Tujuh Ayat Cinta

Sabda Rasulullah SAW:
Barangsiapa yang hafal dan
mengamalkan tujuh kalimah ini akan
dimuliakan oleh Allah dan malaikat dan
akan diampuni dosa-dosanya walau
sebanyak buih di lautan..


1. Bismillahhirrahmannirrahim : pada
tiap-tiap hendak melakukan sesuatu.

2. Alhamdulliah : pada tiap-tiap
habis melakukan sesuatu.

3. Astagfirrullah : jika tersilap
mengatakan sesuatu yang buruk.

4. Insyaallah : jika ingin melakukan
sesuatu pada masa akan datang.

5. Lahaulawalaquataillahbillah : bila
tidak dapat melakukan sesuatu yang
agak berat atau melihat sesuatu yang
buruk.

6. Innalillah : jika menghadapi
musibah atau melihat kematian.

7. Laailaahaillallah : bacalah
sepanjang siang dan malam sebanyak-
banyaknya.amalkanlah selalu moga-moga
kita tergolong dikalangan orang yang
terpilih oleh Allah.

Read More »»

A to Z - Be positif

Selain dr mewarisi ciri-2 org yg positif kamu juga blh lakukan satu lg cara.Caranya mudah catatkan besar-2 A- Z berikut kemudian lekatkan di dinding bilik tidur kamu.Setiap hari cuba terapkan satu persatu dlm diri kamu.Percayalah andai kamu tekun dan bersungguh-sungguh kamu pasti akan lbh indah apabila kamu sentiasa berfikiran positif.

A : Accept
Terimalah diri sebagaimana adanya

B : Believe
Percayalah terhadap kemampuan diri utk meraih apa yg di inginkan dlm hidup

C : Care
Ambil berat terhadap org sekeliling kamu agar mereka juga akan membuat perkara yg sama utk kamu

D : Direct
Arahkan fikiran pd hal-2 positif yg boleh meningkatkan kepercayaan diri

E : Earn
Terimalah penghargaan yg diberi org lain tanpa ada perasaan riak sebaliknya teruslah berusaha menjadi yg terbaik

F : Face
Hadapi masalah dgn berani dan yakin

G : Go
Bergerak menuju kebenaran

H : Homework
Melakukan homework seblm melalui sesuatu kerja itu adalah langkah paling penting utk pengumpulan informasi

I : Ignore
Abaikan apa sahaja yg menghalangi jln kamu utk mencapai tujuan

J : Jealously
Rasa iri hati akan membuatkan kamu tidak menghargai kelebihan diri sendiri,jadi HINDARIlah

K : Keep
Terus berusaha walaupun beberapa kali gagal

L : Learn
Belajar dr kesalahan dan berusaha utk tidak mengulanginya

M : Mind
Jaga urusan sendiri dan tidak menyebar gossip tentang org lain

N : Never
Jgn pernah QUIT dan PUTUS ASA

O : Observe
Amatilah segala hal di sekeliling.Perhatikan,dgrkan dan belajar dr org lain

P : Patience
Sabar adalah kekuatan tak ternilai yg membuat kamu terus berusaha

Q : Question
Pertanyaan perlu utk mencari jawapan yg benar dan menambah ilmu

R : Respect
Hargai diri sendiri dan jaga org lain

S : Self confidence,self esteem and self respect
Percaya pd diri,mempunyai keyakinan yg tinggi dan menghormati diri.Tiga elemen tersebut akan membebaskan kita dr saat-2 tegang

T : Take
Bertanggungjawab pd setiap tindakan yg kamu lakukan

U : Understand
Fahami bahawa hidup itu pasti akan ada naik turunnya

V : Value
Menilai diri sendiri dan org lain,agar kita sentiasa dpt melakukan yg terbaik

W : Work
Bekerja dgn bersungguh-sungguh dan jgn lupa berdoa

X : X'tra
Usaha yg lebih keras pasti akan bawa hasil

Y : You
Kamu…harus percaya bahawa kamu dpt membuat suatu yg berbeza

Z : Zero
Tiada usaha tiada hasil

Read More »»

Tips Untuk Berhenti Merokok

1. Keazaman yang kuat

- Tetapkan hari permulaan berhenti merokok. Buang semua rokok, produk tembakau, tempat habuk rokok, sama ada di rumah, kereta dan tempat kerja. Apabila berhenti merokok, jangan hisap, malah menghidu asap pun tidak boleh.

2. Sokongan dan galakan

- Beritahu ahli keluarga, rakan dan kakitangan sepejabat bahawa anda berhenti merokok dan memerlukan sokongan mereka. Minta mereka tidak merokok dan meninggalkan rokok berdekatan anda.

3. Belajar kemahiran berhenti merokok

- Cuba elakkan diri berfikir mengenai rokok. Bercakap dengan seseorang, pergi berjalan dan sibukkan diri dengan sesuatu tugas.

- Ubah rutin apabila kali pertama berhenti merokok. Gunakan laluan baru ke tempat kerja, Minum teh menggantikan kopi dan bersarapan di tempat baru.- Lakukan sesuatu untuk mengurangkan tekanan seperti mandi air panas, bersenam dan membaca.

- Rancangkan sesuatu yang boleh menggembirakan hati setiap hari.

- Banyakkan minum air.

4. Dapatkan ubat-ubatan dan gunakan dengan betul. Penyedut nikotin, penyembur hidung nikotin dan penampal nikotin yang diperolehi dengan preskripsi serta gula-gula nikotin boleh membantu berhenti merokok.

5. Bersedia untuk saat sukar atau kembali merokok. Jangan kecewa dan putus asa apabila anda merokok semula. Ingat kerana ramai yang berjaya selepas beberapa kali mencuba. Jauhi alkohol dan perokok lain.

Read More »»

Kebaikan Berhenti Merokok

20 minit - Tekanan darah dan denyutan nadi turun ke kadar biasa. Suhu kaki dan tangan kembali biasa.
8 jam - Kadar karbon monoksida dan oksigen dalam darah menurun kepada biasa.
24 jam - Peluang mendapat sakit jantung menurun.
48 jam - Sel saraf kembali berkembang. Deria bau dan rasa bertambah baik.
2 minggu hingga 3 bulan - Pengaliran darah bertambah baik. Lebih mudah berjalan. Fungsi paru-paru meningkat 30 peratus.
1 bulan hingga 9 bulan - Batuk, sinus, keletihan dan sesak berkurangan. Cilia (rerambut halus) dalam paru-paru tumbuh semula untuk menangani masalah lendir, membersihkan paru-paru dan mengurangkan jangkitan.
1 tahun - Risiko penyakit arteri koronari menurun 50 peratus berbanding perokok.
5 tahun - Kadar kematian akibat kanser paru-paru menurun. Risiko mendapat angin ahmar sama seperti bukan perokok. Risiko mendapat kanser mulut, tekak, kerongkong, pundi kencing, buah pinggang dan pankreas menurun.

Read More »»

Evolusi bintang

Enam jenis evolusi bintang yang boleh berlaku. Kredit : CXC/M. Weiss

Gambar rajah di atas meringkaskan enam jenis evolusi bintang yang boleh berlaku berdasarkan jisim asal protobintang :

Protobintang - Bintang super-raksasa biru - Lohong hitam

Protobintang - Bintang super-raksasa biru - Supernova dan lohong hitam

Protobintang - Bintang super-raksasa biru - Bintang super-raksasa merah - Supernova dan bintang neutron

Protobintang - Bintang seperti Matahari - Bintang raksasa merah - Planetari nebula - Bintang kerdil putih

Protobintang - Bintang kerdil merah - Bintang kerdil putih

Protobintang - Bintang kerdil perang

Read More »»

Pencerapan lohong hitam

Lohong hitam merupakan objek selestial yang paling pelik yang telah didedahkan oleh Fizik. Justeru itu, tidak hairanlah jika soalan berikut timbul: Betulkah lohong hitam ujud atau ia hanyalah hasil imaginasi pakar-pakar teoris ? Jawapannya pula amat susah untuk dijelaskan sebab lohong hitam tidak dapat dilihati sebab cahayanya tidak dapat keluar sempadan Jejari Swartzchild. Akibatnya, bukti definitif seperti fotografi secara terus, tidak dapat diperolehi.

Oleh yang demikian, keujudan lohong hitam perlu dipastikan secara tidak terus, iaitu melalui pengaruhnya ke atas objek lain. Seperti yang telah kita lihati, kebanyakan bintang-bintang tidak ujud secara sendirian, mereka merupakan sebahagian daripada sistem kembaran. Bila satu ahli daripada sistem kembaran tersebut merupakan kerdil putih atau bintang neutron, pemindahan jisim boleh terjadi menghasilkan satu fenomena seperti nova atau supernova. Jika satu daripada bintang tersebut merupakan lohong hitam, proses serupa boleh terjadi di mana jisim berpindah menghasilkan satu cakera pecutan, suhu yang mencapai ke tahap teramat tinggi, dan sinaran-X dikeluarkan. Ini membolehkan kita mengesan keujudan lohong hitam itu, iaitu dengan mencari punca sinaran-X dalam sistem kembaran.

Masalahnya, kebanyakan bintang neutron juga mengeluarkan sinaran-X. Ini menyebabkan betapa pentingnya untuk menentukan jika punca tersebut adalah sebenarnya lohong hitam. Satu cara yang mudah untuk tujuan tersebut ialah dengan menentukan jisim objek yang mengeluarkan sinaran-X tersebut. Kajian teori bintang neutron menunjukkan bahawa jisim maksimanya ialah tiga kali-ganda jisim Matahari. Oleh yang demikian, jika punca sinaran-X itu didapati berjisim melebihi tiga kali-ganda jisim Matahari, kita boleh menganggap bahawa objek tersebut ialah lohong hitam.

Cygnus X-1

Satu calun lohong hitam yang pertama telah dicerapi dipermulaan tahun 1970 oleh satelit Uhuru yang mencerap dalam sinaran-X. Di dalam buruj Cygnus satu punca sinaran-X telah dicerapi lalu dinamakan Cygnus X-1. Selain daripada kekuatan sinarannya, ia juga terkenal disebabkan kelajuan kecerahan sinaran tersebut turun-naik. Kadang-kadang satu kitarannya mengambil masa beberapa milli-saat saja.

