Sudut Istimewa

Menghafalkan Sudut-sudut Istimewa dengan Tangan 

kita akan mempelajari bagaimana menghafalkan sudut-sudut istimewa pada kuadran I (0, 30, 45, 60 dan 90) dengan menggunakan konsep kaidah TANGAN KIRI, perhatikan gambar berikut :

tangan kiri untuk membantu menghafal sudut istimewa

Cara menggunakannya,

perhatikan nilai pada pergelangan tangan (itu patokannya) —-> 1/2 akar (n)

dan perhatikan nilai sudut untuk x = 0, 30, 45, 60 dan 90 yang ditulis pada kuku, dimulai dari kuku jari kelingking (x=0) diibaratkan nol nilai yg kecil makanya ditulis di kelingking dan seterusnya hingga (x=90) ditulis pada kuku ibujari yg diibaratkan nilai paling besar.

Nilai n yang dipakai untuk sin x (berwarna hijau) dimulai n = 4 pada ibujari terus hingga n = 0 pada kelingking, jadi penggunaanya, sbb :

n= 4 —-> sin 90 = 1/2.akar(4) = 1/2.(2) = 1

n= 3 —-> sin 60 = 1/2.akar(3)

n = 2 —->sin 45 = 1/2.akar(2)

n = 1—-> sin 30 = 1/2.akar(1) =1/2

n = 0 —->sin 0  = 1/2.akar(0) = 0

Nilai n yang dipakai untuk cos x (berwarna merah) dimulai n = 0 pada ibujari hingga n = 4 pada kelingking, untuk penggunaanya bisa anda cobakan sendiri

sehingga nantinya kita bisa menyimpulkan sebagai berikut :

INGAT : untuk mendapatkan nilai tangen (tan) cukup kita bagi nilai sin dengan cos karena kita tau bahwa ,
tan x = sin x/ cos x

Read More

Belajar Membaca Tab Gitar

  

Untuk teman-teman yang penasaran tentang tab gitar dan yang pengen belajar tab gitar, ada peluang belajar nih. Tulisannya saya kutip dari forum situs :
http://www.kordkita.web.id/
Semoga dapat menambah pengalaman belajar teman-teman sekalian…
Enjoy…
TAB Gitar.
TAB adalah mudah untuk dibaca dan harus mudah untuk ditulis jika anda ingin
mengirimkan (submit) sebuah lagu yang telah anda kerjakan sendiri. Idenya
adalah ini:
Mulai dengan 6 baris (atau empat untuk bass). Ini berhubungan dengan senar-senar
dari instrumennya. Garis yang paling atas adalah string yang paling tinggi. dan
garis yang dibawahnya adalah string yang lebih rendah. Dibawah ini adalah bit
kosong dari TAB dengan nama string pada bagian kiri.
E—————————————————————-
B—————————————————————-
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-


Nomor-nomor ditulis pada garis untuk menunjukan pada fret mana dari string
dengan tangan kiri. Bila sebuah nol muncul, artinya mainkan dengan string
terbuka. Seperti notasi standar musik, baca dari kiri ke kanan untuk mengetahui
urutan note yang harus dimainkan. Bagian dari TAB berikut mempunyai arti
memainkan sederetan note (E F F# G G# A) pada bagian bawah senar E dengan
menggerakkan fret secara berurutan, dimulai dengan string terbuka.
E—————————————————————-
B—————————————————————-
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—0–1–2–3–4–5———————————————

