Matahari Sebagai Pusat Tata Surya

Matahari adalah bola gas yang sangat panas dan merupakan salah satu bintang dalam galaksi bimasakti. Matahari memiliki ukuran, massa, volume, temperature, dan gravitasi paling besar sehingga memiliki pengaruh besar terhadap benda-benda yang mengelilinginya seperti : planet dan satelitnya, planet-planet kerdil, asteroid, komet, dan debu

Matahari terbentuk dari gas helium (25%), gas hidrogen (74%) terionisasi. Senyawa penyusun lainnya yaitu : silikon, nikel, besi, magnesium, karbon, sulfur, kalsium, kromium dan neon. Matahari memiliki diameter sekitar 1.392.000 km atau sekitar 109 kali diameter bumi. Berat totalnya sekitar 332.000 kali berat bumi. Volumenya diperkirakan sekitar 1.300.000 kali volume bumi. Temperature di permukaannya sekitar 5000 derajat celcius, sedangkan temperature pusatnya sekitar 15.000.000 derajat celcius. Gaya gravitasi matahari sebanding dengan 28 kali gravitasi bumi, hal ini berarti apabila seseorang di bumi dengan berat 10 kg, maka saat ia berada di matahari beratnya menjadi 280 kg. Namun, gaya gravitasi mataharilah yang menahan planet-planet agar tetap berada pada orbitnya masing-masing.

Struktur Matahari

Atmosfer Matahari

Merupakan lapisan paling luar, berbentuk gas dan terdirir atas 2 lapisan yaitu : kromosfer dan korona. Kromosfer adalah lapisan atmosfer bagian bawah yang berwarna merah dengan tebal sekitar 10.000 km. Pada lapisan ini seringkali muncul tonjolan cahaya berbentuk lidah api yang disebut dengan prominensa. Sedangkan korona adalah lapisan atmosfer bagian atas yang berwarna kuning kemerahan dan memiliki tebal hingga ribuan kilometer. Kromosfer dan korona tidak dapat terlihat jelas dari bumi. Atmosfer baru akan terlihat jelas saat terjadi gerhana matahari .

Fotosfer Matahari

Merupakan lapisan yang berwarna perak kekuning kuningan yang terdiri atas gas padat bersuhu tinggi. Tebalnya sekitar 500 km dengan suhu sekitar 5500 derajat celcius. Sebagian besar radiasi matahari berasal dari fotosfer.

Barisfer (Inti Matahari)

Merupakan bagian matahari yang letaknya paling dalam, berdiameter sekitar 500.000 km dengan temperature sekitar 15.000.000 derajat celcius. Pada lapisan ini terjadi reaksi inti yang menyebabkan terjadinya sintesis hidrogen menjadi helium dengan karbon sebagai katalisatornya.

Zona radiatif 

Zona radiatif adalah daerah yang menyelubungi inti Matahari. Energi dari inti dalam bentuk radiasi berkumpul di daerah ini sebelum diteruskan ke bagian Matahari yang lebih luar. Kepadatan zona radiatif adalah sekitar 20 g/cm3 dengan suhu dari bagian dalam ke luar antara 7 juta hingga 2 juta derajat Celcius. Suhu dan densitas zona radiatif masih cukup tinggi, namun tidak memungkinkan terjadinya reaksi fusi nuklir. (Sumber :  http://id.wikipedia.org/wiki/Matahari )

Zona konvektif 

Zona konvektif adalah lapisan di mana suhu mulai menurun. Suhu zona konvektif adalah sekitar 2 juta derajat Celcius (3.5 juta derajat Fahrenheit). Setelah keluar dari zona radiatif, atom-atom berenergi dari inti Matahari akan bergerak menuju lapisan lebih luar yang memiliki suhu lebih rendah.] Penurunan suhu tersebut menyebabkan terjadinya perlambatan gerakan atom sehingga pergerakan secara radiasi menjadi kurang efisien lagi. Energi dari inti Matahari membutuhkan waktu 170.000 tahun untuk mencapai zona konvektif. Saat berada di zona konvektif, pergerakan atom akan terjadi secara konveksi di area sepanjang beberapa ratus kilometer yang tersusun atas sel-sel gas raksasa yang terus bersirkulasi. Atom-atom bersuhu tinggi yang baru keluar dari zona radiatif akan bergerak dengan lambat mencapai lapisan terluar zona konvektif yang lebih dingin menyebabakan atom-atom tersebut "jatuh" kembali ke lapisan teratas zona radiatif yang panas yang kemudian kembali naik lagi. Peristiwa ini terus berulang menyebabkan adanya pergerakan bolak-balik yang menyebabakan transfer energi seperti yang terjadi saat memanaskan air dalam panci. Oleh sebab itu, zona konvektif dikenal juga dengan nama zona pendidihan (the boiling zone). Materi energi akan mencapai bagian atas zona konvektif dalam waktu beberapa minggu. (Sumber :  http://id.wikipedia.org/wiki/Matahari )