Cygnus X-1 yang dipercayai sebagai lohong hitam dicerapi dalam tahun 2002 dalam sinaran-X oleh satelit Europah Integral. Ia kelihatan unik sebab bintang-bintang lain disekitarnya tidak mengeluarkan sinaran seperti ini. Ia sebenarnya tidak sendirian, malah ia adalah sebahagian daripada sistem berkembar dengan bintang raksasa biru HDE 226868. Gas dari bintang raksasa biru inilah yang mengeluarkan sinaran-X apabila ia tertarik sehingga hilang didalam lohong hitam. Kredit : ESA/JEM-X/ECF

Kelajuan turun-naik kecerahan ini menunjukkan bahawa punca tersebut adalah amat kecil. Untuk menurun-naikkan kecerahan sinaran dengan ketara, ia perlu melibatkan seluruh bintang tersebut. Maksudnya, pertukaran maklumat secara keseluruhan adalah perlu. Tetapi, pertukaran tersebut tidak terjadi secara serentak, malah pada kelajuan cahaya seperti yang ditunjukkan oleh relativiti. Kalau cahaya mengambil masa satu tahun untuk melintasi satu objek, ia tidak akan mempamirkan kitaran turun-naik dalam skala satu hari. Oleh yang demikian, kelajuan turun-naik kecerahan sinaran Cygnus-X membuktikan bahawa objek tersebut adalah amat kecil, dengan garis-pusat beberapa ratus kilometer sahaja.

Tetapi cerapan sinaran-X tidak dapat menentukan dengan tepat kedudukan Cygnus X-1. Ini cuma dapat dicapai dalam tahun 1972. Punca Cygnus X-1 kelihatan berkaitan dengan bintang biasa 6000 tahun cahaya di sebelahnya, HDE226868, yang sendirinya bukan punca sinaran-X. Analisis spektrum bintang itu telah menunjukkan bintang tersebut bergerak mengikut ayunan berkitar yang menunjukkan ia berputar mengelilingi satu objek lain. Kesimpulannya mudah, HDE226868 ada teman, iaitu Cygnus X-1, yang tidak dapat dicerapi dalam gelombang cahaya tampak. Disebabkan sifatnya yang menyedut bahan-bahan dari bintang kembarnya, ia mendedahkan keujudan dirinya dengan membebaskan sinaran-Xnya.

Adakah bintang terlindung ini lohong hitam atau bintang neutron? Dari hubungan antara jisim dan kecerahan bintang-bintang, pakar astrofizik dapat mengetahui bahawa bintang HDE226868, jenis B, mempunyai jisim 30 kali-ganda jisim Matahari. Dari analisis garisan spektrum terpindah, mereka juga telah mengetahui sifat pergerakan bintang ini. Dari data tersebut mereka telah dapat menentukan jisim yang perlu untuk membolehkan pergerakan tersebut. Keputusannya, Cygnus X-1 dijangka mempunyai jisim 10 kali-ganda jisim Matahari, iaitu jauh melebihi had maksima bintang neutron.

Oleh yang demikian, besar kemungkinan Cygnus X-1 adalah satu lohong hitam. Jisimnya, kekecilan saiznya dan kekuatan sinaran-Xnya menyokong dakwaan ini. Perlu juga dinyatakan bahawa ini tidak dapat dipastikan secara seratus peratus. Masih ada ketidakpastian dalam perkiraan jisimnya. Jika diambil kira semua ralat penganggaran, paling buruk kiraan menghasilkan jisim Cygnus X-1 tiga kali-ganda jisim Matahari. Ini menjadikannya satu bintang neutron. Walau macamanapun, kemungkinannya sebagai lohong hitam adalah amat besar.

Calun-calun yang lain

Sejak penemuan Cygnus X-1, calun-calun lohong hitam yang lain juga telah ditemui. Kesemuanya menunjukkan ciri-ciri yang sama, kekuatan sinaran-X, kelajuan turun-naik kecerahan sinarannya, jisim akhir melebihi 3 kali-ganda jisim Matahari. Sebagai contoh, A0620-00 dalam buruj Unicorn, LMC X-1 dan LMC X-3 dalam Large Magellanic Cloud dan V404 Cygni dalam buruj Cygnus. Contoh yang terakhir tersebut mungkin satu calun yang amat dipercayai disebabkan jisim minimanya melebihi 6 kali-ganda jisim Matahari, iaitu 2 kali-ganda jisim maksima bintang neutron.

Akhir sekali, kita sentuh sedikit tentang satu lagi jenis lohong hitam, satu jenis yang jauh lebih masif, yang terdapat di pusat galaksi-galaksi, dimana jisimnya boleh mencapai ke tahap beberapa billion jisim Matahari. Cerapan menggunakan cara lain telah menentukan dengan pasti keujudan lohong hitam supermasif. Hasilnya merupakan satu lagi cadangan yang menyokong ide dimana lohong hitam bermula dipenghujung hayat bintang.

Read More »»

Sekeliling lohong hitam

Sila bayangkan sehelai kain elastik yang mewakili ruang di dalam konsep relativiti. Dalam perspektif ini, lohong hitam merupakan satu bebola berat yang tenggelam ke dalam kain elastik ini menghasilkan satu lubang dimana bebola tersebut terus hilang dari pandangan. Keujudannya cuma dapat dibuktikan melalui pembentukan lubang tersebut. Begitu juga dengan lohong hitam, ia tidak dapat dilihati, kehadirannya cuma dapat dikesani melalui distorsi ruang-masa di sekitarnya.

Distorsi ruang-masa

Satu ciri-ciri yang paling memeranjatkan adalah yang melibatkan distorsi masa berdekatan dengan lohong hitam. Dari pandangan kita, masa bergerak lebih perlahan di dalam bidang tarikan graviti yang kuat. Dalam kes lohong hitam yang amat masif, kesan ini amat ketara. Bayangkan anda memerhati dari jauh kawan anda terjun ke dalam lohong hitam. Dalam pergerakannya menghampiri lohong hitam tersebut jam tangannya berdetik semakin perlahan. Detikan jarum jam tangan tersebut mengambil masa yang semakin memanjang, dari seminit menjadi sejam, dari sejam menjadi sehari. Apabila beliau sampai ke sempadan yang dipanggil Jejari Swartzchild, keseluruhan pergerakan kawan anda tersebut akan mengambil masa infiniti. Oleh yang demikian, kawan anda tersebut akan kelihatan membatu sepanjang masa.

Dari pandangan kawan anda pula, keadaan ini kelihatan bertentangan. Dari pandangannya, detikan jarum jam tangannya bergerak seperti biasa tetapi jarum jam tangan anda pula yang kelihatan bergerak semakin cepat; setiap pusingan mengambil masa yang semakin pendek dari seminit menjadi sesaat, dari sesaat menjadi semikro-saat. Kemudiannya, dia nampak umur bintang-bintang meningkat dalam masa sesaat. Sesampainya di sempadan Jejari Swartzchild, sejarah alam semesta masa depan muncul di depan matanya. Tidak perlu diingatkan bahawa tiada tikit perjalanan balik bagi kawan anda. Sesungguhnya, sempadan Jejari Swartzchild membenarkan perjalanan sehala saja.

Keterangan di atas sebenarnya tidak terlalu tepat. Sebenarnya, lohong hitam tidak dipenuhi dengan pakar angkasawan yang ketakutan. Terdapat satu lagi kesan berlaku yang serentak dengan perlambatan masa, iaitu pemanjangan gelombang sinaran cahaya. Dari pandangan kita, cahaya dipengaruhi oleh tarikan graviti mengikut efek Einstein. Semakin kuat tarikan graviti semakin memanjang gelombang sinaran cahaya. Menghampiri sempadan Jejari Swartzchild, kawan anda akan kelihatan kemerah-merahan sehingga cahaya tersebut keluar dari julat penglihatan manusia. Imejnya yang membeku di sempadan Jejari Swartzchild akan hilang sedikit demi sedikit sehingga ia meninggalkan satu tompok hitam.

Sila perhatikan kesan yang terakhir, yang amat dramatik, yang melibatkan daya tarikan graviti. Besar kemungkinan kawan anda tidak dapat melihat anda dengan senangnya. Tarikan graviti terlalu kuat, kelajuan tarikan tersebut meningkat, juga amat cepat. Sila bayangkan kawan anda jatuh kaki dahulu kearah lohong hitam. Bidang graviti mengurang bila jarak kejauhan dari pusat meningkat. Justeru itu, tarikan graviti adalah lebih kuat di tapak kakinya berbanding di hujung kepalanya. Ini menyebabkan kakinya akan jatuh lebih cepat berbanding kepalanya. Akibatnya daya pasang surut menggugat ketahanan dan kepaduannya, badannya akan menjadi tertarik semakin kuat mengakibat satu fataliti.

Gambaran artistik satu kematian bintang yang menghampiri satu lohong hitam. Tarikan daya pasang surut yang dihasilkan oleh lohong hitam tersebut dapat membengkok ruang-masa sehingga dia pecah dan mengeluarkan gas kandungannya. Fenomena ini bukan cuma teori saja, objek ini telah dicerapi dalam sinaran-X oleh satelit-satelit XMM dan Chandra dalam tahun 2004 di pusat galaksi RXJ1242-11. Kredit : ESA/S. Komossa

Lohong hitam berputar

Satu lagi fenomena yang menarik berlaku bila lohong hitam berputar. Ini dijangka terjadi agak kerap. Persamaan dari relativiti umum cuma dapat diselesaikan dalam tahun 1960an, membuktikan betapa kompleksnya persamaan Einstein tersebut. Satu ciri-ciri lohong hitam berputar ialah pusat singulariti yang tidak tetap tapi mengambil bentuk gegelang. Satu lagi fenomena yang menarik adalah ruang-masa di luar yang terheret bersama.

Pengaruh lohong hitam ke atas geometri ruang-masa adalah amat kuat. Putaran ini mempengaruhi geometri dan pergerakan objek-objek yang berdekatan menyebabkannya terikut berputar kearah yang sama. Pergerakan ini dapat diatasi jika objek-objek tersebut mampu berputar kearah bertentangan. Tetapi, semakin hampir ke satu kawasan yang dipanggil ergosphere, semakin sukar objek-objek tersebut untuk berhenti. Walaupun kuat usaha menentangnya, objek-objek tersebut akan tertarik juga oleh putaran ruang-masa lohong hitam, walaupun masih mampu mengelak dari sedutan ke dalam sempadan lohong hitam. Ergosphere ialah kawasan yang membolehkan kita lepas, sekiranya mampu, dari tarikan lohong hitam asalkan sempadan Jejari Swartzchild tidak dilintasi.