OK sampai saat ini ?
Berikut adalah note yang dimainkan secara bersamaan. Jika dua atau lebih note
akan dimainkan bersamaan, mereka dituliskan diatas satu sama lainnya, sekali
lagi seperti notasi standar.
Contoh berikut kita mempunyai sebuah Kord balok  G.
E—-3————————————————————
B—-3————————————————————
G—-4————————————————————
D—-5————————————————————
A—-5————————————————————
E—-3————————————————————
Jadi ini artinya mainkan semua note tersebut secara bersamaan sebagai kord.
Terkadang juga terlihat kord yang sama dituliskan seperti ini :
E——–3——————————————————–
B——-3———————————————————
G——4———————————————————-
D—–5———————————————————–
A—-5————————————————————
E—3————————————————————-
Yang berarti bunyikan dengan bentuk yang sama dimulai dari string terendah, jadi
berarti setiap string dibunyikan segera setelah string terakhir, tetapi semua
notasi akan berbunyi bersamaan. Dibawah ini ada sebuah contoh lagi dengan bentuk
yang sama, tetapi dengan jarak yang sedikit lebih besar – sehingga anda mungkin
harus memetik string tersebut secara terpisah daripada membunyikannya secara
perlahan.
E——————3———————————————-
B—————3—–3——————————————–
G————4———–4—————————————–
D———5—————–5————————————–
A——5———————–5———————————-
E—3—————————–3——————————–
Anda mungkin menanyakan
- Bagaimana saya tahu seberapa cepat atau lambat untuk memainkannya ?
- Apakah semua notasi seharusnya mempunyai panjang yang sama ?
Disinilah perbedaan TAB dari notasi standar. Kebanyakan dari TAB *tidak* akan
memberitahukan panjangnya note. Biasanya itu tergantung dari anda untuk
mendengarkan lagu tersebut untuk mendapatkan iramanya.
Bagaimanapun – jangan kecewa. TAB harus bisa memberikan indikasi dari waktu
tersebut. Pada contoh di atas semua note dipisahkan dengan jarak yang sama
sehingga anda bisa membuat asumsi bahwa note tersebut mempunyai jarak yang sama
(mungkin semua seperdelapan note atau seperempat) tapi ini tidak selamanya
benar – itu tergantung dari siapa yang menuliskan TAB tersebut.
Sebagai aturan umum, jarak dari note pada TAB seharusnya memberitahukan anda
note mana yang panjang dan mana yang pendek dan yang cepat, tapi biasanya tidak
akan memberitahukan anda jika sebuah note adalah sebuah triplet atau lainnya
yang seperti itu. Sekali lagi, ini akan sangat tergantung dengan siapa yang
menuliskan TAB tersebut.
Sebagai contoh, ini adalah beberapa note dari Lagu Nasional Amerika dalam TAB.
Anda tentu dapat melihat jelas bahwa perbedaan jarak tergantung dari panjang
note.
E———————–0——–4–2-0————————–
B—0————–0———————————0———–
G——1——1—————————-1—-3—————-
D——–2——————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
Biasanya akan lebih mudah untuk memainkan TAB dari lagu yang sudah anda kenal
baik daripada lagu yang belum pernah anda dengar karena akan lebih terbiasa
dengan irama dari lagu yang sudah dikenal.
Simbol lainnya yang digunakan di dalam TAB.
Sejauh ini saya telah melihat note mana yang harus dimainkan : senar mana yang
harus ditekan, dan di kolom mana. Saya telah menyinggung bagaimana mengetahui
panjang note dengan melihat jarak antara note pada TAB, tapi ini hanya bisa
sebagai panduan kasarnya. Anda akan harus selalu memeriksanya dengan trak lagu
aslinya untuk mendapatkan ditail dari iramanya.
Banyak dari informasi penting dapat dimasukkan ke dalam bagian TAB. Ini termasuk
hammer-ons (pukul), pulls offs (melepaskan), slides (geser), bends, vibrato dan
lainnya.
Yang harus dilakukan adalah menuliskan karakter tambahan atau simbol antara note
untuk mengindikasikan bagaimana cara memainkannya. Dibawah ini adalah karakter/simbol
yang sering digunakan:
h – hammer on
p – pull off
b – bend string up
r – lepas bend
/ – geser ke atas
\ – geser ke bawah
v – vibrato (kadang dituliskan ~)
t – tap dengan tangan kanan
x – mainkan ‘note’ dengan damping yang berat
Untuk slides (penggeseran), s terkadang digunakan untuk mengindikasikan apakah
menggeser ke atas atau ke bawah. Simbol untuk harmonics dijelaskan dibawah pada
bagian 3.2
Yang terakhir, x, digunakan untuk mendapatakan choppy, suara perkusi.
Anda biasanya menggunakan tangan fret untuk damp ringan senar sehingga ketika
akan membunyikan note tersebut seakan-akan suaranya mati.
Catatan bahwa penggunaan ‘x’ *sangat* berbeda dari penggunaan ‘x’ saat memberikan
bentuk kord.
Sebagai contoh jika dituliskan kord D, maka akan terlilhat :
EADGBE
xx0232
Dimana ‘x’ berarti tidak dimainkan.
Pada tab diasumsikan bahwa sebuah string tidak dimainkan jika tidak ditandai.
Sehingga kord yang sama pada tab akan seperti :
E—–2———————————————————–
B—–3———————————————————–
G—–2———————————————————–
D—–0———————————————————–
A—————————————————————-
E—————————————————————-
tanpa ‘x’. ‘x’ hanya digunakan pada TAB untuk merepresentasikan mute senar yang
berat yang dibunyikan/dipetik untuk meberikan suara perkusi.
Ada beberapa dari simbol lainnya untuk hal-hal seperti whammy bar bends,
petikan scrapes dan lainnya. Sepertinya tidak ada standar penulisan sebagai
acuan untuk menuliskannya – ditail/keterangan harus diberikan di dalam TAB
untuk menjelaskan arti dari simbol tersebut.
TAB Bass kemungkinan akan membutuhkan beberapa ekstra simbol untuk memenuhi
kebutuhan atas perbedaan tehknik yang dipakai dalam memainkan bass – sebagai
contoh slapping dan ‘popping’ senar dengan jari jempol atau jari tengah.
Anda bisa menggunakan ‘s’ untuk slap dan ‘p’ untuk pop selama dituliskan
*dibawah* baris tab untuk menjelaskannya dari slide dan pull off yang seharusnya
dituliskan *di atas* garis dari tab.
HAMMER ONS DAN PULL OFFS.
Dengan hammer-ons dan pull-offs anda mungkin menemukannya seperti hal berikut :
E—————————————————————-
B—————————————————————-
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A———5h7———–5h7————————————–
E—0–0———-0–0——————————————-
yang berarti memainkan E terbuka dua kali, lalu tekan senar A pada kolom 5 dan
hammer pada kolom 7.
Pull offs terlihat sangat sama :
E—-3p0————————————————————
B———3p0——————————————————-
G————–2p0————————————————–
D——————-2———————————————
A—————————————————————-
E—————————————————————-
Disini didapatkan descending bluse dengan skala menggunakan pull-offs terhadap
string terbuka. Untuk setiap pull off hanya mengambil note pertama dari pasangan
dengan tangan kanan – sehingga pada contoh ini hanya mengambil semua note pada
kolom ke 3 dan ke 2, dan senar buka akan dibunyikan dengan melepaskan.
Karena senar diberikan bit tambahan dengan energi saat hammer on dan pull off, anda
anya perlu membunyikan note pertama dengan menggunakan tangan pick. Anda juga bisa
mendapatkan senar yang panjang dengan hammer-ons dan pull-offs seperti dibawah :
E—————————————————————-
B—————————————————————-
G—2h4p2h4p2h4p2h4p2h4p2—————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
Dalam kasus ini anda hanya perlu membunyikan note pertama.
Catatan – Anda mungkin akan mendapatkan simbol lainnya yang digunakan untuk
hammer-on dan pull-off, sebagai contoh ^ dapat digunakan untuk mengartikan
hammer-on dan pull-off.
contoh :
G—2^4^2—-
yang berart “bunyikan note pada kolom ke dua, hammer-on ke kolom 4 dan pull-off
ke kolom 2″. Akan menjadi mudah jika semua orang menggunakan simbol yang sama,
jadi kecuali anda mempunyai keberatan yang kuat terhadap ‘h’ dan ‘p’ tolong
gunakan itu. Dalam hal lain, untuk setiap tab yang dikirimkan harus selalu
menerangkan simbol yang digunakan sehingga jika menggunakan apapun ‘di luar
kebisaan’ pastikan untuk menjelaskan maksudnya.
Bends.
Ketika bends terlibat anda harus mengetahui seberapa banyak yang harus di bend
note tersebut. Ini dapat diketahui dengan menuliskan jumlah setelah ‘b’.
Sebagai contoh, jika anda melihat ini :
E—————————————————————-
B——7b9——————————————————-
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
berarti bunyikan senar B pada kolom ke 7, lalu bend note ke atas dua semi tone
(satu langkah sekaligus) sehingga berbunyi pitch sama seperti bunyi note pada
kolom 9. (Terkadang bend dituliskan pada bagian ke dua di dalam tanda kurung,
seperti ini —7b(9)— )
Sesuatu seperti ini :
E—————————————————————-
B——7b9–9r7————————————————–
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
berarti mainkan note pada kolom 7, bend ke atas dua semi tone, bunyikan note
lagi ketika sedang bend, kemudian lepaskan bend sehingga note tersebut kembali
normal.
Terkadang pre-bend digunakan – ini dimana senar di bend *sebelum* note dibunyikan.
Setelah note dibunyikan, bend dilepaskan. Pre-bends biasanya dituliskan sebagai
berikut :
E—————————————————————-
B——(7)b9r7—————————————————
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
Berarti: fret note tersebut pada kolom ke 7 dan bend senar ke atas dua semitones
(tanpa membunyikan nite). Kemudian bunyikan senar tersebut dan lepaskan bend.
Terkadang ditenukan note yang di bent ke atas hanya seperempat dari tone dan
sebagainya. Dalam hal ini akan terlihat sedikit aneh :
B——–7b7.5——–
jika anda harus bend keatas setengah fret nilainya.
Tuliskan sebagai berikut :
bend up 1/4 tone
E—————————————————————-
B——7b——————————————————–
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
dengan instruksi mengenai seberapa banyak bend dituliskan diatas note.
Slides.
Simbol yang paling sering digunakan adalah / untuk slide ke atas dan \ untuk
slide ke bawah.
Terkadang juga terlihat ‘s’ digunakan untuk slide.
Anda tidak harus membutuhkan simbol terpisah untuk slide ‘atas’ dan ‘bawah’
dikarenakan pembacaan baris TAB :
E—————————————————————-
B——7/9——————————————————-
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
terlihat jelas sebuah slide *ke atas* dari kolom 7 ke kolom 9. Bagaimanapun
terkadang dijumpai hal seperti berikut :
E—————————————————————-
B——/7-9-7\—————————————————
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
dimana slide awal dan akhir tidak jelas diberikan. Di sini anda harus mengetahui
apakah anda slide ke atas atau ke bawah. Dalam hal ini gunakan keputusan anda
untuk memilih awal atau akhir kolomnya.
Anda juga dapat mempunyai sekumpulan seri dari slide secara bersamaan, seperti ini
E—————————————————————-
B——7/9/11——————————————–
G—————————————————————-
D—————————————————————-
A—————————————————————-
E—————————————————————-
yang berarti anda hanya membunyikan note yang pertama menggunakan sustain
untuk menghasilkan note lainnya.
Info selanjutnya lihat di forum http://www.kordkita.web.id/

Read More

ASAL USUL ALAM SEMESTA

* Penemuan radiasi latar belakang kosmik dalam bentuk gelombang mikro (Cosmic Microwave Background atau CMB) merupakan salah satu penemuan terpenting abad ini. Betapa tidak, penemuan ini telah mengubah pandangan modern manusia tentang alam semesta yang dihuninya. Meski fenomena pengembangan alam semesta telah lebih dulu diungkap oleh Edwin Hubble pada tahun 1929, penemuan CMB memperkuat dukungan pada teori Big Bang, suatu teori penciptaan alam semesta melalui ledakan maha dahsyat dari titik berukuran nol dengan kerapatan serta suhu tak berhingga tingginya. Ledakan ini telah menciptakan suatu kesetimbangan termal benda hitam (black body) di masa lampau yang fosilnya ternyata masih dapat teramati saat ini.