Pergerakan Matahari 

Matahari mempunyai dua macam pergerakan, yaitu sebagai berikut : 

1. Matahari berotasi pada sumbunya dengan selama sekitar 27 hari untuk mencapai satu kali putaran. Gerakan rotasi ini pertama kali diketahui melalui pengamatan terhadap perubahan posisi bintik Matahari. Sumbu rotasi Matahari miring sejauh 7,25° dari sumbu orbit Bumi sehingga kutub utara Matahari akan lebih terlihat di bulan September sementara kutub selatan Matahari lebih terlihat di bulan Maret. Matahari bukanlah bola padat, melainkan bola gas, sehingga Matahari tidak berotasi dengan kecepatan yang seragam. Ahli astronomi mengemukakan bahwa rotasi bagian interior Matahari tidak sama dengan bagian permukaannya. Bagian inti dan zona radiatif berotasi bersamaan, sedangkan zona konvektif dan fotosfer juga berotasi bersama namun dengan kecepatan yang berbeda. Bagian ekuatorial (tengah) memakan waktu rotasi sekitar 24 hari sedangkan bagian kutubnya berotasi selama sekitar 31 hari. Sumber perbedaan waktu rotasi Matahari tersebut masih diteliti. 
2. Matahari dan keseluruhan isi tata surya bergerak di orbitnya mengelilingi galaksi Bimasakti. Matahari terletak sejauh 28.000 tahun cahaya dari pusat galaksi Bimasakti. Kecepatan rata-rata pergerakan ini adalah 828.000 km/jam sehingga diperkirakan akan membutuhkan waktu 230 juta tahun untuk mencapai satu putaran sempurna mengelilingi galaksi.

Jarak Matahari ke bintang terdekat 

Sistem bintang yang terdekat dengan Matahari adalah Alpha Centauri. Bintang yang dalam kompleks tersebut yang memilkiki posisi terdekat dengan Matahari adalah Proxima Centauri, sebuah bintang berwarna merah redup yang terdapat dalam rasi bintang Centaurus. Jarak Matahari ke Proxima Centauri adalah sejauh 4,3 tahun cahaya (39.900 juta km atau 270 ribu unit astronomi), kurang lebih 270 ribu kali jarak matahai ke Bumi. Para ahli astronomi mengetahui bahwa benda-benda angkasa senantiasa bergerak dalam orbit masing-masing. Oleh karena itu, perhitungan jarak dilakukan berdasarkan pada perubahan posisi suatu bintang dalam kurun waktu tertentu dengan berpatokan pada posisinya terhadap bintang-bintang sekitar. Metode pengukuran ini disebut parallaks (parallax). 

Ciri khas Matahari

Berikut ini adalah beberapa ciri khas yang dimiliki oleh Matahari:

Prominensa (lidah api Matahari)

Prominensa adalah salah satu ciri khas Matahari, berupa bagian Matahari menyerupai lidah api yang sangat besar dan terang yang mencuat keluar dari bagian permukaan serta seringkali berbentuk loop (putaran). Prominensa disebut juga sebagai filamen Matahari karena meskipun julurannya sangat terang bila dilihat di angkasa yang gelap, namun tidak lebih terang dari keseluruhan Matahari itu sendiri. Prominensa hanya dapat dilihat dari Bumi dengan bantuan teleskop dan filter. Prominensa terbesar yang pernah ditangkap oleh SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) diestimasi berukuran panjang 350 ribu km. 