Lohong hitam dan maklumatnya

Sila perhatikan satu lagi ciri-ciri penting lohong hitam. Tidak seperti objek-objek lain di alam semesta, lohong hitam dapat dikenalpasti menggunakan sedikit parameter sahaja. Ia dapat dikenali melalui, jisimnya, momentum sudutannya, dan cas electriknya. Ciri-ciri ini mudah saja berbanding ciri-ciri bintang biasa yang melibatkan semua partikel-partikelnya, bentuknya, kedudukan dan tenaganya, yang memerlukan banyak data. Sebaliknya pula, ciri-ciri lohong hitam dapat dikenalpasti melalui tiga parameter tersebut sahaja. Sebabnya mudah: bila bintang runtuh dan mengecut menjadi lohong hitam, semua maklumat mengenai partikel-partikelnya hilang dibawah sempadan Jejari Swartzchild. Bintang tersebut seolah-olah hilang dari alam jagad tampak. Keujudannya dapat dikenalpasti sebagai pembengkokan ruang-masa yang dapat diterangkan melalui tiga nombor tersebut.

Read More »»

Lohong hitam

Halaju lepas Bumi adalah ditentukan oleh kelajuan asal yang sesuatu objek perlu miliki supaya dapat bebas dari tarikan graviti planet kita. Kelajuan ini dianggarkan bernilai 11 kilometer se saat. Oleh yang demikian, untuk menghantar satu kapal-angkasa ke planet lain, kita perlu melancarkannya sekurang-kurangnya pada kelajuan ini. Kalau tidak, kapal-angkasa tersebut akan jatuh kembali ke Bumi atau berputar mengelilinginya seperti satu satelit. Begitu juga objek-objek selestial yang lain. Sebagai contoh, untuk lepas dari tarikan graviti Matahari, sesuatu objek perlu bergerak melebihi kelajuan 620 kilometer se saat.

Bila satu bintang masif hampir kepenghujung hayatnya ia akan runtuh. Graviti di permukaannya naik sehingga semakin susah untuk lepas keluar. Halaju lepas menjadi semakin tinggi. Tetapi setinggi mana naiknya halaju lepas itu ? Inilah yang telah merunsingkan fikiran Pierre Simon Laplace dipenghujung kurun ke-18. Apa yang akan terjadi seandainya halaju lepas ini mencapai kelajuan cahaya ?

Lohong hitam XTE J1550-564 telah dicerapi oleh teleskop angkasa sinaran X Chandra. Lohong hitam ini adalah sebahagian daripada satu sistem kembaran dimana bintang kembarnya adalah satu bintang biasa. Sedikit demi sedikit gas kembar ini disedut oleh lohong hitam menghasilkan cakera pecutan di kelilingnya. Akibat geseran, gas ini menjadi panas mencapai suhu beberapa million degree. Jet partikel bertenaga kuat juga dikeluarkan pada sudut tepat dengan cakera pecutan. Imej-imej ini telah diambil dalam bulan Ogos 2000, Mac dan Jun 2002 yang menunjukkan lohong hitam ditengah dan jet partikel yang melancar keluar pada tahap kelajuan separuh kelajuan cahaya. Kredit : NASA/CXC/M.Weiss

Dipenghujung hayat bintang-bintang masif.

Dalam era astronomi moden, lohong hitam bukanlah satu objek hayalan, malah ia adalah satu objek realiti. Kita telah ketahui bahawa objek yang mempunyai jisim kurang daripada 1.4 kali-ganda jisim Matahari akan mati sebagai bintang kerdil putih. Begitu juga, bintang neutron tidak terbentuk sebegitu saja. Tekanan degenerasi neutron mampu menahan tekanan jisim bila ia kurang dari 3 kali-ganda jisim Matahari. Tetapi jisim bintang-bintang tidak terhad kepada kadar ini saja. Malah, kajian telah mendapati bahawa selepas letupan terakhir, bintang yang mempunyai jisim asal yang melebihi 40 kali-ganda jisim Matahari mati dengan jisim yang lebih dari had bintang neutron.

Dalam hal ini, semasa runtuhan terakhir, bintang masif ini tidak dapat menahan tarikan graviti. Proses ini tidak berhenti pada tahap bintang neutron, malah ia terus runtuh. Bila saiznya mengecil menghampiri garis-pusat 20 km, ketumpatan dan graviti bintang tersebut meningkat ke satu tahap dimana halaju lepas mencapai kelajuan cahaya.

Dalam kes extrim ini, fizik Newton tidak berupaya untuk memberi gambaran yang boleh dipercayai. Oleh yang demikian, kita perlu merujuk kepada teori relativiti umum untuk mengenalpasti objek selestial yang terbentuk ini. Teori Einstein menunjukkan distorsi dalam ruang-masa sekitar objek tersebut mengakibatkan tiada apa, walaupun cahaya, dapat bebas darinya. Bintang tersebut tidak dapat dicerap secara terus, ia cuma mendedahkankan diri melalui kekacauan yang kuat disekitarnya. Dalam keadaan ini, bintang tersebut telah menjadi lohong hitam.

Kehilangan cahaya ini berlaku bila cahaya menghampiri lohong hitam sehingga mencapai satu jarak tertentu yang dinamakan Jejari Schwartzchild. Jarak ini bergantung kepada jisim bintang tersebut. Jejari ini menentukan kedudukan permukaan lohong hitam sebab, cahaya atau objek yang menghampiri lohong hitam dan melintasi sempadan jejari tersebut tidak akan dapat lepas dari tarikannya. Ini mengakibatkan komunikasi dengan alam semesta kita tidak dapat berlaku. Bagi bintang ini pula, di sebelah dalam sempadan Jejari Swartzchild, material dan strukturnya akan terus runtuh sehingga mencapai tahap ketumpatan infinit, satu singulariti, di mana ruang dan masa bercampur aduk.

Read More »»

Kromosfera dan Korona

Kromosfera

Dalam arah keluar Matahari dan meninggalkan fotosfera, kita masuki pula lapisan nipis dikenali sebagai kromosfera. Lapisan ini mempunyai ketebalam beberapa ribu km dan suhu yang berubah dari 4000 hingga 10 000 Kelvin. Disebabkan oleh ketumpatannya yang amat rendah, iaitu satu perjuta ketumpatan fotosfera, lapisan ini kelihatan hampir lutsinar dan tidak ketara di waktu siang. Walau macamana pun, ia dapat dicerapi semasa gerhana matahari dimana ia kelihatan seperti satu gegelang merah yang nipis mengelilingi Bulan.

Satu cara mengkaji kromosfera yang agak ringkas tanpa menunggu kedatangan gerhana matahari ialah dengan mencerap matahari dalam gelombang tertentu, iaitu berkaitan dengan hidrogen yang dipanggil "H alpha". Dalam gelombang ini, atom-atom hidrogen di lapisan kromosfera menyerap cahaya sinaran dari fotosfera and membebaskannya kearah keluar. Oleh yang demikian, dalam gelombang ni, fotosfera tidak nampak kelihatan, malahan kromosfera pula yang muncul dalam cerapan.

Satu prominen raksasa yang dicerapi oleh kapal-angkasa SOHO dalam tahun 2002. Kredit : SOHO/EIT (ESA/NASA)

Cara pencerapan ini menunjukkan bahawa lapisan kromosfera amat bergelora. Lapisan yang terluar sekali diliputi dengan berbagai puncak yang dipanggil "spicules", yang ujud dalam tempoh 10 minit sahaja. Ia adalah terdiri daripada gas yang dihembus keluar oleh kromosfera dengan kelajuan beberapa km se saat dan boleh mencapai ke tahap ketinggian beberapa ribu km.

Korona

Seterusnya kita sampai pula ke lapisan luar kromosfera yang berketebalan beberapa ribu km. Pada tahap ini suhu dengan cepatnya meningkat mencapai ketahap beberapa ratus ribu Kelvin. Lapisan ini dipanggil Korona. Lapisan ini mempunyai ketebalan yang selalu berubah, kadang kala mencapai ketahap satu juta km. Ia mempunyai ketumpatan lebih rendah dari kromosfera, iaitu satu per sepuluh billion ketumpatan fotosfera. Suhunya pula amat tinggi, mencapai ketahap beberapa juta Kelvin.

Satu daripada fenomena yang menakjubkan di lapisan korona ialah pembentukan prominen. Mereka berbentuk tiang raksasa, terdiri daripada gas yang kurang panas tetapi lebih tumpat dari korona yang terbentuk berdekatan dengan permukaan. Ia boleh menghembus mencapai ketahap ketinggian beberapa ribu km. Prominen yang lebih tenang pula menyerupai bentuk pintu gerbang raksasa dan boleh ujud dalam bentuk ini selama beberapa bulan. Yang lebih aktif pula kelihatan lebih menegak dan boleh bertukar rupa dalam tempoh beberapa minit sahaja. Prominen ini dapat dicerap melebihi sempadan cakera matahari, dalam bentuk hembusan api yang panjang. Dari pandangan hadapan, prominen di permukaan Matahari kelihatan seperti garisan membengkok yang lebih gelap dari persekitarannya. Dari pandangan ini pula ia dipanggil filamen.

Korona kadang-kadang digoncang dengan fenomena yang lebih ganas yang dipanggil nyala atau "solar flares". Dalam beberapa minit, satu kawasan kecil di bahagian dalaman korona menjadi panas sehingga mencapai ke tahap 5 juta Kelvin dan kekal dalam kedudukan ini sehingga 1 jam. Dalam tempoh ini, kawasan ini membebaskan tenaga yang amat kuat hampir serupa dengan jumlah tenaga matahari. Tambahan pula, letupan ini kadang-kadang ditemani dengan pecutan jisim korona. Beberapa billion tan bahan-bahan dibebaskan ke ruang antara planet dengan kelajuan beberapa ratus km se saat.

Kajian terperinci mengenai korona telah dapat dibuat dalam gelombang x-rays. Ini adalah disebabkan gas di lapisan korona mempunyai suhu yang mencapai ketahap beberapa juta Kelvin. Dalam gelombang inilah korona membebaskan banyak sinaran. Cerapan dalam gelombang ini cuma dapat dibuat dari angkasa lepas. Beberapa teleskop angkasa-lepas telah dilancarkan khas untuk tujuan ini, seperti Skylab Amerika dalam pertengahan tahun 1970an, satelit SMM dalam tahun 1980an dan kapal-angkasa SOHO Eropah dalam tahun 1995.