* Benda hitam merupakan suatu idealisasi sistem tertutup yang memiliki kesetimbangan termal dengan distribusi intensitas radiasi berbentuk unik dan universal serta hanya bergantung pada temperatur sistem. Benda hitam sempurna tidak pernah eksis di permukaan bumi, namun karena diperkirakan hanya ada satu alam semesta (paling tidak yang berhasil diamati), maka alam semesta yang kita huni ini logis dianggap sebagai benda hitam sempurna.

Adalah Arno Penzias dan Robert Wilson yang telah berjasa menemukan CMB pertamakali pada tahun 1964 dalam bentuk derau (noise) radio yang pada saat itu sangat membingungkan mereka. Kedua ilmuwan tersebut bekerja di laboratorium Bell di New Jersey dengan sebuah teleskop radio ultrasensitif (dipandang saat itu) yang dirancang untuk menerima sinyal dari satelit. Teleskop tersebut menangkap derau yang berasal jauh dari luar angkasa dan, yang paling membingungkan kedua ilmuwan, sinyal tersebut tidak bergantung pada arah fokus teleskop serta tidak bergantung pada waktu pengamatan. Pengukuran yang mereka lakukan mengantar pada kesimpulan bahwa derau tersebut adalah radiasi gelombang mikro dengan panjang gelombang 7 centimeter yang sebenarnya (saat ini) dapat ditangkap oleh televisi biasa jika ditala pada kanal kosong. Untuk penemuan yang sangat menghebohkan ini Penzias dan Wilson dianugrahi hadiah Nobel pada tahun 1978.

* Dari sifat isotropiknya wajar jika diyakini bahwa radiasi CMB berasal dari tempat yang sangat jauh di jagad raya. Namun bagaimana para ilmuwan dapat yakin bahwa radiasi ini merupakan fosil dari ledakan maha dahsyat di masa lampau saat alam semesta tercipta?

Lebih dari duapuluh tahun sebelum penemuan CMB, George Gamow, seorang profesor fisika pada George Washington University di Washington D.C., bersama dengan mahasiswanya mengusulkan teori penciptaan alam semesta melalui ledakan yang sangat dahsyat yang mereka sebut sebagai teori Big Bang. Dua orang mahasiswanya, Ralph Alpher dan Robert Herman, pada tahun 1949 kemudian memperkirakan bahwa temperatur rata-rata alam semesta saat ini sebagai konsekuensi dari ledakan besar di masa lalu serta berkembangnya alam semesta pada kisaran 5 derajat Kelvin (minus 268 derajat Celsius). Sayangnya mereka tidak sempat mengusulkan eksperimen dengan menggunakan teleskop radio, meski pada tahun 1963 dua ilmuwan Rusia sempat menanyakan penemuan Ed Ohm yang melaporkan pengukuran derau statik pada tingkat 3 Kelvin. Ohm sendiri tidak mampu memisahkan derau tadi dengan derau yang berasal dari peralatannya.

* Lalu bagaimana hubungan antara derau statik gelombang mikro dengan temperatur alam semesta? Inilah kisah sukses fisika selain mekanika kuantum dan mekanika relativistik. Di dalam termodinamika, salah satu cabang fisika yang banyak membahas hubungan antara temperatur dan sifat suatu zat, dikenal hukum Wien yang menyatakan bahwa untuk distribusi radiasi benda hitam perkalian antara panjang gelombang radiasi berintensitas maksimum dengan temperaturnya ekivalen dengan bilangan 0,3. Pengukuran yang dilakukan oleh Penzias dan Wilson tidak persis tepat pada puncak distribusi, namun karena kegigihan dan keyakinan para ilmuwan, pengukuran-pengukuran yang dilakukan selama lebih dari dua dekade, hingga tahun 1991 dengan menggunakan satelit COBE, berhasil mengkonfirmasi distribusi radiasi benda hitam dari CMB dengan akurasi yang sangat mengesankan (lihat gambar 2). Dari distribusi tersebut diperoleh kesimpulan bahwa temperatur alam semesta saat ini, lebih dari 10 milyar tahun setelah Big Bang, adalah 2,726 Kelvin.

* Kronologi Alam Semesta

Distribusi radiasi CMB meyakinkan ilmuwan bahwa jauh di masa lampau telah terjadi kesetimbangan termal di alam semesta. Karena alam semesta terus berkembang hingga kini, masuk akal jika temperatur saat itu diperkirakan sangat tinggi. Para ilmuwan menggunakan hukum-hukum fisika untuk memperkirakan sifat-sifat alam semesta di awal terciptanya, bahkan ekstrapolasi dapat dilakukan hingga mendekati Big Bang. Meski demikian, karena temperatur saat ledakan (pada usia 0 detik) sangat tinggi, menuju nilai tak berhingga, hukum-hukum fisika tidak lagi valid di sini. Dalam matematika keadaan seperti ini dinamakan keadaan singular. Karena matematika tidak dapat sepenuhnya berurusan dengan bilangan tak berhingga, hukum-hukum fisika yang diformulasikan dalam matematika tidak lagi memiliki arti pada kondisi singularitas. Pada awal terciptanya, alam semesta memiliki ukuran tak berhingga kecil (menuju nol) namun kerapatan materinya sangat tinggi. Baru setelah 10-43 detik (satu per sepuluh juta triliun triliun triliun detik) dari ledakan situasi jagad raya dapat diakses dengan menggunakan teori-teori fisika mutakhir. Diperkirakan pada saat itu temperatur jagad raya mencapai 1032 K atau sepuluh triliun triliun kali lebih tinggi dari temperatur inti matahari. Periode yang dimulai pada usia 0 hingga 10-43 detik dikenal sebagai periode (masa) Planck yang hingga saat ini masih merupakan misteri bagi sains. Para ilmuwan mengimpikan sebuah teori yang dapat menggabungkan teori kuantum dengan teori gravitasi yang diharapkan dapat menguak apa yang terjadi pada masa Planck. Teori yang dinamakan teori gravitasi kuantum ini tentulah sangat sulit mengingat bahwa domain kuantum (daerah dimana efek kuantum dominan) berukuran mikroskopik maksimal sebesar atom atau molekul, sedangkan gaya gravitasi terlihat superior pada skala planet atau galaksi. Meski demikian, usaha ke arah sana sudah banyak dilakukan, misalnya melalui gagasan teori Superstring yang mempostulasikan ruang dengan dimensi 10 atau 26 pada masa Planck. Dimensi-dimensi tersebut berkontraksi setelah masa Planck dan menyisakan hanya 3 dimensi ruang serta satu dimensi waktu saat ini.

* Setelah masa Planck alam semesta memasuki masa Penggabungan Agung (Grand Unification). Pada masa ini semua gaya fundamental kecuali gaya gravitasi sama kuatnya. Saat itu alam semesta masih belum berisi apa-apa kecuali sup plasma dengan temperatur lebih dari seratus ribu triliun triliun Kelvin. Periode ini tidak berlangsung lama dan alam semesta mengalami inflasi (pengembangan secara cepat) yang diakhiri dengan pemisahan gaya lemah dan gaya elektromagnetik. Setelah kedua macam gaya tersebut terbedakan, sup plasma panas berubah menjadi sup elektron-quark beserta partikel-partikel pembawa gaya elektrolemah yaitu partikel W dan Z. Partikel-partikel tersebut eksis di alam semesta bersama anti partikel mereka yang jika bergabung akan bertransformasi menjadi radiasi dan sebaliknya radiasi yang ada dapat segera berubah menjadi partikel dan anti-partikel.

Seperseratus ribu detik setelah ledakan temperatur alam semesta turun menjadi 10 triliun Kelvin atau sekitar seribu kali lebih panas dari temperatur pusat matahari. Pada saat ini sup quark berkondensasi menjadi proton dan netron yang merupakan komponen dasar dari nukleus atau inti atom.