Sama seperti korona, prominensa terbentuk dari plasma namun memiliki suhu yang lebih dingin. Prominensa berisi materi dengan massa mencapai 100 miliar kg. Prominensa terjadi di lapisan fotosfer Matahari dan bergerak keluar menuju korona Matahari. Plasma prominensa bergerak di sepanjang medan magnet Matahari. Erupsi dapat terjadi ketika struktur prominesa menjadi tidak stabil sehingga akan pecah dan mengeluarkan plasmanya. Ketika terjadi erupsi, material yang dikeluarkan menjadi bagian dari struktur magnetik yang sangat besar disebut semburan massa korona (coronnal mass ejection/ CME). Pergerakan semburan korona tersebut terjadi pada kecepatan yang sangat tinggi, yaitu antara 20 ribu m/s hingga 3,2 juta km/s. Pergerakan tersebut juga menyebabkan peningkatan suhu hingga puluhan juta derajat dalam waktu singkat. Bila erupsi semburan massa korona mengarah ke Bumi, akan terjadi interaksi dengan medan magnet Bumi dan mengakibatkan terjadinya badai geomagnetik yang berpotensi mengganggu jaringan komunikasi dan listrik. 

Suatu prominensa yang stabil dapat bertahan di korona hingga berbulan-bulan lamanya dan ukurannya terus membesar setiap hari. Para ahli masih terus meneliti bagaimana dan mengapa prominensa dapat terjadi. 

Bintik Matahari 

Bintik Matahari terlihat seperti noda kehitaman di permukaan Matahari. Bintik Matahari adalaah granula-granula cembung kecil yang ditemukan di bagian fotosfer Matahari dengan jumlah yang tak terhitung. Bintik Matahari tercipta saat garis medan magnet Matahari menembus bagian fotosfer. Ukuran bintik Matahari dapat lebih besar daripada Bumi. Bintik Matahari memiliki daerah yang gelap bernama umbra, yang dikelilingi oleh daerah yang lebih terang disebut penumbra. Warna bintik Matahari terlihat lebih gelap karena suhunya yang jauh lebih rendah dari fotosfer. Suhu di daerah umbra adalah sekitar 2.200 °C sedangkan di daerah penumbra adalah 3.500 °C. Oleh karena emisi cahaya juga dipengaruhi oleh suhu maka bagian bintik Matahari umbra hanya mengemisikan 1/6 kali cahaya bila dibandingkan permukaan Matahari pada ukuran yang sama. 

Angin Matahari

Angin Matahari terbentuk aliran konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atomosfer Matahari, yang bergerak ke seluruh tata surya. Partikel-partikel tersebut memiliki energi yang tinggi, namun proses pergerakannya keluar medan gravitasi Matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna. Kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai 400 km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500 km/s. Kecepatan ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari Matahari. Angin Matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750 km/s dan berasal dari lubang korona di atmosfer Matahari. 

Beberapa bukti adanya angin surya yang dapat dirasakan atau dilihat dari Bumi adalah badai geomagnetik berenergi tinggi yang merusak satelit dan sistem listrik, aurora di Kutub Utara atau Kutub Selatan, dan partikel menyerupai ekor panjang pada komet yang selalu menjauhi Matahari akibat hembusan angin surya. Angin Matahari dapat membahayakan kehidupan di Bumi bila tidak terdapat medan magnet Bumi yang melindungi dari radiasi. Pada kenyataannya, ukuran dan bentuk medan magnet Bumi juga ditentukan oleh kekuatan dan kecepatan angin surya yang melintas. 

Badai Matahari 

Badai Matahari terjadi ketika ada pelepasan seketika energi magnetik yang terbentuk di atmosfer Matahari. Plasma Matahari yang meningkat suhunya hingga jutaan Kelvin beserta partikel-partikel lainnya berakselerasi mendekati kecepatan cahaya. Total energi yang dilepaskan setara dengan jutaan bom hidrogen berukuran 100 megaton. Jumlah dan kekuatan badai Matahari bervariasi. Ketika Matahari aktif dan memiliki banyak bintik, badai Matahari lebih sering terjadi. Badai Matahari seringkali terjadi bersamaan dengan luapan massa korona. Badai Matahari memberikan risiko radiasi yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronot, dan terutama sistem telekomunikasi Bumi. Badai Matahari yang pertama kali tercatat dalam pustaka astronomi adalah pada tanggal 1 September 1859. Dua peneliti, Richard C. Carrington dan Richard Hodgson yang sedang mengobservasi bintik Matahari melalui teleskop di tempat terpisah, mengamati badai Matahari yang terlihat sebagai cahaya putih besar di sekeliling Matahari. Kejadian ini disebut Carrington Event dan menyebabkan lumpuhnya jaringan telegraf transatlantik antara Amerika dan Eropa. 

Apakah "Galaksi" itu?

Galaksi adalah gugusan bintang-bintang yang terikat oleh gaya gravitasi, jumlahnya sangat besar dan tersebar di alam semesta. Galaksi terkecil terdiri dari jutaan bintang sedangkan galaksi besar terdiri dari bintang yang jumlahnya milyaran. 

Bintang kita, Matahari merupakan salah satu bintang dalam galaksi yang disebut Galaksi Bimasakti. Bimasakti merupakan bagian dari gugus yang beranggotakan 30 galaksi yang disebut dengan rumpun lokal dengan 3 anggota terbesarnya yaitu : Galaksi Bimasakti, Galaksi Andromeda (M31) dan M33

Tipe Galaksi

Galaksi memiliki berbagai macam bentuk dan ukuran yang berbeda-beda. Pada tahun 1920-an astronom dunia Edwin P. Hubble mengklasifikasikan galaksi menurut tingkat kepipihannya yaitu :

1. Eliptik (E)
2. Spiral (S)
3. Spiral Batang (SB)

Galaksi Elips

Galaksi Spiral Berbatang

Galaksi Spiral

Galaksi Tak Beraturan

Secara lebih detail, Hubble mengklasifikasikan Galaksi menjadi :

1. Galaksi Elips : Berbentuk elips dan memiliki distribusi bintang yang merata
2. Galaksi Lenticular : Bentuknya mirip seperti piringan dan terdapa gembungan pada pusatnya, tetapi tidak spiral
3. Galaksi Spiral : Memiliki gembungan pada pusatnya dan piringan yang spiral. Pusat lengan terdapat di gembungan
4. Galaksi Spiral Batang : Spiralnya tidak berpangkal di gembungan pusat, tetapi dari batang yang menembus gembungan pusat
5. Galaksi Tak Beraturan : Galaksi yang tidak memiliki pola

Klasifikasi Hubble ini banyak didasarkan pada potret-potret pengamatannya melalui teleskop. Awalnya Hubble berpendirian bahwa awalnya galaksi berbentuk elips yang kemudian berevolusi menjadi galaksi spiral. Walaupun banyak para astronom yang bertentangan dengan teori ini, namun para astronom masih terpengaruh Hubble dalam menyatakan jenis galaksi. 

Berdasarkan hal ini para astronom akhirnya membuat teori tentang evolusi galaksi yang menyatakan bahwa galaksi elips merupakan tumbukan dari dua galaksi yaitu galaksi spiral atau galaksi spiral dengan galaksi tak beraturan. Tumbukan ini melepaskan gas dan debu yang kemudian membuat orbit bintang-bintangnya tak beraturan

Proses Pembentukan Galaksi

Pembentukan dan pertumbuhan galaksi diperkirakan terjadi sebagai akibat gaya gravitasi antara sub galaksi atau gabungan sub galaksi yang prosesnya terjadi terus-menerus.
Yang menarik, data terbaru dari tim peneliti John Moores University, Liverpool justru menantang konsep yang sudah lama ada tersebut. Kok bisa? Data terbaru menunjukkan kalau pertumbuhan sebagian obyek masif tersebut berhenti 7 milyar tahun lalu saat alam semesta baru mencapai setengah dari usianya saat ini

Bagaimana galaksi terbentuk dan kemudian mengalami evolusi masih merupakan pertanyaan yang sebagian besar belum terjawab. Selama ini diyakini ada kelompok sub-galaksi yang bergabung membentuk galaksi, dan terkait dengan fluktuasi dalam kerapatan materi di kosmos yang tersisa setelah Dentuman Besar yang saat ini terlihat sebagai riak temperatur pada radiasi kosmik latar belakang (cosmic microwave background / cmb)

Untuk mempelajari evolusi galaksi, Claire Burke dan tim juga melibatkan Professor Chris Collins dan Dr John Stott (University of Durham) melihat dan menelaah galaksi paling masif di alam semesta yang dikenal sebagai Brightest Cluster Galaxies (BCGs) atau Gugus Galaksi Paling Terang. Dinamai demikian karena lokasinya berada pada pusat gugus galaksi, stuktur yang terdiri dari ratusan galaksi.

Dalam lingkungan alam semesta, BCGs berbentuk ellips, berukuran paling besar, seragam, dan paling masif dari galaksi – galaksi yang di amati. Setiap galaksi yang tergolong BCGs memiliki massa sebanding dengan 100 trilyun Matahari. Seperti galaksi ellips kecil, BCGs tersusun oleh bintang merah yang tua dan diperkirakan terbentuk melalui penggabungan populasi sub galaksi berkerapatan tinggi yang ditemukan di pusat gugus galaksi. Dengan mempelajari ukuran pertumbuhan BCGs maka diharapkan para ilmuwan bisa mendapatkan informasi terkait pembentukan dan evolusi galaksi secara umum.

Untuk bisa mengukur ukuran BCGs tidaklah mudah karena area terluarnya sangat redup. Untuk itu Burke dan timnya mengatasi masalah tersebut dengan menggunakan citra eksposur panjang dari arsip Teleskop Hubble, yang secara khusus memotret bagian redup dari galaksi-galaksi tersebut. BCGs yang dipelajari ini berada sangat jauh dan cahaya yang dideteksi pada galaksi-galaksi tersebut berasal dari cahaya 7 milyar tahun lalu. Artinya galaksi-galaksi tersebut tampak bagi pengamat sesuai dengan kondisinya saat ia berada di usia setengah usia alam semesta kini.

Setelah mempelajari dan menganalisa citra Hubble, ditemukan kalau BCGs jauh tersebut memiliki ukuran yang hampir sama dengan rekan mereka yang berada lebih dekat. Selain itu galaksi-galaksi ini harusnya bisa bertumbuh setidaknya 30% dalam 9 milyar tahun. Hasil simulasi untuk evolusi alam semeta justru memprediksi kalau BCGs seharusnya memiliki ukuran 3 kali lipat setelah waktu tersebut.

Lambatnya pertumbuhan sebagian besar galaksi masif jelas menjadi tantangan tersendiri bagi model pembentukan dan evolusi alam semesta struktur skala besar. Tampaknya para kosmolog membutuhkan beberapa bahan penting lainnya untuk bisa memahami evolusi galaksi dari masa lalu sampai masa kini.

Sumber

Merkurius (Planet Terkecil)

Merkurius adalah planet terkecil di dalam tata surya dan juga yang terdekat dengan Matahari dengan kala revolusi 88 hari dan kala rotasi 59 hari. Kecerahan planet ini berkisar di antara -2 sampai 5,5 dalam magnitudo tampak namun tidak mudah terlihat karena sudut pandangnya dengan Matahari kecil (dengan rentangan paling jauh sebesar 28,3 derajat. Merkurius hanya bisa terlihat pada saat subuh atau maghrib. Tidak begitu banyak yang diketahui tentang Merkurius karena hanya satu pesawat antariksa yang pernah mendekatinya yaitu Mariner 10 pada tahun 1974 sampai 1975. Mariner 10 hanya berhasil memetakan sekitar 40 sampai 45 persen dari permukaan planet.

Mirip dengan Bulan, Merkurius mempunyai banyak kawah dan juga tidak mempunyaisatelit alami serta atmosfer. Merkurius mempunyai inti besi yang menciptakan sebuah medan magnet dengan kekuatan 0.1% dari kekuatan medan magnet bumi. Suhu permukaan dari Merkurius berkisar antara 90 sampai 700 Kelvin (-180 sampai 430 derajat Celcius).

Pengamatan tercatat dari Merkurius paling awal dimulai dari zaman orang Sumeriapada milenium ke tiga sebelum masehi. Bangsa Romawi menamakan planet ini dengan nama salah satu dari dewa mereka, Merkurius (dikenal juga sebagai Hermes pada mitologi Yunani dan Nabu pada mitologi Babilonia). Lambang astronomis untuk merkurius adalah abstraksi dari kepala Merkurius sang dewa dengan topi bersayap di atas caduceus. Orang Yunani pada zaman Hesiod menamai Merkurius Stilbon dan Hermaon karena sebelum abad ke lima sebelum masehi mereka mengira bahwa Merkurius itu adalah dua benda antariksa yang berbeda, yang satu hanya tampak pada saat Matahari terbit dan yang satunya lagi hanya tampak pada saat Matahari terbenam. Di India, Merkurius dinamai Budha, anak dari Candra sang bulan. Di budaya Tiongkok, Korea, Jepang dan Vietnam, Merkurius dinamakan "bintang air". Orang-orang Ibrani menamakannya Kokhav Hamah, "bintang dari yang panas" ("yang panas" maksudnya Matahari). Diameter Merkurius 40% lebih kecil daripada Bumi (4879,4 km), dan 40% lebih besar daripada Bulan. Ukurannya juga lebih kecil (walaupun lebih padat) daripada satelit Yupiter, Ganymede dan satelit Saturnus, Titan.

Struktur Dalam

Dengan diameter sebesar 4879 km di katulistiwa, Merkurius adalah planet terkecil dari empat planet kebumian di Tata Surya. Merkurius terdiri dari 70% logam dan 30%silikat serta mempunyai kepadatan sebesar 5,43 g/cm³ hanya sedikit dibawah kepadatan Bumi. Namun apabila efek dari tekanan gravitasi tidak dihitung maka Merkurius lebih padat dari Bumi dengan kepadatan tak terkompres dari Merkurius 5,3 g/cm³ dan Bumi hanya 4,4 g/cm³.

Kepadatan Merkurius digunakan untuk menduga struktur dalamnya. Kepadatan Bumi yang tinggi tercipta karena tekanan gravitasi, terutamanya di bagian inti. Merkurius namun jauh lebih kecil dan bagian dalamnya tidak terdapat seperti bumi sehingga kepadatannya yang tinggi diduga karena planet tersebut mempunyai inti yang besar dan kaya akan besi. Para ahli bumi menaksir bahwa inti Merkurius menempati 42 % dari volumenya (inti Bumi hanya menempati 17% dari volume Bumi). Menurut riset terbaru, kemungkinan besar inti Merkurius adalah cair.

Mantel setebal 600 km menyelimuti inti Merkurius dan kerak dari Merkurius diduga setebal 100 sampai 200 km. Permukaan merkurius mempunyai banyak perbukitan yang kurus, beberapa mencapai ratusan kilometer panjangnya. Diduga perbukitan ini terbentuk karena inti dan mantel Merkurius mendingin dan menciut pada saat kerak sudah membatu.

Merkurius mengandung besi lebih banyak dari planet lainnya di tata surya dan beberapa teori telah diajukan untuk menjelaskannya. Teori yang paling luas diterima adalah bahwa Merkurius pada awalnya mempunyai perbandingan logam-silikat mirip dengan meteor Kondrit umumnya dan mempunyai massa sekitar 2,25 kali massanya yang sekarang. Namun pada awal sejarah tata surya, merkurius tertabrak oleh sebuah planetesimal berukuran sekitar seperenam dari massanya. Benturan tersebut telah melepaskan sebagian besar dari kerak dan mantel asli Merkurius dan meninggalkan intinya. Proses yang sama juga telah diajukan untuk menjelaskan penciptaan dari Bulan.

Teori yang lain menyatakan bahwa Merkurius mungkin telah terbentuk dari nebula Matahari sebelum energi keluaran Matahari telah stabil. Merkurius pada awalnya mempunyai dua kali dari massanya yang sekarang, namun dengan mengambangnya protomatahari, suhu di sekitar merkurius dapat mencapai sekitar 2500 sampai 3500 Kelvin dan mungkin mencapai 10000 Kelvin. Sebagian besar permukaan Merkurius akan menguap pada temperatur seperti itu, membuat sebuah atmosfer "uap batu" yang mungkin tertiup oleh angin surya 

Sumber

Teori yang paling luas diterima, adalah bahwa Merkuri pada awalnya mempunyai perbandingan logam-silikat mirip dengan meteor Kondrit umumnya, mempunyai massa sekitar 2,25 kali massanya yang sekarang. Namun, pada awal sejarah tata surya, merkurius tertabrak oleh sebuah planetesimal berukuran sekitar seperenam dari massanya. Benturan tersebut telah melepaskan sebagian besar dari kerak dan mantel asli Merkurius, dan meninggalkan intinya. Proses yang sama juga telah diajukan untuk menjelaskan penciptaan dari Bulan.

Teori ketiga mengajukan bahwa mengakibatkan tarikan pada partikel yang darinya Merkurius akan terbentuk sehingga partikel yang lebih ringan hilang dari materi pengimbuhan. Masing-masing dari teori ini memprediksikan susunan permukaan yang berbeda. Dua misi antariksa di masa datang, MESSENGER dan BepiColombo akan menguji teori-teori ini 

Sumber

Bagian Luar

Merkurius merupakan planet yg tandus. Permukaanya berbatu-batu dan terdapat banyak kawah. Kaloris merupakan kawah terbesar di planet ini. Garis tengah Kaloris sekitar 1.300 Km.

Atmosfer merkurius terdiri dari uap natrium dan kalium yg sangat tipis, sehingga kadang-kadang planet ini di anggap tidak mempunyai atmosfer. Akibatnya tidak ada udara yg menyerap panas Matahari.

Cincin Planet

Merkurius tidak memiliki, karena planet ini terdapat di bagian planet dalam pada tata surya. Yang memiliki cincin adalah planet bagian luar, seperti Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus.

Ciri-Ciri 

Ciri-ciri umum Planet Merkurius adalah, sbb :

1. Nama Planet : Merkurius2. Kala Rotasi : 59,0 Hari
3. Kala Revolusi : 88,0 Hari
4. Atmosfer : Uap Natrium, Kalium Yang Tipis
5. Satelit Alam : Tidak ada
6. Jarak Ke Matahari : 57,9 Juta Km
7. Diameter Planet : 4,879 Km
8. Warna Planet : Hitam Keputih-Putihan
9. Lambang Astronomis : 

Sumber

.

Pengertian Planet

Apa itu planet? berdasarkan kamus, planet adalah obyek langit yang bersinar karena memantulkan cahaya dari bintang dan bergerak mengelilingi bintang. Bagi masyarakat awam, planet adalah anggota tata surya yang bergerak mengitari matahari.

Bagi para pengamat langit, planet merupakan obyek langit yang tidak berkelap kelip seperti bintang karena planet tidak dapat menghasilkan cahaya. Namun bagi para peneliti, definisi planet tidak semudah itu. Hasil pengamatan selama bertahun-tahun yang disertai berbagai teori memberikan berbagai definisi tentang planet. Sebagian kutipan definisi planet tersebut sebagai berikut :

Geoffry W Marcy:
Planet adalah obyek yang memiliki massa antara yang dipunyai Pluto dan ambang pembakaran deutrium dan yang terbentuk dalam orbit di sekeliling obyek yang dapat membangkitkan energi melalui reaksi nuklir.
G H A Cole:
planet adalah sebuah benda dingin
Gibor Basri:
planet adalah non fusor yang sferis yang lahir dalam orbit disekeliling suatu fusor.
Alan Stern & Hal Levinson:
planet adalah benda keplanetan yang terikat dalam orbit sekeliling sistem multi bintang dan bintang tunggal.
Mike Brown
planet adalah obyek dalam tata surya yang lebih masif dari total massa obyek lainnya dalam orbit yang berdekatan atau sama.

Planet sendiri berasal dari kata Yunani “wanderer” atau “pengelana” yang merupakan obyek langit dingin, dan tidak menghasilkan energi. Planet hanya dapat memantulkan cahaya bergantung pada besar albedonya. Sebagai benda dingin, planet tidak memiliki sumber energi panas yang signifikan didalamnya dan tidak dipengaruhi oleh temperatur. Bila pada katai coklat dan bintang proses termonuklir menyuplai energi panas internal, pada planet energi panas diperoleh dari luar dirinya misalnya dari bintang induk. Selain itu kondisi interior planet, tidak cukup memadai untuk menyebabkan ionisasi atom-atom pembentuknya.

Problema Ukuran Sebuah Planet
Keberadaan Pluto sebagai planet semakin hari semakin terancam, bahkan seharusnya sejak awal Pluto tidak ditempatkan sebagai planet. Ukuran Pluto yang kecil bahkan kurang dari setengah kali ukuran planet lainnya, dengan orbit yang berbeda dari planet lainnya menyebabkan sebagian astronom menempatkannya sebagai bagian dari Sabuk Kuipert. Sabuk Kuipert diketahui keberadaannya pada tahun 1982 dengan anggota batu-batuan yang beku.

Menurut Michael A’Hearn, astronom dari University of Maryland dan mantan presiden divisi IAU’s Planetary Systems Sciences, “seandainya saja saat Pluto ditemukan (thn 1930), kita telah mengetahui adanya sabuk Kuipert, maka ia akan menjadi obyek raksasa Sabuk Kuipert”.