Pencerapan dalam gelombang x-ray menunjukkan bahawa sebaran gas dalam zon korona adalah tidak seragam. Mereka telah menentukan 2 jenis kawasan, iaitu kawasan aktif yang kelihatan cerah dalam gelombang x-ray yang juga menghadapi satu medan magnet yang kuat yang juga dijangka berkaitan dengan tompok-tompok matahari. Satu jenis kawasan yang lain dipanggil lubang korona yang tidak begitu cerah dimana suhu dan ketumpatannya juga kurang dari purata. Dari lubang korona inilah kebanyakan partikel-partikel dapat bebas meninggalkan matahari.

Angin Suria

Disebabkan suhu yang teramat tinggi di lapisan korona, kelajuan partikel-partikel amat tinggi sehingga sebahagiannya dapat bebas dari tarikan matahari. Dalam musim tenang pun, banyak elektron, proton dan partikel-partikel yang lain - lebih-kurang 2 juta ton partikel-partikel bebas dari matahari setiap saat dan masuk keruang antara planet. Dalam perjalanan keluar dari Matahari, korona menyerupai atmosfera yang menjadi semakin nipis dan berubah membentuk arus pergerakan partikel-partikel yang kita panggil angin suria. Disebabkan ketumpatan dan tekanan udara mengurang dengan meningkatnya kejauhan dari matahari, partikel-partikel ini bergerak semakin cepat sehingga melebihi kelajuan bunyi. Sesampai di Bumi, kelajuan ini mencapai ke tahap 500 km se saat, dengan ketumpatan 10 partikel se cm persegi.

Read More »»

Permukaan, tompok matahari dan magnetisma

Bergerak keluar dari teras kita sampai ke permukaan Matahari, iaitu satu sempadan yang tidak begitu ketara. Kawasan yang berketebalan beberapa ratus km ini dipanggil fotosfera. Di sini suhu menurun sedikit, dari 6000 hingga ke 4000 Kelvin manakala ketumpatannya pula menurun dengan kuatnya. Ini menyebabkan lapisan diatasnya nipis dan lutsinar. Ini menjadikan fotosfera satu lapisan yang terdalam yang dapat kita cerap, dimana lapisan dibawahnya pula kelihatan legap. Lapisan inilah yang kelihatan dalam cerapan Matahari. Ketumpatan di lapisan ini pula menurun dengan cepat, menghasilkan satu cakera yang jelas dan tidak kelihatan kabur.

Permukaan Matahari bersifat amat bergelora. Cerapan dengan kepersisan tinggi menunjukkan bahawa fotosfera menampilkan satu permukaan yang penuh dengan butiran-butiran. Setiap saat, muncul berjuta butiran dipermukaannya, setiap satu bergaris-pusat beberapa ribu km. Imej yang diambil secara berterusan menunjukkan satu rupa bentuk permukaan yang berubah dengan cepat dimana setiap butiran dapat dicerap dalam tempoh beberapa minit sahaja.

Dengan bantuan analisis spektral, pakar-pakar astronomi telah dapat menunjuk bahawa butiran-butiran ini berkaitan dengan proses konveksi lapisan-lapisan yang hampir dengan permukaan. Gas yang panas naik kepermukaan, di pusat butiran tersebut, kemudian menyebar keluar sambil menyejuk dan menjunam semula ke lapisan dalaman di pinggirannya. Oleh yang demikian, dipusat butiran tersebut suhu didapati 300 Kelvin lebih panas berbanding suhu pinggirannya. Perbezaan suhu dan kecerahan tersebutlah yang menghasilkan rupa bentuk butiran tersebut. Sila perhatikan juga, pergerakan gas juga berlaku dalam ukuran yang lebih besar. Pergerakan ini boleh menghasilkan sel bergaris-pusat yang mencapai ke tahap 30 000 km dan ujud dalam tempoh beberapa hari.

Tompok-tompok matahari

Fenomena-fenomena lain juga berlaku dipermukaan Matahari, tetapi terjadi mengikut musim. Contoh yang amat terkenal ialah tompok-tompok matahari yang telah dicerapi oleh pakar-pakar astronomi China lebih dari seribu tahun yang lepas. Tompok-tompok matahari kelihatan sebagai zon-zon gelap dipermukaan Matahari. Garis-pusatnya bertukar dari beberapa ribu km hingga seratus ribu km. Tempoh keujudannya juga berubah dari beberapa hari hingga beberapa bulan. Di sini kita juga dapati kawasan yang amat kuat sinarannya yang dipanggil "faculae" yang muncul kelihatan sebelum tompok-tompok matahari keluar. Ia kelihatan kembali beberapa minggu selepas tompok-tompok matahari hilang. Pencerapan secara terus mendedahkan bahawa bilangan tompok-tompok matahari tidak tetap malah berubah mengikut masa. Bilangan tersebut berayun dari 0 sehingga bilangan maksima dalam tempoh 11 tahun. Bilangan maksima tompok-tompok matahari yang terakhir telah dicerapi dalam tahun 2000 dan bilangan ini akan mencapai tahap maksima semula dalam tahun 2011.

Satu kumpulan besar tompok-tompok matahari yang dicerapi oleh SOHO dalam tahun 2000. Kredit : SOHO/MDI (ESA/NASA)

Tompok-tompok matahari adalah suatu kawasan-kawasan di permukaan Matahari dimana suhunya didapati lebih rendah dari suhu purata, lebih-kurang 4000 Kelvin dan bukan 6000 K seperti suhu purata. Ia mengeluarkan kurang sinaran berbanding kawasan sekitarannya, menjadikannya kelihatan lebih gelap. Analisis spektral menjelaskan bahawa di sini terdapat medan magnet yang tinggi. Ini mungkin disebabkan oleh perbezaan suhu ini, namun demikian proses persis yang menghasilkan kesan ini tidak begitu jelas. Beberapa cadangan telah dikemukakan. Terutamanya, kehadiran medan magnet menghalang gas panas dari naik ke permukaan, tetapi ada juga kemungkinan bahawa gelombang magnet yang kuat dibebaskan pada tahap tompok-tompok tersebut yang mencadangkan kehilangan tenaga melalui proses penyejukan.

Kitaran Suria

Tempoh 11 tahun kitaran suria adalah berkaitan dengan kehadiran medan magnet yang juga berkaitan dengan dua fenomena yang lain: perbezaan putaran Matahari dan pergerakan konveksi berdekatan dengan permukaan. Perbezaan putaran ini bermaksud Matahari tidak berputar seperti bebola pejal. Malah ia bergerak dengan tempoh putaran yang berubah bergantung dengan latitudnya dari khatulistiwa. Sebagai contoh, satu putaran di khutub mengambil masa 35 hari, manakala, satu putaran di khatulistiwa pula mengambil masa 25 hari.

Untuk menerangkan kitaran 11 tahun ini, sila bayangkan konsep medan bergaris. Garisan ini adalah garisan bayangan yang menunjuk arah medan magnet yang amat berguna untuk memberi satu gambaran. Dalam tempoh aman, garisan ini menghubung kedua-dua khutub Matahari dengan garisan-garisan ringkas dan lebih-kurang selari mengikut paksinya.

Perubahan putaran inilah yang mempengaruhi persekitaran. Akibatnya, garisan di khatulistiwa bergerak lebih cepat dari garisan di khutub, Ini menyebabkan garisan ini bergolong antara satu sama lain. Selepas beberapa kali putaran penuh, garisan ini menyerupai lingkaran yang bergolong ketat dan amat kuat di kawasan khatulistiwa. Ini menghasilkan satu zon medan magnet yang tinggi.

Dalam masa ini, pergerakan konvektif berdekatan dengan permukaan juga mempengaruhi garisan tersebut yang sudah pun bergolong kuat, mengubahsuai dan memutarkan garisan tersebut. Ini membolehkan garisan yang bergolong ini keluar dari zon konvektif dan membentukkan gerbang keluar dari permukaan Matahari. Di tapak gerbang inilah terdapatnya tompok-tompok matahari. Sedikit demi sedikit bilangannya bertambah, dua demi dua, sehingga mencapai ke puncak bilangannya.

Akhirnya, di pertengahan kitaran ini, medan-medan magnetik ini berinteraksi antara satu sama lain menyebabkan kekuatannya menjadi lemah dengan garisan bertabur di antara tompok-tompok tersebut. Bila fasa ini berakhir, garisan-garisan ini bergolong balik membentuk lingkaran, tetapi mengikut arah bertentangan. Ini membolehkan perbezaan putaran untuk membuka golongan garisan ini dan mengembalikan garisan tersebut ke kedudukan asalnya. Matahari aman kembali lagi tanpa kehadiran tompok-tompok.

Read More »»

Matahari

Sehingga sampai ke kurun ke17 baru pakar-pakar astronomi dapat memahami bahawa matahari ialah sebenarnya bintang biasa seperti bintang-bintang lain di langit. Yang membezakannya cuma kedudukannya yang amat hampir dengan Bumi. Malah, Matahari ialah bintang yang cukup dekat dengan Bumi sehingga membolehkan penyelidikan berlaku dengan lebih teliti. Cuma Matahari sajalah bintang yang mempunyai permukaan yang dapat dicerap dengan kepersisan tinggi. Di samping itu, ia juga merupakan satu langkah asasi dalam usaha kita untuk mempelajari bintang-bintang.

Matahari merupakan satu objek yang agak ringkas, satu bebola gas raksasa bergaris-pusat 1.4 juta km, iaitu 110 kaliganda saiz Bumi. Jisimnya adalah 2000 billion billion billion kg, iaitu 330 000 kaliganda jisim Bumi. 75 peratus daripada jisimnya adalah terdiri daripada hidrogen, 25 peratus helium dan selebihnya terdiri daripada unsur-unsur yang lebih berat.

Struktur dalaman

Struktur dalaman Matahari legap dari pandangan, ini memjadikan penyelidikan teori amat penting untuk memahami fenomena yang berlalu didalamnya. Penyelidikan secara teori ini juga penting untuk menentukan struktur dalamannya. Penyelidikan ini menjelaskan bahawa bahagian dalaman Matahari yang legap dari pandangan adalah terdiri daripada 3 zon-zon: teras, zon radiatif dan zon convektif. Suhu dalaman didapati amat tinggi mencapai ke tahap 15 juta Kelvin. Bahagian ini merupakan 25 peratus daripada garis-pusat Matahari. Disebabkan ketumpatannya yang amat tinggi, ia juga menyumbangkan 60 peratus daripada jumlah jisim Matahari.

Satu imej mozek yang mempamirkan beberapa lapisan yang membentuk Matahari. Bahagian atas gambar menunjukkan bahagian dalaman Matahari yang terdiri daripada 3 lapisan : teras, zon radiatif dan zon convektif. Bahagian bawah gambar menunjukkan lapisan luar yang terdiri daripada fotosfera (bahagian yang dapat kelihatan dan sering menampilkan beberapa tompok matahari), kromosfera dan korona. Gambar ini juga menunjukkan lubang korona, nyala (solar flare) dan prominen. Kredit : SOHO (ESA/NASA)

Mengelilingi teras ialah zon radiatif yang mengeluarkan 55 peratus daripada jumlah tenaga sinaran Matahari. Dalam kawasan ini, tenaga yang dijanakan di dalam teras dibawa keluar oleh foton-foton. Cara pergerakan di sini didapati amat lambat sebab foton sentiasa diserap dan dibebaskan oleh partikel-partikel sekeliling. Dipercayai bahawa foton mengambil masa beberapa ratus ribu tahun untuk meninggalkan Matahari. Tanpa halangan, foton sepatutnya boleh bergerak dalam tempoh beberapa saat sahaja.

Akhirnya, kita sampai ke lapisan luar, iaitu zon konvektif, yang merupakan 30 peratus daripada garis-pusat Matahari. Di sini suhu menurun sehingga ke satu juta Kelvin. Di dalam lapisan ini, tenaga bergerak melalui proses konveksi, iaitu pergerakan melibatkan semua partikel-partikel sekeliling. Gas yang panas dari bahagian dalaman bergerak ke permukaan dan membebaskan tenaga menjadi sejuk dan turun semula ke bahagian dalaman dan seterusnya.

Read More »»

Pluto, Charon dan Eris

Pluto dan Charon

Pluto, yang telah lama dianggap sebagai planet yang terakhir di dalam Sistem Suria, telah ditemui dalam tahun 1930 oleh Clyde Tombaugh. Kini tarafnya diturunkan ketaraf planet kerdil. Orbitnya didapati amat memanjang. Jarak kejauhannya dari Matahari berubah antara 30 dengan 49 AU. Oleh yang demikian, pada masa-masa tertentu ia berada lebih dekat dengan Matahari berbanding Neptun. Ini telah terjadi antara tahun 1979 dan 1999. Orbitnya juga amat condong sehingga mencapai sudut 17 darjah dari dataran ekliptik.

Pluto (sebelah kiri) dan Charon hasil cerapan teleskop angkasa lepas dalam tahun 1994. Charon terdapat pada jarak kejauhan 19 600 km dari Pluto. Kredit : GSFC/NASA

Disebabkan kejauhannya, planet kerdil Pluto amat sukar untuk diselidiki. Ia tidak pernah diterbang-lintasi oleh mana-mana kapal-angkasa pun. Inilah sebabnya sehingga hampir tahun 1978 baru satelit Charon, telah dapat ditemui pada kedudukan 19 600 km dari Pluto. Satu ciri-cirinya yang menarik adalah kedua-duanya mempunyai tempoh putaran yang sama dan lebih menyerupai tempoh orbit bersaling (lebih sedikit daripada 6 hari Bumi). Ini menunjukkan satu fenomena yang sangat menarik dimana kedua-dua objek ini selalu menampilkan muka pada arah yang sama. Dari padangan masing-masing, objek yang bertentangan kelihatan tidak bergerak. Kemudiannya dalam tahun 2005, dua satelit yang lebih kecil yang dipanggil Nix dan Hydra, telah dicerapi oleh teleskop angkasa.

Sistem satelit Pluto dicerapi oleh teleskop angkasa dalam bulan Febuari 2006. Kedua-dua satelit tersebut, yang dipanggil Nix dan Hydra, telah dikenalpasti dalam bulan Mei 2005 menggunakan teleskop yang sama. Kredit : NASA/ESA/H. Weaver (JHU/APL)/A. Stern (SwRI)/HST Pluto Companion Search Team

Satu fenomena yang amat jarang, iaitu Bumi berada di dataran orbit pasangan ini, telah terjadi antara tahun 1985 dan 1990. Dalam masa ini pakar astronomi telah dapat mencerap satu siri yang penuh dengan gerhana serentak dua objek-objek ini. Pakar-pakar tersebut telah dapat menentukan saiz mereka, iaitu 2300 km untuk Pluto dan 1200 km untuk Charon. Jarak antara kedua-dua objek ini didapati kurang daripada 8 kaliganda garis-pusat Pluto.

Permukaan Pluto telah direka-bentuk semula memggunakan maklumat data dari teleskop Hubble yang telah diambil dalam tahun 1994. Gambar ini tidak diambil secara terus, malah imej-imej ini adalah hasil proses digital cerapan teleskop tersebut. Ciri-ciri yang kelihatan berbeza ini mungkin disebabkan oleh sebaran ais di permukaannya. Kredit : NASA/ESA/A. Stern/M. Buie

Cerapan spektroskopik telah mendedahkan bahawa permukaan Pluto diliputi oleh ais dan terdiri terutamanya daripada nitrogen dan sedikit methane. Satu atmosfera nipis juga terdapat pada permukaannya dengan tekanan udara 100 000 kaliganda lebih rendah dari tekanan udara di Bumi. Suhunya pula didapati lebih-kurang -220 celsius.

Eris

Planet kerdil yang kedua diluar orbit Neptun ialah Eris. Ia telah dikenalpasti dalam tahun 2005 dari imej-imej yang telah diambil dalam tahun 2003 dari Balai Cerap Mount Palomar. Dari hasil ukuran teleskop angkasa, Eris telah dijangka mempunyai garis-pusat 2400 km. Ini menjadikannya lebih besar sedikit daripada Pluto. Planet kerdil ini berputar mengelilingi Matahari dalam orbit yang amat membujur. Paling dekat ia berada pada kedudukan 5.6 billion km (37.7 AU) dari Matahari. Paling jauh pula ia berada pada kedudukan 14.6 billion km (97.6 AU).

Planet kerdil Eris dan satelitnya Dysnomia telah digambarkan dalam tahun 2005 oleh Balai Cerap Keck menggunakan teknologi Optik Adaptif. Kredit : W. M. Keck Observatory

Cerapan yang lain dari Balai Cerap Keck juga mendedahkan keujudan satelit Dysnomia yang berputar mengelilingi Eris pada jarak kejauhan 36 000 km.

Read More »»

Neptun

Neptun telah ditemui dalam tahun 1846 oleh Johann Gottfried Galle. Dengan bantuan mekanik selestial kedudukan planet ini telah ditentukan oleh Urbain Le Verrier. Kedudukan ini telah ditentukan sebagai 30 AU dari Matahari. Neptun didapati mempunyai garis-pusat 49 500 km, kecil sedikit dari Uranus. Planet in terdiri terutamanya daripada hidrogen dan helium. Ia mempunyai satu teras yang besar yang terdiri daripada batu-batuan cair, ammonia, dan methane. Teras ini adalah sebesar dua pertiga garis-pusat planet ini. Lapisan berketebalan satu pertiga yang paling luar pula adalah terdiri daripada hidrogen, helium, air dan methane.

Gambar Neptun yang telah diambil dalam tahun 1989 oleh kapal-angkasa Voyager 2 dari jarak kejauhan beberapa juta km. Dapat kelihatan di sini awan putih pada altitud tinggi dan juga tompok hitam yang dijangka terdiri daripada ribut taufan. Kredit : JPL/NASA

Neptun kelihatan berwarna biru disebabkan oleh keujudan methane. Atmosferanya bersifat lebih aktif dari Uranus. Nampak kelihatan di sini satu susunan memanjang awan putih yang terdiri daripada ais methane. Tompok besar berwarna biru pula adalah disebabkan oleh ribut taufan menyerupai sistem yang serupa di permukaan Musytari.

Neptun mempunyai sekurang-kurangnya 13 satelit-satelit. Satu daripada mereka yang didapati amat menarik dipanggil Triton. Satelit ini mempunyai garis-pusat 2700 km dikelilingi oleh satu atmosfera nipis yang terdiri daripada nitrogen. Dalam tahun 1989 kapal angkasa Voyager 2 telah mengukuri bahawa suhu satelit ini adalah paling rendah sekali di Sistem Suria, iaitu -236 Celcius. Permukaan satelit ini penuh diliputi dengan ais nitrogen yang amat kompleks, bentuknya menyerupai pancutan yang mengeluarkan nitrogen sehingga mencapai tahap ketinggian 8 km.

Satu imej mozek Triton yang telah diambil oleh kapal-angkasa Voyager 2 semasa terbang-lintasnya dalam bulan Ogos 1989. Kredit : NASA/JPL

Amat menghairankan, Triton berputar mengelilingi neptun dalam orbit retrograde. Pencerapan ini menunjukkan bahawa satelit ini menghampiri planet Neptun tanpa berhenti dibawah pengaruh tarikan graviti. Oleh yang demikian, dalam beberapa puluh juta tahun ia dijangka akan pecah dan menghasilkan satu sistem gegelang mengelilingi planet ini. Namun begitu buat masa ini, Neptun dikelilingi oleh 4 gegelang yang terdiri daripada debu. Gegelang ini didapati ganjil dan memaparkan beberapa bahagian yang tumpat yang membuatnya kelihatan seperti gerbang.

Read More »»

Uranus

Uranus telah ditemui oleh William Herschel dalam tahun 1781 secara kebetulan. Ia didapati pada kejauhan 19 AU dari Matahari. Ia mempunyai garis-pusat 51 800 km yang menjadikannya planet ketiga besar di Sistem Suria. Uranus terdiri terutamanya daripada hidrogen dan helium, sedikit methane dan sedikit kesan beberapa unsur-unsur yang lain. Uranus kelihatan biru kehijauan seragam dan tidak mempunyai ciri-ciri tertentu. Warnanya adalah sumbangan methane yang ujud dalam atmosfera luarnya.

Satu imej Uranus yang diambil oleh kapal-angkasa Voyager 2 dalam bulan Januari 1986. Kredit : JPL/NASA

Putaran planet ini didapati agak cepat. Satu putaran atas paksinya mengambil masa 17 jam. Putaran ini berbeza disebabkan paksi putarannya condong hampir selari dengan dataran orbitnya, tidak menegak seperti paksi planet-planet yang lain. Situasi yang menghairankan ini mungkin disebabkan oleh perlanggaran Uranus dengan satu objek lain yang amat tinggi jisimnya.

Gambar Uranus yang menyerupai bulan sabit yang telah diambil oleh kapal-angkasa Voyager 2 dalam tahun 1986 dari jarak kejauhan 800 000 km. Kredit : JPL/NASA

Planet Uranus mempunyai sekurang-kurangnya 24 satelit-satelit. Dua daripada mereka yang terbesar sekali dikenali sebagai Titania dan Oberon. Ia dikelilingi oleh beberapa gegelang halus yang terdiri daripada ais bergaris-pusat beberapa meter, yang gelap dan tidak begitu berkilat.

Read More »»

Satelit-satelit Zuhal

Bertaburan mengelilingi planet Zuhal adalah 34 satelit-satelitnya. Antara mereka yang paling menarik ialah satelit Titan yang bergaris-pusat 5150 km. Terdapat juga 6 satelit-satelit yang bergaris-pusat sederhana iaitu antara 400 dan 1500 km. Satelit-satelit sederhana tersebut dikenali sebagai Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea dan Iapetus, disenaraikan sedemikian menurut kejauhan meninggi dari pusat Zuhal. Planet ini juga mempunyai beberapa satelit-satelit yang lebih kecil, yang dijangka ujud hasil hentaman atau perlanggaran antara objek-objek sistem suria. Berkemunkinan juga sebahagiannya adalah objek asteroid yang terperangkap akibat tarikan graviti Zuhal.

Sekumpulan satelit-satelit utama Zuhal hasil cerapan kapal angkasa-kapal angkasa Voyager. Kredit : NASA/JPL/Caltech

Satelit-satelit Mimas dan Tethys didapati penuh dengan kawah. Terutamanya, satu kawah terbesar dipermukaan Mimas. Kawah ini bergaris-pusat satu pertiga garis-pusat satelit tersebut. Sebaliknya pula, Enceladus diliputi dengan lapisan ais yang tulin. Permukaan tanpa kawah ini menunjukkan satu aktiviti geologi yang terjadi tidak berapa lama dulu, mungkin kurang dari 100 juta tahun yang lepas. Aktiviti ini mungkin disebabkan oleh interaksi graviti antara Enceladus, Dione dan Zuhal. Ini serupa dengan satu proses yang berlaku diantara Io dan Musytari.

Satu imej Mimas yang diambil oleh kapal angkasa Cassini dalam bulan Ogos 2005. Mimas mempunyai garis-pusat 389 km dan menyerupai bentuk "Death star" dari filem "Star Wars" disebabkan keujudan kawah bergaris-pusat 130 km yang dipanggil Herschel. Kredit : NASA/JPL/Space Science Institute

Kesemua satelit-satelit Dione, Rhea dan Iapetus mempunyai hemisfera yang berbeza. Satelit-satelit Dione dan Rhea diliputi penuh dengan kawah-kawah yang bertaburan di permukaan satu hemisfera dan permukaan yang licin bertaburan bentukan jaluran asing pula pada satu hemisfera yang lain. Perbezaan hemisfera ini lebih ketara pada permukaan Iapetus dimana satu hemisferanya kelihatan gelap sementara satu lagi cerah. Pakar-pakar planet percaya hemisfera yang gelap ini adalah akibat kedudukannya yang begitu hampir dengan dengan satelit Pheobe. Pheobe adalah satu asteroid tua yang terperangkap dalam orbit Zuhal. Ia terdiri daripada bahan-bahan gelap yang sedikit demi sedikit bebas dan mendarat kepermukaan Iapetus dan menghasilkan satu hemisfera yang gelap.

Gambar permukaan Iapetus ini adalah hasil gabungan imej-imej yang diambil oleh kapal angkasa Cassini dalam bulan Disember 2004. Kelihatan di sini 2 jenis permukaan yang amat berbesa. Juga kelihatan banjaran misteri dibahagian khatulistiwa nya. Kredit : NASA/JPL/Space Science Institute

Read More »»

Titan

Satelit Zuhal yang terbesar sekali ialah Titan. Ia telah dikenali buat pertama kalinya oleh pakar astronomi Belanda Christiaan Huygens dalam tahun 1655. Dengan garis-pusat yang mencapai 5150 km, Titan merupakan satelit yang kedua besarnya di dalam sistem suria kita, kurang sedikit besarnya dari satelit Ganymede, tahap yang melebihi saiz Utarid dan Pluto. Putarannya mengelilingi Zuhal dan pusingan diatas paksinya membentuk satu period yang serentak iaitu iaitu masa 15 hari dan 23 jam Bumi. Oleh yang demikian, permukaan yang sama sentiasa menghadap Zuhal, seperti Bulan kita.

Satu imej Titan diambil dari kapal angkasa Cassini dalam bulan Julai 2004. Satelit ini menunjukkan satu aspek warna jingga yang terkenal. Tetapi filter ultra-unggu telah digunakan untuk mendedahkan lapisan stratosfera (kelihatan unggu). Kredit : NASA/JPL/Space Science Institute

Gambar-gambar pertama dalam perjalanan menghampiri Titan telah diambil oleh kapal angkasa Voyager 1 dalam tahun 1980. Ia telah menunjukkan atmosfera yang berwarna jingga dan lapisan dalaman yang legap dari pandangan. Kajian spektral mendedahkan bahawa udaranya adalah terdiri terutamanya daripada Nitrogen (seperti Bumi) dengan sedikit gas methane dan argon. Juga terdapat sedikit kesan ethane, karbon-monoksida. Permukaan Titan telah dijangka mencapai kesejukan -178 selsius dan kepadatan udara 1.5 Bar.

Satu imej Titan dalam warna buatan yang diambil dari kapal angkasa Cassini dalam bulan Oktober 2004. Cerapan ini telah dibuat dalam bahagian infra-merah, cara yang sesuai supaya atmosfera tersebut kelihatan lut sinar. Zon yang ditunjuk didalam kotak adalah tempat Huygens telah mendarat. Kredit : NASA/JPL/University of Arizona

Sekarang ini, cerapan keatas permukaan Titan telah dapat dibuat dalam gelombang panjang seperti infra-merah dimana atmosferanya akan kelihatan lut sinar. Dengan menggunakan cara inilah, teleskop angkasa lepas telah dapat mencerap imej-imej pertama dalam tahun 1994 dan menunjukkan satu zon cerah berluasan 4000 km yang dinamakan Xanadu. Dengan ketibaan Cassini dalam tahun 2004, zon ini dapat diselidiki dengan lebih teliti. Satu demi satu penerbangan lintas dapat membentuk satu imej permukaan Titan yang lebih tepat. Ia telah mengesahkan keujudan zon cerah tersebut, dan seterusnya mendedahkan struktur baru, terutamanya bentukan jaluran panjang.

Hasil gabungan imej permukaan Titan yang telah diambil dari kapal angkasa Huygens semasa turun. Kredit : ESA/NASA/JPL/University of Arizona

Satu kajian keatas permukaan Titan yang dapat dijalankan ialah tempatnya mendarat. Ini telah dapat dicapai pada 14 Januari 2005 yang lepas dimana kapal angkasa Huygens dari ESA, selepas satu perjalanan yang jauh, yang mengambil masa 7 tahun bersama Cassini. Pendaratan Huygens telah mengeluarkan satu gambar yang amat menakjubkan, hasil keujudan gas methane yang mempunyai fungsi yang penting, sepenting fungsi air di permukaan Bumi. Imej zon gelap, dijangka tasik yang telah kering dan zon cerah pula dijangka terdiri daripada bahagian tinggi dimana bermulanya haliran sungai-sungai. Perhubungan secara terus dengan permukaan Titan telah dapat mendedahkan bahawa ketumpatannya permukaannya menyerupai pasir lembut dan diliputi lapisan nipis permukaan yang agak keras.

Permukaan Titan diambil dari kapal angkasa Huygens pada 14 Jamuari 2005. Sebagai ukuran, objek di tengah dan sedikit kekiri berada dikedudukan 85 cm dan bergaris-pusat 15 cm. Permukaannya terdiri daripada satu campuran air dan hidrokarbon. Juga kelihatan kesan hakisan yang dapat boleh dijelaskan oleh keujudan unsur cair. Kredit : NASA/JPL/University of Arizona

Read More »»

Zuhal

Selepas Musytari, sampailah kita ke planet Zuhal yang berputar mengelilingi Matahari dari kejauhan 9.5 AU. Bergaris-pusat 121 000 km, ia merupakan planet kedua besarnya di Sistem Suria. Ia terkenal terutamanya disebabkan oleh sistem gegelangnya. Seperti Musytari, ia berputar di atas paksinya dengan cepat, iaitu dalam masa 10 jam. Ia terdiri terutamanya daripada hidrogen dan helium dengan ketumpatan 0.69 kali ganda ketumpatan air.

Planet ini telah diselidiki pada masa yang lepas dengan menggunakan 3 kapal-angkasa: Pioneer 11 dalam tahun 1979, Voyager 1 dalam tahun 1980 dan Voyager 2 dalam tahun 1981. Kapal angkasa tersebut telah mendedahkan kerumitan sistem gegelang tersebut dan telah berjaya mencerap dengan jelasnya permukaan Zuhal. Permukaan tersebut lebih pucat warnanya berbanding dengan permukaan Musytari. Walau macamanapun jalur kekuningan selari dengan khatulistiwa dan bintik-bintik putih dapat kelihatan dengan jelas.

Imej Zuhal yang telah diambil oleh kapal-angkasa Cassini dalam bulan November 2003 dari jarak kejauhan 111 million km. Kredit : NASA/ESA

Struktur dalaman Zuhal dijangka agak serupa dengan Musytari. Ciri-ciri permukaan planet ini yang kelihatan agak mendatar mencadangkan teras yang agak besar. Medan magnet menunjukkan bahawa lapisan hidrogen logam yang kurang tebal. Di altitud tinggi, atmosfera Zuhal adalah menyerupai Musytari dengan tiga lapisan yang sama (NH3, NH4SH, HO) dan struktur jalur kekuningannya juga selari dengan khatulistiwa. Kepucatan warnanya adalah disebabkan oleh kekurangan tarikan graviti Zuhal yang menyebabkan ketiga-tiga lapisan tersebut tersebar keatas keluasan beberapa ratus km, dan bukan keluasan beberapa puluh km saja seperti yang berlaku di atas permukaan planet Musytari. Ini menyebabkan lapisan dalamannya dilindungi oleh kabus berketebalan beberapa ratus km.

Seperti jirannya, Zuhal mengeluarkan tenaga yang lebih tinggi tanpa menerima sedikit pun, pada tahap lebih kurang 2.5 kali ganda lebih tinggi. Ini mungkin adalah disebabkan oleh tenaga yang dikumpulnya semasa fasa pembentukan planet ini. Hujan helium turun kepermukaannya seperti hujan air turun kepermukaan Bumi. Pergerakan ini menyebabkan pertukaran tenaga tarikan graviti kepada tenaga haba. Ia juga dapat menjelaskan kekurangan helium yang tertinggal di lapisan luar.

Gegelang

Gegelang Zuhal telah dicerap buat pertama kalinya oleh Galileo dalam tahun 1610. Pada masa itu gegelang tersebut kelihatan seperti 2 satelit Zuhal. Pada tahun 1655, Christian Huygens telah dapat mencerap objek ini sebagai satu gegelang. Gegelang tersebut cuma dapat dicerapi sebagai beberapa gegelang-gegelang unik beberapa tahun kemudian, terutamanya oleh Cassini dalam tahun 1675 yang telah dapat mencerap dengan teliti rongga diantara gegelang tersebut.

Gambar gegelang Zuhal yang telah diambil oleh kapal-angkasa Cassini 9 hari sebelum ia masuk ke orbit Zuhal, dari jarak kejauhan 6.4 million km. Gegelang ini adalah terdiri daripada air dalam bentuk pejal. Perbezaan warna mungkin disebabkan oleh pencemaran oleh beberapa unsur-unsur seperti batu. Kredit : NASA/JPL/Space Science Institute

Bahagian luar gegelang tersebut mempunyai garis-pusat lebih kurang 600 000 km dengan ketebalan yang kurang dari 2 km. Gambar yang telah diambil oleh kapal-angkasa tersebut mendedahkan bahawa gegelang lebar yang dapat kelihatan dari Bumi ini adalah terdiri daripada beberapa gegelang-gegelang halus yang duduk sebelah-menyebelah. Setiap satu gegelang ini adalah terdiri daripada berjenis-jenis objek pejal yang berputar mengelilingi planet Zuhal dengan kelajuan yang semakin tinggi semakin dekat kedudukannya dengan planet Zuhal. Objek-objek ini terdiri terutamanya daripada ais pejal dan batu-batuan bersalji. Objek-objek ini bersaiz dari beberapa milimeter hingga beberapa puluh meter.

Pakar-pakar planet percaya bahawa gegelang tersebut adalah hasil pecahan satelit yang bergerak terlalu dekat dengan planet Zuhal. Bayangkan satu objek besar yang hanyut mendekati planet Zuhal. Setiap satu kedudukan di dalam objek tersebut mengalami tarikan graviti Zuhal yang berbeza disebabkan perbezaan kejauhan masing-masing kedudukan tersebut dari Zuhal. Tarikan ini amat tinggi di bahagian yang berhadapan dengan planet dan paling kurang di bahagian yang terjauh. Bila perbezaan tarikan graviti mencapai tahap yang terlalu tinggi, ia akan menarik dan memecahkan objek tersebut serupa dengan kenaikan paras air di permukaan Bumi semasa fasa bulan purnama. Pecahan tersebut berlaku bila tarikan gelombang (serupa dengan paras air) melebihi tarikan kepaduan objek tersebut. Ini berlaku bila objek tersebut mendekati planet Zuhal melintasi sempadan yang dipanggil the limit of Rock. Tarikan gelombang tersebut menyebabkan objek yang telah hancur ini tidak dapat bercantum semula.

Gambar dataran besar gegelang Zuhal yang telah diambil oleh kapal-angkasa Cassini semasa ia masuk kedalam orbit mengelilingi Zuhal dalam bulan Julai 2004. Kredit : NASA/JPL/Space Science Institute

Zuhal dikelilingi oleh beberapa satelit-satelit yang berinteraksi dengan gegelangnya. Bulan Mimas menyebabkan terciptanya rekahan terbesar diantara gegelang-gegelang tersebut, rekahan yang dipanggil Cassini's division. Bagi objek yang terdapat di dalam rekahan ini, satu pusingan orbitnya akan mengambil masa separuh pusingan Mimas. Ini menyebabkan ujudnya kesan resonance seperti yang terjadi keatas Musytari dan asteriods. Satelit-satelit yang lain, menerima kesan yang bertentangan. Walaupun bergerak dengan harmoni, mereka selalunya menghadkan pergerakan objek-objek kecil dalam orbit yang tertentu.

Kapal-angkasa Cassini-Huygens

Pengetahuan kita keatas planet Zuhal dan satelit-satelitnya akan membuat lompatan yang tinggi dengan misi Cassini-Huygens, hasil kerjasama antara NASA dan ESA. Kapal-angkasa ini telah dilancarkan dalam bulan Oktober 1997 dan telah sampai ke planet Zuhal dalam bulan Julai 2004. Sehingga ke hari ini, misi ini telah menunjukkan satu contoh pergerakan bola billiard antara planet yang menakjubkan dengan bantuan daya pecutan yang melibatkan 4 planet iaitu dua kali terbang-lintas Zuhrah, sekali terbang-lintas Bumi dan sekali terbang lintas Musytari dalam tahun 2000.

Misi ini terdiri daripada 2 bahagian, kapal orbiter yang akan berputar mengelilingi Zuhal selama 4 tahun dan jangka penduga yang telah diturunkan kedalam atmosfera Titan. Kapal orbiter yang dipanggil Cassini akan dapat menyelidiki atmosfera Zuhal, sistem gegelang dan medan magnetnya dalam jangka masa yang lama, terutama sekali semasa ribut taufan. Ia akan bergerak berdekatan dengan satelit-satelit Zuhal terutama sekali satelit Titan dimana pencerapan keatas atmosfera dan permukaannya akan diberi perhatian yang lebih. Jangka penduga misi ini yang dipanggil Huygens telah mendarat kepermukaan satelit Titan dalam bulan Januari 2005. Ia akan cuba menyelidiki komposisi atmosfera Titan semasa turun yang telah mengambil masa 2 jam setengah. Sesampai ke permukaan pula Huygens akan dapat membuat satu analisis keatas satu contoh permukaan. Dua peralatan ini dinamakan sedemikian sempena dua pakar astronomi kurun ke 17. Christiaan Huygens ialah pakar astronomi Belanda yang pertama sekali yang mendapati bahawa Zuhal adalah terdiri daripada planet dan sistem gegelangnya dan pakar astronomi Itali Jean-Dominique Cassini yang pertama sekali mencerap rekahan didalam gegelang tersebut.

Read More »»

Satelit-satelit Musytari

Bertaburan mengelilingi Musytari terdapat sekurang-kurangnya 61 satelit-satelit berputar dalam orbit masing-masing. 4 daripada mereka yang terbesar telah ditemui oleh Galileo dalam tahun 1610. Satelit-satelit tersebut dikenali sebagai Io, Europa, Ganymede dan Callisto, disenaraikan sedemikian menurut kejauhan meninggi dari pusat Musytari. 2 satelit-satelit yang pertama adalah besar dan menyerupai Bulan manakala 2 satelit-satelit yang selainnya lebih menyerupai Utarid. Kapal angkasa-kapal angkasa Voyager dalam tahun 1979 dan seterusnya Galileo antara tahun 1995 dan 2003 telah merakam imej-imej satelit-satelit besar ini dan mendedahkan 4 dunia yang amat berbeza.

Satu susunan 4 satelit-satelit besar yang dipanggil satelit-satelit galilean, disenarai mengikut saiz mengecil: Ganymede, Callisto, Io dan Europa. Kredit : NASA/JPL

Dalam perjalan menjauhi Musytari, satelit galilean yang pertama kita temui ialah Io. Ia berada pada kejauhan 421 6000 km dari planet ini dan mempunyai garis-pusat 3630 km. Io mengalami aktiviti gurung berapi yang amat kuat, yang membebaskan banyak bahan-bahan mineral. Satelit ini kelihatan kuning dan merah menyerupai pizza. Aktiviti gunung berapi ini adalah sumbangan tarikan graviti bersama dari Musytari, Europa dan Ganymede. Tarikan ini mengubahsuai struktur dalaman satelit ini sambil mengeluarkan tenaga geseran yang menaikkan haba dan bebas dalam bentuk gunung berapi. Oleh yang demikian, permukaan Io sentiasa mengalami proses pembaharuan setiap kali gunung berapi meletup. Ini menyebabkan kawah hasil hentaman objek asing jarang dijumpai di satelit ini.

Satu susunan caldeira di permukaan Io, dicerapi dalam tahun 1999 oleh kapal angkasa Galileo. Kredit : NASA/JPL

Seterusnya kita temui pula satelit Europa yang berada pada kejauhan 670 900 km dari pusat Musytari. Ia mempunyai garis-pusat 3138 km dan permukaan yang amat licin terbentuk dari air yang pejal dan penuh dengan rekahan sepanjang beberapa ribu km. Ciri-ciri ini dapat dijelaskan jika pada satu ketika dulu permukaan Europa cair semasa proses pasang-surut sebelum membeku semula menghasilkan satu sistem rekahan besar. Proses pasang-surut ini dapat mengeluarkan haba yang cukup untuk membolehkan air ujud dalam bentuk cair dibawah permukaan Europa yang pejal. Ini difikir boleh menampung ide keujudan unsur-unsur hidup di bawah permukaan Europa.

Permukaan Europa yang penuh dengan rekahan. Perbezaan warna adalah disebabkan oleh zarah-zarah halus dalam ais. Gambar ini adalah hasil gabungan imej-imej yang diambil oleh kapal angkasa Galileo antara tahun 1996 dan 1997. Kredit : NASA/JPL

Satelit galilean yang ketiga pula dikenali sebagai Ganymede yang berada pada kejauhan 1 070 juta km. Ia mempunyai garis-pusat 5268 km dan ini memjadikannya satelit yang terbesar sekali di dalam Sistem Suria. Ganymede mempunyai permukaan yang kelihatan dalam 2 warna. Di dalam zon yang gelap terdapat banyak kawah-kawah. Zon ini dijangka terdiri daripada permukaan yang asal. Di dalam zon gelap tersebut ini terdapat juga zon cerah yang mempunyai sedikit kawah tapi penuh dengan rekahan-rekahan selari. Zon cerah ini dijangka mengandungi bahan-bahan yang muncul dari bawah permukaan satelit. Bahan-bahan ini dijangka tersebar melalui plet tektonik.

Satu kawasan yang amat tua penuh dengan kawah hentaman di permukaan Ganymede yang dicerapi dalam tahun 1996 oleh kapal angkasa Galileo. Kredit : NASA/JPL

Pada kejauhan 1 883 juta km dari pusat Musytari, kita temui satelit galilean yang keempat yang dipanggil Callisto. Ia mempunyai garis-pusat 4806 km. Berbeza dari satelit-satelit galilean yang lain Callisto mempunyai permukaan yang diliputi dengan kawah-kawah secara keseluruhan dan seragam. Disebabkan kedudukannya yang agak jauh dari Musytari, ia tidak mengalami tarikan graviti yang begitu kuat berbanding dengan satelit-satelit galilean yang lain. Oleh yang demikian, permukaan asalnya tidak mengalami proses pembaharuan dalaman.

Secara tidak diduga, terdapat satu kawasan di permukaan Callisto yang mempamirkan sedikit saja kawah-kawah kecil. Imej ini telah diambil oleh kapal angkasa Galileo dalam tahun 1996. Kredit : NASA/JPL

Read More »»

Musytari

Meninggalkan lingkaran asteroid, kita masuk pula ke ruang angkasa planet Musytari. Planet Musytari ini terletak pada kejauhan 5.2 AU dari Matahari. Pada bahagian khatulistiwa ia mempunyai garis-pusat 143 000 km, iaitu 11 kaliganda garis-pusat Bumi. Dengan jisimnya yang hampir 320 kaliganda jisim Bumi, Musytari mempunyai jisim 2 kaliganda jumlah jisim semua planet-planet di Sistem Suria. Ketumpatannya adalah lebih kurang 1.3 kaliganda ketumpatan air, iaitu sederhana berbanding Bumi yang berketumpatan 5.5 kaliganda ketumpatan air. Ukuran ketumpatan yang rendah ini telah dikesani mulai tahun 1930an sebagai keunggulan 2 unsur yang paling ringan iaitu hidrogen dan helium.

Musytari ialah satu objek yang paling menarik di langit malam. Melalui teleskop yang paling kecil sekali pun kita dapat melihat jaluran selari di permukaannya. Bentukan lain pun dapat kelihatan seperti bentukan membujur dan zon berwarna merah. Bentukan ini telah dapat dicerapi sejak kurun ke17. Juga nampak kelihatan beberapa zon putih dan bentukan membujur yang berwarna perang. Satu lagi ciri-cirinya yang menarik ialah sifat mendatar akibat putarannya yang amat laju. Musytari mengambil masa 10 jam untuk membuat satu putaran penuh atas paksinya, kelajuan ini yang amat menakjubkan memandangkan betapa besarnya planet ini.

Satu gambar hasil cantuman imej-imej yang diambil oleh kapal angkasa Cassini semasa terbang-lintasnya dalam tahun 2000. Kredit : NASA/JPL/Space Science Institute

Hasil analisis spektral kapal angkasa-kapal angkasa Pioneer 10 dalam tahun 1973, Pioneer 11 dalam tahun 1974, Voyager 1 dan Voyager 2 dalam tahun 1979 kita telah dapat mengesahkan bahawa planet Musytari adalah terdiri terutamanya daripada hidrogen (82 peratus dari jumlah jisimnya), dan helium (17 peratus), dan sedikit kesan dari unsur methane (CH4) dan ammonia (NH3). Kapal angkasa-kapal angkasa tersebut juga telah mendedahkan keujudan gegelang halus didataran khatulistiwanya, yang terdiri daripada debu dan batu-batuan halus. Planet ini juga telah diterbang-lintasi oleh Ulysses dalam tahun 1992 dan Cassini dalam tahun 2000, tetapi maklumat yang paling penting telah dikumpul sejak akhir-akhir ini semasa misi Galileo.

Kapal angkasa Galileo telah dilancarkan dalam tahun 1989 oleh pesawat ruang angkasa Atlantis dan sampai ke ruang orbit Musytari dalam tahun 1995 lalu berputar mengelilinginya. Misi ini tamat dalam tahun 2003 dengan kejatuhannya dari orbit dan pecah dibawah tekanan atmosfera Musytari. Dalam masa pencerapan Galileo sepanjang 8 tahun, ia telah mengumpul maklumat yang menakjubkan tentang atmosfera Musytari, magnetospherenya, sistem gegelangnya dan satelit-satelitnya. Tambahan pula, jangka penduga yang telah diturunkan kedalam atmosfera Musytari sesampai saja Galileo dulu, telah dapat menghasilkan kajian secara terus keatas atmosfera Musytari, terutama awan dan anginnya. Jangka penduga ini telah dapat menhantar balik maklumat tersebut dalam jangkamasa 57 minit sebelum ia pecah akibat tekanan tinggi atmosfera Musytari.

Satu imej berwarna buatan yang menunjukkan bintik merah besar, yang diambil dalam gelombang infra-merah oleh kapal angkasa Galileo dalam tahun 1996. Kredit : NASA/JPL

Struktur dalaman dan atmosfera

Struktur dalaman Musytari telah dapat dikaji melalui beberapa jenis cerapan. Cara planet ini diubahsuai akibat putarannya telah membolehkan kita menentukan bahawa di pusatnya terdapat teras batuan yang mempunyai radius 10 000 km. Di atas teras ini terdapat lapisan cair berketebalan 40 000 km yang terdiri daripada hidrogen cair yang bersifat logam. Ini adalah akibat tekanan yang amat tinggi, iaitu 3 juta kaliganda tekanan di Bumi. Dibawah tekanan sebegitu tinggi pergerakan elektron tidak terikat kepada pusat atom malah ia bebas bergerak. Oleh yang demikian, ia dapat membawa haba dan kuasa elektrik dan menghasilkan medan magnet. Dalam kata lain, hidrogen dalam bentuk cair bila menerima tekanan sebegitu tinggi bersifat seperti logam. Di atas lapisan ini terdapat satu lagi lapisan hidrogen cair yang berketebalan 20 000 km dimana molikul hidrogen cair hilang sifat logamnya. Akhir sekali, menghampiri permukaan Musytari kita dapati satu lapisan nipis yang terdiri daripada molikul hidrogen dalam bentuk gas. Lapisan ini mempunyai ketebalan 1000 km saja.

Struktur nyata di permukaan Musytari, terutamanya bintik merah, terdapat dalam ketinggian 100 km dari dasar lapisan gas hidrogen. Hasil cerapan kapal angkasa-kapal angkasa yang lepas telah menggalakkan pakar-pakar planet dalam cadangan mereka bahawa lapisan 100 km ini terbahagi kepada 3 lapisan. Seperti yang dikesani oleh jangka pendugga yang pernah turun kepermukaan Musytari, antara 3 lapisan ini, yang paling atas sekali adalah terdiri daripada awan ammonia (NH3). Di bawahnya pula terdapat awan ammonium (NH3SH) dan lapisan yang terakhir sekali adalah terdiri daripada air beku (HO). Struktur ini telah menghasilkan corak berwarna di permukaan Musytari sebab setiap lapisan mempunyai warna tersendiri : merah, putih dan perang, menurut arah menurun.

Satu gambar berwarna buatan zon putih membujur yang terdapat di permukaan Musytari. Gambar hasil cerapan Galileo dalam tahun 1997. Kredit : NASA/JPL

Warna Musytari bergantung kepada ketinggian awan dilapisan paling atas sekali, ini dipengaruhi oleh tekanan udara dikedudukan tersebut. Jaluran selari di zon khatulistiwa terbentuk akibat kekerapan putaran Musytari. Jaluran ini terdiri daripada gas panas yang muncul dari dalam, mendedahkan awan putih dari lapisan dalam, dan menjunamkan semula gas sejuk kelapisan dalaman dan mendedahkan awan perang pula yang terdapat di lapisan paling bawah. Struktur bujur berlapisan warna di dalam jaluran ini sebenarnya adalah sejenis sistem ribut taufan. Warna ini juga bergantung kepada ketinggian awan yang kelihatan dari luar. Oleh yang demikian, zon merah ialah satu pergerakan awan di lapisan tertinggi.

Semasa mengkaji radiasi dari Musytari, pakar-pakar planet terjumpa satu fenomena yang menghairankan : planet ini mengeluarkan 1.5 kaliganda lebih tenaga dari yang diterima. Ini mungkin boleh menjelaskan kenapa suhu naik dalam perjalanan jangka pendugga turun mengharungi atmosfera Musytari. Radiasi ini juga bertanggung-jawap menyibarkan awan wap. Fenomena ini mungkin dapat dijelaskan oleh fakta bahawa Musytari masih lagi membebaskan tenaga yang telah dikumpulnya semasa ia dicipta satu masa dulu.

Read More »»

Ciri-ciri orbit objek-objek utama

Objek	Tempoh orbit	Paksi semi-major (10^6 km)	Paksi semi-major (UA)	Eksentrisiti orbit	Sudut kecondongan orbit (darjah)
Utarid	87,97 hari	57,91	0,387	0,206	7,00
Zuhrah	224,7 hari	108,2	0,723	0,0068	3,40
Bumi	365,26 hari	149,6	1	0,0167	0
Marikh	1 t 322 h	227,9	1,524	0,093	1,851
Musytari	11 t 315 h	778,3	5,203	0,048	1,305
Zuhal	29 t 167 h	1429	9,555	0,056	2,484
Uranus	84 t 27 h	2875	19,22	0,046	0,770
Neptun	164 t 280 h	4504	30,11	0,0086	1,77
Pluto	247 t 250 h	5900	39,44	0,246	17,1
Eris	557 t	10 130	67,7	0,440	44,2

Satelit Musytari dipanggil Io digambarkan dalam tahun 1998 oleh kapal-angkasa Galileo dari jarak kejauhan 294 000 km. Kredit : NASA/JPL

Objek	Tempoh orbit (hari)	Paksi semi-major (km)	Eksentrisiti orbit	Sudut kecondongan orbit (darjah)
Bulan	27,32	384 400	0.0554	5,16
Io	1,769	421 800	0,0041	0,036
Europa	3,551	671 100	0,0094	0,469
Ganymede	7,155	1 070 400	0,0011	0,170
Callisto	16,69	1 882 700	0,0074	0,187
Mimas	0,942	185 600	0,0206	1,566
Enceladus	1,370	238 100	0,0001	0,010
Thetys	1,888	294 700	0,0001	0,168
Dione	2,737	377 400	0,0002	0,002
Rhea	4,518	527 100	0,0009	0,327
Titan	15,95	1 221 900	0,0288	1,634
Iapetus	79,33	3 560 800	0,0284	7,570
Miranda	1,413	129 900	0,0013	4,338
Ariel	2,520	190 900	0,0012	0,041
Umbriel	4,144	266 000	0,0039	0,128
Titania	8,706	436 300	0,0011	0.079
Oberon	13,46	583 500	0,0014	0.068
Triton	5,877	354 800	0,0000	156,83
Charon	6,387	19 599	0,0022	96,15

Read More »»