* Sekitar tiga menit kemudian temperatur terus menurun menjadi satu milyar Kelvin. Energi kinetik yang dihasilkan temperatur sebesar ini sudah tidak mampu lagi menahan gaya nuklir kuat antara proton dan netron yang selanjutnya bergabung menjadi nucleus-nukleus ringan. Proses ini dinamakan sebagai proses nukleosintesis. Proton dan netron bergabung menjadi nukleus deuterium. Deuterium kemudian menangkap sebuah netron membentuk inti tritium. Selanjutnya Tritium bergabung dengan sebuah proton menjadi inti Helium. Proses ini berlanjut terus hingga mencapai inti atom Lithium, namun dengan peluang yang semakin kecil. Dengan demikian teori Big Bang meramalkan kelimpahan Hidrogen dan Helium di dalam alam ini. Konfirmasi ramalan ini diperoleh melalui spektrum bintang-bintang serta galaksi yang dapat diamati dari bumi.

Setelah 3 menit pertama berlalu tidak banyak perubahan yang terjadi kecuali temperatur terus menurun dan alam semesta semakin besar hingga usia jagad raya mencapai 300.000 tahun. Di usia ini alam semesta telah mendingin menjadi 3000 Kelvin, suatu kondisi temperatur yang masih mampu melelehkan kebanyakan logam yang kita kenal. Walaupun temperatur ini masih sangat tinggi, energi kinetik yang dimiliki oleh elektron tidak mampu lagi menahan gaya tarik menarik Coulomb antara elektron dan nukleus. Elektron kemudian bergabung dengan nukleus membentuk atom sehingga seluruh sup plasma tadi akhirnya berubah menjadi atom-atom. Mulai saat ini radiasi tidak lagi bertransformasi menjadi partikel dan anti-partikel, sehingga dikatakan bahwa alam semesta mulai terlihat transparan oleh radiasi. Radiasi foton selanjutnya dapat bergerak bebas bersama mengembangnya alam semesta. Dengan demikian, radiasi CMB yang teramati oleh para ilmuwan adalah fosil radiasi yang berasal dari 300.000 tahun setelah terjadinya Big Bang.

* Dalam beberapa jam setelah Big Bang pembentukan Helium serta elemen-elemen ringan lainnya berhenti. Alam semesta terus berkembang dan mendingin, namun dibeberapa lokasi yang memiliki kerapatan jauh lebih besar dibandingkan di tempat lain proses pengembangan tersebut agak lambat akibat gaya tarik menarik gravitasi yang relatif lebih besar. Bahkan di tempat-tempat tertentu di alam semesta proses pengembangan berhenti sama sekali dan elemen-elemen yang ada di tempat itu mulai merapat. Karena gaya gravitasi semakin bertambah, gas-gas Hidrogen dan Helium mulai berrotasi untuk mengimbangi tarikan gravitasi. Proses ini selanjutnya melahirkan galaksi-galaksi yang berputar dan memiliki berbagai macam bentuk seperti cakram dan elips, bergantung pada kecepatan rotasi serta gaya gravitasinya.

Selanjutnya gas-gas Hidrogen dan Helium dalam galaksi akan pecah menjadi awan-awan yang lebih kecil dan juga mengalami proses kontraksi karena masing-masing memiliki gaya gravitasi sendiri. Karena atom-atom di dalam awan-awan tersebut saling bertumbukan, tarikan gravitasi mengakibatkan tekanan bertambah dan temperatur terus meningkat yang pada akhirnya sanggup untuk menyulut reaksi nuklir fusi. Reaksi ini akan mengubah Hidrogen menjadi Helium dan berlangsung relatif lama karena persediaan Hidrogen yang berlimpah dan terjadi keseimbangan antara gaya gravitasi dengan gaya ledakan nuklir. Helium kemudian diubah menjadi elemen-elemen yang lebih berat melalui proses fusi hingga menjadi Karbon dan Oksigen. Tahapan selanjutnya menghasilkan bintang-bintang di dalam galaksi yang sebagian meledak sambil melemparkan bahan bakar untuk membentuk bintang-bintang generasi baru. Matahari kita adalah salah satu contoh dari bintang jenis generasi baru ini. Sebagian kecil pecahan ledakan yang mengandung element-elemen lebih berat tidak lagi sanggup untuk menyalakan reaksi fusi nuklir karena elemen-elemennya relatif sudah stabil dan temperaturnya tidak cukup tinggi. Bagian ini akhirnya membentuk planet-planet yang mengorbit bintang seperti bumi kita yang mengorbit matahari.

* Pada saat bumi terbentuk, sekitar 5 milyar tahun yang lalu, temperaturnya sangat tinggi dan tidak memiliki atmosfir. Setelah agak lama barulah temperatur bumi menurun dan atmosfir mulai terbentuk karena adanya emisi gas dari batu-batuan di atas permukaan bumi. Namun, atmosfir pertama ini bukanlah atmosfir yang dapat mendukung kehidupan seperti saat ini, karena atmosfir bumi mula-mula terdiri dari gas-gas beracun seperti Hidrogen Sulfida. Untungnya beberapa makhluk primitif yang ada saat itu membutuhkan gas-gas tersebut untuk bernafas dan menghasilkan Oksigen sebagai gas buangan ke permukaan bumi, sehingga permukaan bumi akhirnya dipenuhi oleh gas Oksigen. Karena gas Oksigen sendiri merupakan racun bagi makhluk primitif ini, sebagian besar dari mereka akhirnya punah secara alami, sedangkan sebagian lagi dapat menyesuaikan diri dengan mengkonsumsi Oksigen sebagai kebutuhan hidupnya.

* Masalah yang Dihadapi Teori Big Bang

Teori Big Bang standar (Standard Big Bang atau SBB) berhasil membangun hubungan antara jarak bintang dengan besar pergesaran merah yang teramati, serta dapat menjelaskan berlimpahnya elemen-elemen ringan seperti Helium, Deuterium, dan Lithium. Untuk menjelaskan fenomena-fenomena tersebut SBB hanya memerlukan satu konstanta sebagai input yaitu rasio antara kerapatan baryon dengan kerapatan foton di alam semesta saat ini. Namun yang paling penting sekali adalah SBB berhasil meramalkan keberadaan distribusi radiasi benda hitam dari CMB yang berhasil dikonfirmasi dengan akurasi yang sangat tinggi.

* Di balik semua kesuksesan itu teori SBB ternyata memiliki cacat. Teori SBB tidak dapat menjelaskan mengapa radiasi CMB sangat isotropik. SBB juga menghadapi masalah yang dikenal sebagai problem horizon, yaitu jarak maksimal yang dapat ditempuh cahaya setelah ledakan jauh lebih kecil dibandingkan dengan jarak gelombang mikro dari foton yang teramati pada temperatur yang sama (dengan kata lain, ukuran alam semesta pada saat itu yang terlihat dari masa sekarang jauh lebih besar dari ukuran yang dapat ditempuh cahaya setelah terjadinya Big Bang). Disamping itu, bagi teori SBB fenomena alam semesta yang cenderung flat (fenomena yang memperlihatkan kecenderungan alam semesta untuk terus berkembang) juga masih merupakan misteri. Problem lain adalah SBB secara internal tidak konsisten karena SBB bersandar pada asumsi bahwa materi merupakan zat alir ideal atau fluida klasik, padahal semua ilmuwan tahu bahwa pada temperatur sangat tinggi penjelasan materi sebagai gas ideal klasik tidak lagi valid.

Karena Teori Medan Quantum (Quantum Field Theory atau QFT) merupakan satu-satunya teori yang berlaku pada energi (temperatur) sangat tinggi, maka solusi problem terakhir adalah melalui modifikasi SBB dengan QFT. Masuknya QFT pada kosmologi Big Bang ternyata memberi jalan pada penemuan skenario inflasi alam semesta yang mempostulatkan bahwa pada suatu masa alam semesta mengalami pengembangan secara eksponensial. Pada masa ini energi materi disimpan dalam bentuk lain dan dilepas sebagai energi termal di akhir proses inflasi.

* Skenario inflasi tentu saja dapat menyelesaikan problem horizon karena ukuran alam semesta setelah inflasi konsisten dengan kerucut cahaya masa lampau (ukuran alam semesta di masa lampau dilihat dari masa sekarang). Selain itu skenario inflasi juga dapat menyelesaikan masalah flatness karena pada masa inflasi entropi semesta bertambah dengan faktor yang sangat besar yang pada akhirnya mendorong alam semesta untuk mengambil bentuk flat. Pembuktian secara akurat diperoleh dengan menggunakan persamaan Friedmann-Robertson-Walker, yang merupakan kasus khusus dari persamaan Einstein dalam teori relativitas umum.

* Masalah Pada Saat Penciptaan

Mungkin, masalah yang paling fundamental dalam teori Big Bang adalah masalah penciptaan atau pada saat alam semesta berusia 0 detik. Seperti sudah dijelaskan di atas, pada saat itu teori Big Bang meramalkan kondisi singularitas yang tidak dapat diakses dengan teori fisika semutakhir apa pun. Namun, kalau pun kita mengabaikan kondisi ini, teori penciptaan alam semesta tampaknya tidak dapat diterima oleh fisika karena menyalahi aturan fisika yang paling fundamental, kekekalan energi. Hukum kekekalan energi merupakan dasar fisika dan belum pernah ada bukti-bukti eksperimen eksplisit bahwa hukum kekekalan energi ini dilanggar. Jika pada saat sebelum alam semesta tercipta tidak terdapat apa-apa sedangkan saat ini kita dapat mengamati alam semesta yang maha luas, maka hukum kekekalan energi telah dilanggar sebesar massa semesta dikalikan dengan kuadrat kecepatan cahaya, E = mc2 , sesuai dengan teori Einstein. Di manakah letak solusinya?

* Sebagian ilmuwan berpendapat bahwa energi total alam semesta tetap nol. Energi yang berasal dari massa alam semesta adalah energi positif, sedangkan energi yang mengikat alam semesta akibat gaya tarik menarik gravitasi yang dialami oleh setiap partikel merupakan energi negatif. Kedua jenis energi tersebut saling menghilangkan, sehingga energi total semesta tetap nol sesuai dengan kondisi sebelum alam semesta diciptakan. Pendapat ini juga mendukung adanya materi yang tidak terdeteksi yang tersebar di alam semesta yang disebut materi gelap (dark matter).

Untuk menjawab masalah penciptaan materi dari keadaan ‘tidak ada’ menjadi ‘ada’ ilmuwan berpaling pada teori kuantum. Di dalam teori kuantum keadaan ‘tidak ada’ ini dikenal dengan istilah vacuum, suatu keadaan yang ternyata tidak kosong sama sekali namun terdiri dari dinamika penciptaan dan pemusnahan partikel serta anti-partikel dalam waktu yang sangat singkat. Mengapa partikel dan anti-partikel dapat diciptakan dari sesuatu yang tidak ada dan keduanya dapat dimusnahkan tanpa ada bukti sisa radiasi anihilasi? Jawabannya adalah melalui ketidakpastian Heisenberg yang menyatakan bahwa ketidakpastian pengukuran energi berbanding terbalik terhadap ketidakpastian waktu pengukuran dengan konstanta Planck sebagai konstanta pembanding. Ketidakpastian Heisenberg secara implisit memperbolehkan pelanggaran energi dalam suatu sistem asalkan waktu pelanggaran sangat singkat, semakin besar pelanggaran energi semakin singkat waktu yang diperbolehkan. Dengan demikian keadaan vacuum terdiri dari lautan partikel dan anti-partikel yang eksis dan musnah dalam waktu sangat singkat. Fluktuasi vacuum ini juga mengakibatkan black hole (lubang hitam) bersifat tidak ‘benar-benar hitam’ karena ia dapat menarik partikel sambil meradiasikan anti-partikel dari dalam vacuum.

* Setelah terjadinya Big Bang jumlah partikel dan anti-partikel sama banyaknya. Keduanya dapat bergabung menjadi radiasi dan sebaliknya radiasi dapat menghasilkan pasangan partikel dan anti-partikel. Mengapa saat ini yang teramati di alam semesta hanyalah materi, atau dengan kata lain ke mana perginya anti-materi?

Eksperimen dan teori fisika telah berhasil membuktikan bahwa alam semesta beserta isinya memperlihatkan sifat simetri dengan cacat yang sangat kecil. Pada saat terjadi kesetimbangan termal antara pasangan partikel dan anti-partikel dengan radiasi, tidak semua proton beranihilasi dengan anti-proton dan sebaliknya tidak semua radiasi menghasilkan pasangan partikel dan anti-partikel. Cacat simetri yang sangat kecil ini akhirnya meninggalkan lebih banyak materi dibandingkan dengan anti-materi, sehingga alam semesta yang terlihat sekarang disusun sepenuhnya oleh materi. Beberapa jenis anti-partikel yang teramati di ruang angkasa diperkirakan berasal dari reaksi nuklir yang berasal dari bintang-bintang tertentu.

* Nasib Alam Semesta di Masa Mendatang

Jauh sebelum CMB terdeteksi oleh Penzias dan Wilson, seorang ilmuwan Rusia bernama Alexander Friedmann mencatat kekeliruan Einstein pada persamaan relativitas umumnya. Sementara Einstein dan para fisikawan lain sibuk memodifikasi persamaan gravitasi untuk membuat alam semesta bersifat statik, Friedmann mengajukan dua asumsi sederhana tentang alam semesta. Pertama: alam semesta terlihat sama ke arah mana pun kita memandang. Kedua: hal tersebut benar dari mana pun kita memandang alam semesta. Untuk skala manusia tentu saja asumsi ini terlihat terlalu ceroboh, namun untuk skala milyaran galaksi simulasi-simulasi komputer saat ini memperlihatkan kebenarannya. Dari kedua asumsi tersebut Friedmann memperlihatkan bahwa alam semesta haruslah berkembang. Bahkan pada tahun 1922 ia dapat meramalkan secara akurat apa yang akhirnya ditemukan oleh Hubble pada tahun 1928.

* Dalam pemikiran Friedmann ada tiga kemungkinan (model) yang akan terjadi pada alam semesta di masa mendatang. Kemungkinan pertama adalah alam semesta bersifat tertutup (closed universe). Kemungkinan ini terjadi jika gaya gravitasi yang dihimpun oleh semua galaksi relatif sangat kuat, sehingga mampu untuk menekuk ruang (space) menjadi bentuk seperti permukaan sebuah bola jika kita bayangkan alam semesta hanya terdiri dari dua dimensi. Untuk model ini alam semesta akan berhenti berkembang pada suatu masa dan gaya gravitasi akan kembali menyatukan semua galaksi menuju ke satu titik. Apa yang terjadi kemudian adalah kehancuran semesta yang dikenal dengan istilah Big Crunch atau kebalikan dari Big Bang.

Kemungkinan kedua adalah gaya gravitasi terlalu lemah untuk mengatasi proses pengembangan alam semesta sehingga alam semesta akan terus menerus berkembang dengan cepat dan selamanya.

* Kemungkinan yang terakhir akan terjadi jika proses pengembangan alam semesta tidak terlalu cepat namun hanya cukup untuk mengeliminasi gaya gravitasi, sehingga alam semesta berkembang menuju ukuran tertentu dan kecepatan pengembangannya berkurang sedikit demi sedikit menuju nol. Pada kasus ini alam semesta dikatakan bersifat flat.

Dari ketida model tersebut mana yang paling mungkin menurut para ilmuwan? Karena peluang untuk setiap model sangat bergantung pada laju berkembangnya semesta serta besar gaya gravitasi yang dimilikinya, maka informasi tentang kerapatan rata-rata alam semesta sangat menentukan. Jika kerapatan rata-rata ini lebih kecil dari suatu nilai kritis maka alam semesta akan terus berkembang untuk selamanya. Namun jika sebaliknya maka kehancuran alam semesta akan terjadi melalui proses Big Crunch.

* Hingga saat ini hasil pengukuran dan perhitungan kebanyakan mengarah pada nilai kritis yang berarti bahwa alam semesta cenderung untuk bersifat flat. Meski demikian, banyak ketidakpastian yang harus diperhitungkan para ilmuwan. Salah satu dari yang paling membingungkan para ilmuwan adalah pada pengukuran konstanta Hubble, suatu konstanta yang menghubungkan antara jarak bumi-bintang dengan pergeseran merah (red shift) bintang tersebut. Konstanta Hubble yang banyak diyakini oleh para astronom saat ini menghasilkan usia alam semesta pada kerapatan kritis sekitar 10 milyar tahun. Kontrasnya, pengukuran memperlihatkan bahwa usia bintang tertua dalam galaksi kita paling tidak telah 14 milyar tahun. Wajar saja jika perdebatan yang sangat sengit masih mewarnai masalah ini.

Bagi kita sendiri, sebagai manusia yang hidup di masa kini, model mana yang mungkin terjadi tidak akan menjadi masalah. Meski alam semesta keesokan hari mulai mengkerut menuju kehancuran, waktu yang dibutuhkan tentulah paling tidak 10 milyar tahun lagi. Pada saat itu tentu saja seluruh manusia dan peradabannya di permukaan bumi telah lama punah karena matahari sudah kehabisan bahan bakar. Kecuali, seperti kata Stephen Hawking dalam bukunya A Brief History of Time, jika manusia sudah mengkoloni tatasurya atau galaksi-galaksi lain yang masih memungkinkan berjalannya kehidupan. Jika kasus terakhir ini terjadi maka manusia-manusia di akhir zaman akan dapat “menikmati” perubahan warna langit menjadi merah lalu membara dan terang benderang karena peningkatan temperatur menuju ke tak hingga.

* Apa yang akan terjadi setelah Big Crunch tidak ada yang tahu, karena apa yang terjadi setelah keadaan singularitas tidak dapat diprediksi dengan menggunakan pengetahuan manusia saat ini. Namun jika alam semesta ini terus berkembang, maka ia akan menuju ke temperatur nol absolut. Alam semesta akan terus menerus mendingin dan mati karena tidak ada lagi proses transfer energi yang merupakan prinsip dasar dari kehidupan.

Read More

Menghitung massa bumi

Fenomena gravitasi yang dapat secara nyata kita rasakan sehari-hari dijelaskan/ditinjau menggunakan Hukum Newton mengenai gravitasi yang sangat terkenal. Konon Isaac Newton menemukan ide tentang adanya gaya tarik-menarik antara dua benda setelah melihat buah apel yang jatuh dari pohon. Jauh sebelum Newton, Galileo Galilei melakukan beberapa eksperimen yang berhubungan dengan percepatan benda jatuh.

Secara sederhana Hukum Gravitasi Newton menyatakan bahwa terdapat gaya tarik-menarik antara dua benda yang besarnya sebanding dengan massa kedua benda dan berbanding terbalik dengan jarak antara kedua benda tsb. (Penulisan rumus sengaja dihindari , kalau tidak terpaksa. Bagi yang sudah belajar fisika SMA kelas 1 pun saya kira bisa mengikuti penjelasan ini).

Konsep gravitasi dapat dimanfaatkan untuk memperkirakan distribusi rapat massa (atau densitas) batuan yang erat kaitannya dengan kondisi/struktur geologi bawah-permukaan. Dengan meninjau gaya tarik-menarik antara dua benda dengan salah satu massa adalah bumi (M), maka persamaan percepatan gravitasi bumi (g) dapat diketahui.

Anggap kita tahu percepatan gravitasi rata-rata di permukaan bumi adalah 9.8 m/dt^2 (^2 maksudnya adalah pangkat 2 atau kuadrat). Untuk memudahkan anggap saja g = 10 m/dt^2. Jari-jari bumi r = 6400 km dan konstanta gravitasi G = 6.67 x 10e-6 dengan satuan SI (artinya dalam perhitungan kalau semua menggunakan satuan SI maka hasilnya adalah dalam satuan SI juga).

Dari semua yang sudah kita ketahui maka kita dapat menghitung massa bumi M (ayo adik-adik SMA coba hitung M = …) Lalu kita juga bisa menghitung rapat massa bumi atau sering disimbolkan sebagai rho, yaitu massa bumi M dibagi dengan volumenya dengan menganggap bumi berbentuk bola (coba juga dihitung berapa rho = …)

Hasil perhitungan di atas menunjukkan bahwa rapat massa atau densitas bumi rata-rata (dengan menganggap semua ideal dan dengan pembulatan) adalah sekitar 5500 kg/m^3 atau 5.5 gr/cc. Nah, sekarang kalau kita ukur rapat massa batuan yang kita temukan di permukaan bumi maka akan kita peroleh harga yang jauh lebih kecil dari 5.5 gr/cc yaitu kira-kira sekitar 2.0 sampai 3.0 gr/cc. Ambillah secara rata-rata densitas batuan permukaan adalah 2.5 gr/cc.

Lalu apa yang dapat kita simpulkan dari hal tsb.? Tampak bahwa secara garis besar atau global, distribusi rapat massa bumi tidak merata. Rapat massa bagian dalam bumi lebih besar dari pada rapat massa bagian luarnya.

Dari pembahasan singkat ini kita bisa lihat bahwa dengan menggunakan konsep gravitasi dan hanya dengan mengetahui harga percepatan gravitasi rata-rata bumi (g) kita bisa memperkirakan distribusi rapat massa bumi, meski secara garis besar saja. Dalam geofisika kita melakukan pengukuran variasi percepatan gravitasi terhadap waktu dan posisi secara sangat teliti untuk mengetahui variasi rapat massa batuan bawah-permukaan.

Peralatan khusus yang digunakan adalah gravimeter dengan ketelitian dalam orde mili Gal atau 10e-5 m/dt^2 dan bahkan sampai mikro Gal. Satuan percepatan gravitasi di Geofisika adalah Gal (1 Gal = 1 cm/dt^2) untuk menghormati Galileo yang merupakan perintis pengamatan sistematik terhadap pergerakan benda (kinematik), salah satunya berhubungan dengan konsep percepatan.

Tentu saja peralatan yang dapat mengukur percepatan gravitasi dengan sangat teliti berharga sangat mahal. Untuk benda berukuran tak lebih besar dari botol galon air mineral harganya bisa mencapai ratusan juta sampai miliaran rupiah. Tapi kalau dibandingkan dengan biaya pilkada yang secara rata-rata diselenggarakan dua-tiga hari sekali di negara kita, harga tsb. tentunya amat sangat murah sekali …

Read More

Massa Bumi

Massa bumi (M_⊕) adalah satuan massa yang merupakan massa satu Bumi. 1 M_⊕ = 5,9742 × 10²⁴ kg. Massa bumi digunakan untuk mendeskripsikan massa planet terrestrial.
Empat planet terrestrial pada tata surya, Merkurius, Venus, Bumi dan Mars, memiliki massa 0,055, 0,815, 1,000, dan 0,107 Massa Bumi.
Satu massa bumi sama dengan:

• 81,3 massa bulan (M_L)
• 0,003 15 massa Yupiter (M_J)
• 0,000 003 003 massa matahari (M_⊙)

Read More

Mengukur Jarak Bintang Dengan Paralaks

paralaks adalah perbedaan latar belakang yang tampak ketika sebuah benda yang diam dilihat dari dua tempat 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 diam akan tampak berpindah tempat karena arah pandang dari mata kanan berbeda dengan mata kiri sehingga terjadi perubahan pemandangan latar belakangnya. “perpindahan” itulah yang menunjukkan adanya paralak

Paralaks juga terjadi pada bintang, setidaknya begitulah yang diharapkan 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 saat itu tidak ada satu orangpun yang dapat mendeteksinya sehingga bumi dianggap tidak bergerak (karena paralaks dianggap tidak ada). Model heliosentris kemudian ditinggalkan orang dan model geosentrislah yang lebih banyak digunakan untuk menjelaskan perilaku alam semesta.

Paralaks pada bintang baru bisa diamati untuk pertama kalinya pada tahun 1837 oleh friedrich bessel, seiring dengan teknologi teleskop untuk astronomi yang berkembang pesat (sejak galileo menggunakan teleskopnya untuk mengamati benda langit pada tahun 1609). Bintang yang ia amati adalah 61 cygni (sebuah bintang di rasi cygnus/angsa) yang memiliki paralaks 0,29″. Ternyata paralaks pada bintang memang ada, namun dengan nilai yang sangat kecil. Hanya keterbatasan instrumenlah yang membuat orang-orang sebelum bessel tidak mampu mengamatinya. Karena paralaks adalah salah satu bukti untuk model alam semesta heliosentris (yang dipopulerkan kembali oleh copernicus pada tahun 1543), maka penemuan paralaks ini menjadikan model tersebut semakin kuat kedudukannya dibandingkan dengan model geosentris ptolemy yang banyak dipakai masyarakat sejak tahun 100 sm.

Setelah paralaks bintang ditemukan, penghitungan jarak bintang pun dimulai. Lihat ilustrasi di bawah ini untuk memberikan gambaran bagaimana paralaks bintang terjadi. Di posisi a, kita melihat bintang x memiliki latar belakang xa. Sedangkan 6 bulan kemudian, yaitu ketika bumi berada di posisi b, kita melihat bintang x memiliki 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.
[spoiler=gambar]

dari geometri segitiga kita ketahui adanya hubungan antara sebuah sudut dan dua buah sisi. Inilah landasan kita dalam menghitung jarak bintang dari sudut paralaks (lihat gambar di bawah). Apabila jarak bintang adalah d, sudut paralaks adalah p, dan jarak bumi-matahari adalah 1 sa (satuan astronomi = 150 juta kilometer), maka kita dapatkan persamaan sederhana

tan p = 1/d

atau d = 1/p, karena p adalah sudut yang sangat kecil sehingga tan p ~ p.

Spoiler for gambar

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 adalah 206265 sa atau 3,09 x 10^13 km. Jarak sebesar ini kemudian didefinisikan sebagai 1 pc (parsec, parsek), yaitu jarak bintang yang mempunyai paralaks 1 detik busur. Pada kenyataannya, paralaks bintang yang paling besar adalah 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 memiliki 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 kemudian membawa perubahan. Satelit tersebut mampu mengukur paralaks hingga ketelitian 0,001″, yang berarti mengukur jarak 100.000 bintang hingga 1000 parsek. Sebuah katalog dibuat untuk mengumpulkan data bintang yang diamati oleh satelit hipparcos ini. Katalog hipparcos yang diterbitkan di akhir 1997 itu tentunya membawa pengaruh yang sangat besar terhadap semua bidang astronomi yang bergantung pada ketelitian jarak.

Read More

Mari Mengenal Paralaks Bintang

Di malam hari yang gelap, kita dapat melihat taburan ratusan bintang di langit. Bintang-bintang tersebut hanya tampak sebagai titik-titik terang dan redup yang sama ukurannya di lihat mata kita. Namun lebih jauh, seberapa terang suatu bintang tidak menentukan jaraknya terhadap kita. Untuk menentukan jarak bintang, para astronom menggunakan berbagai metode, yang akan dibahas di bagian selanjutnya.

Skema penentuan jarak bintang dengan metode paralaks. Kredit

Gambar : NAOJ

Parallaks
Jika kita merentangkan tangan dengan jari jempol teracung di depan wajah kita, maka kita akan melihat bahwa letak jempol kita berubah saat kita melihatnya dengan sebelah mata, bergantian. Letak jempol bergeser terhadap gambar di belakangnya, dan pergeseran ini dinamakan parallaks. Para astronom menggunakan efek ini untuk menghitung jarak ke bintang dengan menghitung sudut antara garis-garis pandang bintang, yang diamati di dua tempat yang berbeda.

Parsek (Parsec)
Karena jarak bintang yang teramat jauh, sudut parallaksnya sangat kecil dan biasanya diukur dalam satuan detik busur. Parsek atau Parsec sendiri berasal dari kata parallax second, yaitu objek yang memiliki sudut parallaks satu detik. Besarnya detik busur sama dengan 1/3600 derajat. Kecil sekali bukan? Namun, kita dapat mengamati adanya perubahan kecil pada letak posisi bintang tersebut. Satu detik busur (“) sama dengan seperenam puluh menit busur (‘), dan satu menit busur sama dengan seperenam puluh derajat.
Para astronom menggunakan satuan-satuan yang tidak biasanya di pakai sehari-hari. Seperti dalam menghitung jarak ke bintang, tidak mengunakan satuan meter atau km, karena tidak cocok untuk jarak yang begitu besar. Maka untuk mempermudah, mereka menggunakan satuan-satuan seperti parsek dan tahun cahaya.
1 parsek (pc) = 3,26 tahun cahaya = 3,09 x 10¹³ km = 206 265 SA (Satuan Astronomi, jarak Bumi ke Matahari).
Bintang yang terdekat dengan Bumi kita, yaitu Matahari, jaraknya 1 SA, sedang bintang terdekat dari Matahari adalah bintang Proxima Centauri yang berjarak 1,294 pc.
Parallaks bintang
Untuk menghitung jarak ke bintang, para astronom menghitung pergeseran yang tampak pada bintang dalam kurun waktu satu tahun. Para astronom menggunakan dua waktu yang berbeda dalam mengamati bintang selama satu tahun periode ini, yaitu ketika bumi berada di tempat yang bersebrangan. Sepanjang bumi mengelilingi Matahari, astronom melihat pergerakan bintang terhadap bintang-bintang di belakangnya yang karena jaraknya lebih jauh, terlihat diam. Semakin dekat bintang, parallaksnya semakin besar.

Paralaks bintang merupakan metode untuk mengukur jarak bintang

Seperti yang kita lihat pada gambar, garis-garis pandang dan garis yang menghubungkan posisi pengamatan membentuk segitiga dengan bintang sebagai puncaknya. Andaikan dmatahari adalah jarak Bumi-Matahari, d adalah jarak Matahari – bintang, dan p adalah sudut parallaks, didapatkan formula parallaks:
d (parsek) = 1 / p (detik busur)
Semakin jauh bintang, semakin kecil parallaksnya, dan dibutuhkan baseline pengukuran yang lebih besar pula. Namun, baseline pengamatan dari bumi terbatas karena orbit planet kita mengelilingi Matahari. Oleh karena itu, pengukuran menggunakan parallaks ini terbatas hanya sampai sudut paralllaks sebesar 0,01 detik busur, artinya bintang yang jaraknya lebih dari 100 parsek tidak dapat diukur menggunakan metode ini.
Namun, pada tahun 1989, ESA (Eroupean Space Agency) meluncurkan misi Hipparcos yang bertujuan menghitung sudut parallaks bintang-bintang di dalam galaksi kita. Hipparcos telah menghitung parallaks lebih dari 120.000 bintang yang jaraknya mencapai 650 parsek (500 tahun cahaya) dari Matahari.

Read More

Permasalahan Arah Kiblat dan Cara Menghitungnya

Permasalahan Arah Kiblat dan Cara Menghitungnya-Apakah arah kiblat masjid bisa berubah atau bergeser akibat gempa bumi maupun bergeraknya lempeng Bumi seperti isu yang tengah berkembang ? Jawabannya tentu TIDAK! Artinya pengukuran sebelumnya memang yang membuat arah kiblat masjid tersebut tidak tepat. Dan para pakar geologi menegaskan bahwa kiblat tidak akan bergeser karena gempa maupun pergeseran lempeng Bumi.

Apakah arah kiblat cukup ke BARAT, sebagaimana yang difatwakan oleh MUI (Majelis Ulama Indonesia) beberapa waktu yang lalu? Jawabannya tentu TIDAK! Sebab di zaman sekarang menentukan arah kiblat semudah membalik telapak tangan, karena saking mudahnya alias tidak sulit.


