat ini didukung karena lebih mampu menjelaskan keberadaan objek-objek kecil di wilayah trans-Neptunus.[103] Penjelasan mengenai hipotesis ini yang paling banyak didukung[104][105][106] dikenal dengan nama model Nice, yang membahas pengaruh perpindahan Neptunus dan planet raksasa lain terhadap struktur sabuk Kuiper.
Satelit
Satelit kedua Neptunus (menurut urutan penemuannya), yaitu satelit ireguler Nereid, memiliki salah satu orbit paling eksentrik di antara semua satelit di tata surya. Eksentrisitas sebesar 0,7512 memberikannya apoapsis tujuh kali lebih panjang daripada periapsisnya dari Neptuus.[112]
Pengamatan
Neptunus tidak dapat dilihat dengan mata telanjang, karena memiliki tingkat kecerahan antara magnitudo +7.7 dan +8.0,[3][116] yang bisa dikalahkan oleh satelit Galileo Yupiter, planet kerdil Ceres dan asteroid 4 Vesta, 2 Pallas, 7 Iris, 3 Juno dan 6 Hebe.[117] Sebuah teleskop atau teropong kuat akan menunjukkan Neptunus sebagai lingkaran biru kecil, sama seperti Uranus.[118]Karena jarak Neptunus yang jauh dari Bumi, diameter sudut planet ini berkisar dari 2,2 hingga 2,4 detik busur,[3][116] terkecil di antara planet-planet di Tata Surya. Ukuran semunya yang kecil menjadikan Neptunus sebagai planet yang paling menantang untuk dipelajari secara visual. Sebagian besar data teleskop sangat terbatas sampai peluncuran Teleskop Antariksa Hubble dan teleskop darat berukuran besar dengan optik adaptif.[119][120]
Dari Bumi, Neptunus mengalami gerak menghulu setiap 367 hari, mengakibatkan terjadinya gerakan memutar berlawanan dengan bintang-bintang di belakangnya pada setiap oposisi. Gerakan memutar ini membawa Neptunus dekat dengan koordinat penemuan 1846 pada April dan Juli 2010 dan akan terjadi lagi pada Oktober dan November 2011.[90]
Pengamatan Neptunus pada gelombang frekuensi radio memperlihatkan bahwa planet ini adalah sumber emisi bersinambungan dan semburan tidak menentu. Kedua sumber diyakini berasal dari putaran medan magnet planet.[45] Di bagian inframerah spektrumnya, badai Neptunus terlihat lebih cerah dibandingkan sekitarnya yang lebih dingin, sehingga memungkinkan ukuran dan bentuk fitur-fitur planet ini siap dilacak.[121]
Penjelajahan
Voyager 2 membenarkan keberadaan medan magnet mengitari planet ini dan menemukan bahwa medan ini seimbang dengan pusatnya dan mengambang sama seperti medan di sekitar Uranus. Pertanyaan tentang rotasi planet ini dipecahkan menggunakan pengukuran emisi radio. Voyager 2 juga memperlihatkan bahwa Neptunus memiliki sistem cuaca yang aktif. Enam satelit baru ditemukan, dan planet ini diperlihatkan memiliki lebih dari satu cincin.[52][123]
Pada tahun 2003, "Vision Missions Studies" NASA diusulkan untuk mengimplementasikan misi "Neptune Orbiter with Probes" yang melaksanakan ilmu tingkat Cassini tanpa tenaga listrik atau dorongan berbasis fisi. Penelitiannya sedang dilakukan di JPL dan California Institute of Technology.[124]
garis tengah : 50.200KM
volume : 44 isi bumi
kepadatan :2,30 ( Air = 1)
massa :17,2 massa bumi
daya tarik :1,4 daya tarik bumi
jarak ke matahari :4.497.000.000 km
kecepatan edar : 25 km/detik
periode rotasi : 18-20 jam
mengitari matahari : 164,8 tahun
kecepatan pada orbit :5,4 km/detik
satelit : 2
Semoga Ingo Ini BErmanfaat jangan lupa knjungi trus blog 3 SERANGKAI
Description: PLANET-PLANET DI TATA SURYA DAN PENJELASANNYA
Reviewer: Fahdan Nauval
Rating: 4.0
ItemReviewed: PLANET-PLANET DI TATA SURYA DAN PENJELASANNYA
Reviewer: Fahdan Nauval
Rating: 4.0
ItemReviewed: PLANET-PLANET DI TATA SURYA DAN PENJELASANNYA
Tidak ada komentar: