Cara Mengukur Jarak Bintang Memakai Metode Paralaks Dan Dengan Bintang Cepheid

Bagaimanakah bahwasanya para astronom untuk sanggup menghitung dan mengetahui jarak diantara benda-benda langit menyerupai bintang, planet, galaksi, dsb. dengan memakai metode penentuan jarak bintang dan objek benda langit lainnya para astronom sanggup mengetahui jarak bintang dan benda langit lainnya.

1. Mengukur Jarak Bintang Menggunakan Metode Paralaks

Paralaks yakni perbedaan latar belakang yang tampak ketika sebuah benda yang membisu dilihat dari dua daerah yang berbeda . Kita bisa mengamati bagaimana paralaks terjadi dengan cara yang sederhana. Acungkan jari telunjuk pada jarak tertentu (misal 30 cm) di depan mata kita. Kemudian amati jari tersebut dengan satu mata saja secara bergantian antara mata kanan dan mata kiri. Jari kita yang membisu akan tampak berpindah daerah alasannya yakni arah pandang dari mata kanan berbeda dengan mata kiri sehingga terjadi perubahan pemandangan latar belakangnya. “Perpindahan” itulah yang memperlihatkan adanya paralaks.

Paralaks juga terjadi pada bintang, setidaknya begitulah yang diperlukan oleh pemerhati dunia astronomi ketika model heliosentris dikemukakan pertama kali oleh Aristarchus (310-230 SM). Dalam model heliosentris itu, Bumi bergerak mengelilingi Matahari dalam orbit yang berbentuk lingkaran. Akibatnya, sebuah bintang akan diamati dari tempat-tempat yang berbeda selama Bumi mengorbit. Dan paralaks akan mencapai nilai maksimum apabila kita mengamati bintang pada dua waktu yang berselang 6 bulan (setengah periode revolusi Bumi). Namun ketika itu tidak ada satu orangpun yang sanggup mendeteksinya sehingga Bumi dianggap tidak bergerak (karena paralaks dianggap tidak ada). Model heliosentris lalu ditinggalkan orang dan model geosentrislah yang lebih banyak digunakan untuk menjelaskan sikap alam semesta.

Paralaks pada bintang gres bisa diamati untuk pertama kalinya pada tahun 1837 oleh Friedrich Bessel, seiring dengan teknologi teleskop untuk astronomi yang berkembang pesat (sejak Galileo memakai teleskopnya untuk mengamati benda langit pada tahun 1609). Bintang yang ia amati yakni 61 Cygni (sebuah bintang di rasi Cygnus/angsa) yang mempunyai paralaks 0,29″. Ternyata paralaks pada bintang memang ada, namun dengan nilai yang sangat kecil. Hanya keterbatasan instrumenlah yang menciptakan orang-orang sebelum Bessel tidak bisa mengamatinya. Karena paralaks yakni salah satu bukti untuk model alam semesta heliosentris (yang dipopulerkan kembali oleh Copernicus pada tahun 1543), maka inovasi paralaks ini menimbulkan model tersebut semakin berpengaruh kedudukannya dibandingkan dengan model geosentris Ptolemy yang banyak digunakan masyarakat semenjak tahun 100 SM.

Setelah paralaks bintang ditemukan, penghitungan jarak bintang pun dimulai. Lihat ilustrasi di bawah ini untuk memperlihatkan citra bagaimana paralaks bintang terjadi. Di posisi A, kita melihat bintang X mempunyai latar belakang XA. Sedangkan 6 bulan kemudian, yaitu ketika Bumi berada di posisi B, kita melihat bintang X mempunyai latar belakang XB. Setengah dari jarak sudut kedua posisi bintang X itulah yang disebut dengan sudut paralaks. Dari sudut inilah kita bisa hitung jarak bintang asalkan kita mengetahui jarak Bumi-Matahari.

Dari geometri segitiga kita ketahui adanya kekerabatan antara sebuah sudut dan dua buah sisi. Inilah landasan kita dalam menghitung jarak bintang dari sudut paralaks (lihat gambar di bawah). Apabila jarak bintang yakni d, sudut paralaks yakni p, dan jarak Bumi-Matahari yakni 1 SA (Satuan Astronomi = 150 juta kilometer), maka kita dapatkan persamaan sederhana

tan p = 1/d

atau d = 1/p, alasannya yakni p yakni sudut yang sangat kecil sehingga tan p p.

Jarak d dihitung dalam SA dan sudut p dihitung dalam radian. Apabila kita gunakan detik busur sebagai satuan dari sudut paralaks (p), maka kita akan peroleh d yakni 206.265 SA atau 3,09 x 10^13 km. Jarak sebesar ini lalu didefinisikan sebagai 1 pc (parsec, parsek), yaitu jarak bintang yang mempunyai paralaks 1 detik busur. Pada kenyataannya, paralaks bintang yang paling besar yakni 0,76″ yang dimiliki oleh bintang terdekat dari tata surya, yaitu bintang Proxima Centauri di rasi Centaurus yang berjarak 1,31 pc. Sudut sebesar ini akan sama dengan sebuah tongkat sepanjang 1 meter yang diamati dari jarak 270 kilometer. Sementara bintang 61 Cygni mempunyai paralaks 0,29″ dan jarak 1,36 tahun cahaya (1 tahun cahaya = jarak yang ditempuh cahaya dalam waktu satu tahun = 9,5 trilyun kilometer) atau sama dengan 3,45 pc.

Hingga tahun 1980-an, paralaks hanya bisa dideteksi dengan ketelitian 0,01″ atau setara dengan jarak maksimum 100 parsek. Jumlah bintangnya pun hanya ratusan buah. Peluncuran satelit Hipparcos pada tahun 1989 lalu membawa perubahan. Satelit tersebut bisa mengukur paralaks hingga ketelitian 0,001″, yang berarti mengukur jarak 100.000 bintang hingga 1000 parsek. Sebuah katalog dibentuk untuk mengumpulkan data bintang yang diamati oleh satelit Hipparcos ini. Katalog Hipparcos yang diterbitkan di final 1997 itu tentunya membawa efek yang sangat besar terhadap semua bidang astronomi yang bergantung pada ketelitian jarak.

2. Mengukur Jarak Bintang Dengan Bintang Cipheid

Kita sanggup memilih jarak bintang dengan menghitung paralaksnya. Namun metode paralaks itu hanya sanggup digunakan untuk bintang-bintang akrab saja alasannya yakni teknologi yang kita miliki belum sanggup menghitung paralaks dengan ketelitian tinggi. Jarak terjauh yang bisa diukur dengan metode paralaks hanya beberapa kiloparsek saja. Lalu bagaimana kita menghitung jarak bintang-bintang yang lebih jauh? Atau bahkan menghitung jarak galaksi-galaksi yang jauh? Salah satu caranya yakni dengan memakai kekerabatan periode-luminositas bintang variabel Cepheid.

Sejarah metode penghitungan jarak ini berawal dari sebuah penelitian wacana hasil pengamatan terhadap bintang variabel (bintang yang kecerlangannya berubah-ubah) yang ada di galaksi Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil (LMC dan SMC). Saat itu Henrietta Leavitt, astronom perempuan asal Amerika Serikat, menciptakan katalog yang berisi 1777 bintang variabel dari penelitian tersebut. Dari katalog yang ia buat diketahui bahwa terdapat beberapa bintang yang memperlihatkan kekerabatan antara kecerlangan dengan periode variabilitas. Bintang yang mempunyai kecerlangan lebih besar ternyata mempunyai periode varibilitas yang lebih usang dan begitu pula sebaliknya. Bentuk kurva cahaya bintang variabel jenis ini juga unik dan serupa, yang ditandai dengan naiknya kecerlangan bintang secara cepat dan lalu turun secara perlahan.

Bentuk kurva cahaya menyerupai itu ternyata sama dengan kurva cahaya bintang delta Cephei yang diamati pada tahun 1784. Karena itulah bintang variabel jenis ini diberi nama bintang variabel Cepheid. Penamaan ini tidak berubah walaupun belakangan ditemukan juga kurva cahaya yang sama dari bintang Eta Aquilae yang diamati beberapa bulan sebelum pengamatan delta Cephei.

Hubungan sederhana antara periode dan luminositas bintang variabel Cepheid ini bisa digunakan dalam memilih jarak alasannya yakni astronom sudah mengetahui adanya kekerabatan antara luminositas dengan kecerlangan/magnitudo semu bintang yang bergantung pada jarak. Dari pengamatan bintang Cepheid kita bisa dapatkan periode variabilitas dan magnitudonya. Kemudian periode yang kita peroleh bisa digunakan untuk menghitung luminositas/magnitudo mutlak bintangnya dengan formula M = -2,81 log(P)-1,43. Karena luminositas/magnitudo mutlak dan magnitudo semu bekerjasama erat dalam formula Pogson (modulus jarak), maka pada kesannya kita bisa dapatkan nilai jarak untuk bintang tersebut.

Kunci penentu biar metode ini sanggup digunakan yakni harus ada setidaknya satu bintang variabel Cepheid yang jaraknya bisa ditentukan dengan cara lain, contohnya dari metode paralaks trigonometri . Jarak bintang akan digunakan untuk menghitung luminositasnya dan selanjutnya bisa digunakan sebagai pembanding untuk semua bintang Cepheid. Oleh alasannya yakni itu, astronom hingga kini masih terus berusaha biar proses kalibrasi ini dilakukan dengan ketelitian yang tinggi supaya metode penentuan jarak ini memperlihatkan hasil dengan akurasi tinggi pula.

Menghitung jarak bintang variabel Cepheid menjadi sangat penting alasannya yakni kita jadi bisa memilih jarak gugus bintang atau galaksi yang jauh asalkan di situ ada bintang Cepheid yang masih bisa kita deteksi kurva cahayanya. Di sinilah keunggulan metode ini dibandingkan dengan paralaks, yang hanya bisa digunakan untuk bintang-bintang akrab saja.

Lalu apa bahwasanya yang terjadi pada bintang Cepheid? Bintang ini mengalami perubahan luminositas alasannya yakni radiusnya berubah membesar dan mengecil. Proses ini terjadi pada salah satu tahapan evolusi bintang, yaitu ketika sebuah bintang berada pada fase raksasa atau maharaksasa merah. Makara dengan mempelajari bintang variabel Cepheid kita bisa menghitung jarak sekaligus mempelajari salah satu tahapan evolusi bintang.

sumber : duniaastronomi.com