Berikut dalil naqli dan aqli yang membahas tentang arah Kiblat :

Dan dari mana saja engkau keluar (untuk shalat), maka hadapkanlah mukamu ke arah Masjidil Haram (Ka’bah), dan sesungguhnya perintah berkiblat ke Ka’bah itu adalah benar dari Tuhanmu. Dan (ingatlah), Allah tidak sekali-kali lalai akan segala apa yang kamu lakukan.” (QS. Al-Baqarah : 149)

Baitullah (Ka’bah) adalah kiblat bagi orang-orang di dalam Masjid Al-Haram dan Masjid Al-Haram adalah kiblat bagi orang-orang yang tinggal di Tanah Haram (Makkah) dan Makkah adalah qiblat bagi seluruh penduduk bumi Timur dan Barat dari umatku” (HR. Al-Baihaqi)

“Jika kamu mendirikan shalat, maka sempurnakanlah wudhu, kemudian menghadap kiblat, lalu takbir, kemudian bacalah apa yang kamu hafal dari qur’an, lalu ruku’ sampai sempurna, kemudian i’tidal sampai sempurna, kemudian sujud sampai sempurna, kemudian duduk di antara dua sujud sampai sempurna, kemudian sujud sampai sempurna, lakukanlah yang demikian itu setiap rekaat.” (HR. Abu Hurairah)

Sebab di zaman sekarang menentukan arah kiblat semudah membalik telapak tangan karena saking mudahnya. Alatnya hanya jam dan tongkat atau seutas benang.
Dalam ajaran Islam, menghadap ke arah kiblat atau bangunan Ka’bah yang berada di Masjidil Haram adalah merupakan tuntutan syariah dalam melaksanakan ibadah tertentu. Berkiblat wajib dilakukan ketika hendak mengerjakan shalat dan menguburkan jenazah Muslim. Menghadap kiblat juga merupakan ibadah sunnah ketika tengah azan, berdoa, berzikir, membaca Al-Quran, menyembelih binatang dan sebagainya.


Mengukur Arah Qiblat yang Murah, Praktis, Akurat dan Ilmiah.


Lantas apakah bisa mengukur arah kiblat secara presisi dengan biaya yang murah? Jawabannya adalah BISA! Yaitu dengan menggunakan fenomena astronomis yang terjadi pada hari yang disebut sebagai yaumul rashdil qiblat atau hari meluruskan arah kiblat karena saat itu Matahari tepat di atas Ka’bah.
Fenomena yang terjadi 2 kali selama setahun ini dikenal juga dengan istilah “Transit Utama” atau “Istiwa A’dhom”
Pada tanggal 28 Mei dan 16 Juli 2010 Matahari tepat berada di atas Ka’bah.

Istiwa', dalam bahasa astronomi adalah transit yaitu fenomena saat posisi Matahari melintasi di meridian langit. Dalam penentuan waktu shalat, istiwa digunakan sebagai pertanda masuknya waktu shalat Dhuhur. Setiap hari dalam wilayah Zona Tropis yaitu wilayah sekitar garis Khatulistiwa antara 23,5˚ LU sampai 23,5˚ LS posisi Matahari saat istiwa’ selalu berubah, terkadang di Utara dan disaat lain di Selatan sepanjang garis Meridian. Hingga pada saat tertentu sebuah tempat akan mengalami peristiwa yang disebut Istiwa A’dhom yaitu saat Matahari berada tepat di atas kepala pengamat di lokasi tersebut.

Hal ini bisa dipahami sebab akibat gerakan semu Matahari yang disebut sebagai gerak tahunan Matahari. Ini diakibatkan selama Bumi beredar mengelilingi Matahari sumbu Bumi miring 66,5˚ terhadap bidang edarnya sehingga selama setahun Matahari terlihat mengalami pergeseran antara 23,5˚ LU sampai 23,5˚ LS. Pada saat nilai azimuth Matahari sama dengan nilai azimuth lintang geografis sebuah tempat maka di tempat tersebut terjadi Istiwa A’dhom yaitu melintasnya Matahari melewati zenit lokasi setempat.

Demikian halnya Ka’bah yang berada pada koordinat 21,4° LU dan 39,8° BT dalam setahun juga akan mengalami 2 kali peristiwa Istiwa A’dhom yaitu setiap tanggal 28 Mei sekitar pukul 12.18 waktu setempat dan 16 Juli sekitar pukul 12.27 waktu setempat. Jika waktu tersebut dikonversi maka di Indonesia peristiwanya terjadi pada 28 Mei pukul 16.18 WIB dan 16 Juli pukul 16.27 WIB. Dengan adanya peristiwa Matahari tepat di atas Ka’bah tersebut maka umat Islam yang berada jauh dan berbeda waktu tidak lebih dari 5 atau 6 jam dapat menentukan arah kiblat secara presisi menggunakan teknik bayangan Matahari.

Konsep mengukur arah kiblat ini sangat sederhana. Pada tanggal 16 Juli 2010 pukul 16:27 WIB, matahari tepat berada di atas Ka’bah. Maka Posisi Matahari adalah Arah Kiblat, dan Bayangan Matahari adalah Arah Kiblat.

Konsep sederhana dalam mengukur arah kiblat.

1. Saat Matahari di atas Ka’bah maka semua bayangan benda tegak akan mengarah ke Ka’bah.

2. Pada tanggal 28 Mei 2010 pukul 16:18 WIB dan 16 Juli 2010 pukul 16:27 WIB, Matahari tepat berada di atas Ka’bah

3. Posisi Matahari = Arah Kiblat

4. Bayangan Matahari = Arah Kiblat.



Cara menera (mengukur) arah Qiblat dengan tepat :

1. Penentuan arah kiblat menggunakan fenomena Istiwa A'dhom hanya berlaku untuk tempat-tempat yang pada saat peristiwa itu terjadi (tanggal 16 Juli 2010 pukul 16:27 WIB), dapat melihat matahari secara langsung.

2. Siapkan jam atau arloji yang sudah dicocokkan (dikalibrasi) waktunya secara tepat sesuai dengan radio, televisi, internet atau telepon ke 103.

3. Tentukan lokasi masjid, musholla, surau atau rumah yang akan diluruskan arah kiblatnya.

4. Sediakan tongkat lurus panjang minimal 1 meter. Akan lebih bagus jika menggunakan benang besar yang diberi bandul sehingga tegak benar.

5. Tentukan lokasi pengukuran; di dalam masjid (diutamakan) atau di sisi Selatan Masjid atau di sisi Utara atau di halaman depan masjid. Yang penting tempat tersebut datar dan masih mendapatkan penyinaran Matahari saat peristiwa Istiwa A’dhom (matahari di atas Ka’bah) sedang berlangsung.



6. Pasang tongkat secara tegak dengan bantuan lot tukang (jika menggunakan tongkat) atau pasang benang lengkap dengan bandul serta penyangganya di tempat tersebut. (Persiapan jangan terlalu mendekati waktu terjadinya fenomena agar tidak terburu-buru)

7. Tunggu sampai saat Istiwa A’dhom terjadi dan amatilah bayangan Matahari yang terjadi. Berilah tanda menggunakan spidol, benang, lakban, penggaris atau alat lain yang dapat membuat tanda lurus. Maka itulah arah kiblat yang sebenarnya

8. Gunakan benang, sambungan pada tegel lantai, atau teknik lain yang dapat meluruskan arah kiblat ini ini ke dalam masjid. Intinya yang hendak kita ukur sebenarnya adalah garis shaff yang posisinya tegak lurus (90°) terhadap arah kiblat. Maka setelah garis arah kiblat kita dapatkan untuk membuat garis shaff dapat dilakukan dengan mengukur arah sikunya dengan bantuan benda-benda yang memiliki sudut siku misalnya lembaran triplek atau kertas karton.




9. Sebaiknya bukan hanya masjid atau mushalla atau surau saja yang perlu diluruskan arah kiblatnya. Mungkin kiblat di rumah kita sendiri selama ini juga saat kita shalat belum tepat menghadap ke arah yang benar. Sehingga saat peristiwa tersebut ada baiknya kita juga bisa melakukan pelurusan arah kiblat di rumah masing-masing. Semoga cuaca cerah.

10. Jika anda khawatir gagal karena Matahari terhalang oleh mendung (atau kendala lainya), maka toleransi pengukuran dapat dilakukan pada H-2 hingga H+2 (tanggal 14 sd 18 Juli 2010), dengan cara menambah 3 menit perhari sesudahnya (tanggal 17-18 Juli), dan mengurangi 3 menit per hari sebelumnya (tanggal 14-15 Juli).

Bisa langsung juga menentukan arah kiblat disini

Read More