Pada awal tahun 1999, terjadi perdebatan di kalangan IAU saat Pluto diberikan dua status sebagai planet dan sebagai obyek trans-neptunian, mengacu pada lokasinya yang jauh. Namun status ini kemudian dibatalkan dan sampai saat ini kita masih mengenal Pluto sebagai salah satu planet dalam tata surya.

Dengan menggunakan perhitungan batas massa dari G.H.A. Cole berdasarkan komposisi pembentukannya, maka Pluto masih dapat dikategorikan sebagai planet. Demikian juga halnya dengan Varuna, Quouar, Ceres dan Sedna. Namun bagi mereka yang menganggap Pluto bukanlah planet, maka Sedna akan tetap dikenal sebagai planetoid.

Sistem Tata Surya berdasarkan klasifikasi baru. Kredit : IAU

Resolusi IAU 2006
Tahun 2005, Mike Brown dan timnya menemukan sebuah obyek yang lebih besar dari Pluto di area Sabuk Kuiper atau juga dikenal sebagai obyek trans-Neptunian. Keberadaan benda kecil yang awalnya dikenal sebagai 2003 UB313 menjadi pemicu perdebatan definisi planet. Pertanyaanya, dengan ukuran lebih besar dari Pluto, akankah 2003 UB313 atau yang sempat dinamai Xena ini akan menjadi planet ke-10?

Jika obyek yang kemudian resmi dinamai Eris ini menjadi planet ke-10, tentu akan ada sederetan benda-benda berukuran serupa di Sabuk Kuiper yang juga harus diperhitungkan sebagai planet. Maka, pada tahun 2006, dalam General Assembly IAU yang ke-26 di Praha, ditetapkanlah resolusi baru mengenai definisi planet :
Memiliki orbit yang mengitari Matahari / bintang
Memiliki massa yang besar agar gravitasinya cukup besar untuk mempertahankan bentuk bola
Mampu membersihkan area sekeliling orbitnya dari benda-benda kecil.

Terkait syarat ke-3, menurut Hal Levison, ada dua cara planet membersihkan populasi benda kecil disekelilingnya :
Planet bisa mengakresi benda-benda kecil tersebut
Planet tersebut secara gravitasional melontarkan benda-benda kecil disekelilingnya keluar dari Tata Surya.

Resolusi IAU tersebut menghasilkan 3 kategori utama dalam Tata Surya :
Planet : 8 obyek dari Merkurius, Venus, Bumi, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus
Planet Katai : Ceres, Pluto, Haumea, Makemake, Eris dan obyek bundar lainnya yang belum menyapu bersih lingkungan disekitar orbitnya, dan bukan merupakan satelit
Benda Kecil di Tata Surya : semua obyek lain yang mengorbit Matahari.

Pada tahun 2008, IAU menetapkan nama Plutoid bagi obyek planet kerdil yang berada di luar orbit Neptunus atau yang juga dikenal sebagai trans Neptunian object. Plutoid merupakan benda langit yang mengorbit Matahari pada jarak lebih besar dari jarak Neptunus. Mereka memiliki massa yang cukup agar gaya gravitasi dapat mempertahankan bentuk bola. Kriteria lainnya adalah area di sekeliling orbit plutoid masih belum bersih dari obyek-obyek lainnya.


Sumber

Kenali Tata Surya Kita

Tata Surya adalah kumpulan benda langit yang terdiri atas sebuah bintang yang disebut Matahari dan semua objek yang terikat oleh gaya gravitasinya. Objek-objek tersebut termasuk delapan buah planet yang sudah diketahui dengan orbit berbentuk elips, lima planet kerdil/katai, 173 satelit alami yang telah diidentifikasi, dan jutaan benda langit (meteor, asteroid, komet) lainnya.
Tata Surya terbagi menjadi Matahari, empat planet bagian dalam, sabuk asteroid, empat planet bagian luar, dan di bagian terluar adalah Sabuk Kuiper dan piringan tersebar.Awan Oort diperkirakan terletak di daerah terjauh yang berjarak sekitar seribu kali di luar bagian yang terluar.

Berdasarkan jaraknya dari Matahari, kedelapan planet Tata Surya ialah Merkurius (57,9 juta km), Venus (108 juta km), Bumi (150 juta km), Mars (228 juta km), Yupiter (779 juta km), Saturnus (1.430 juta km), Uranus (2.880 juta km), dan Neptunus (4.500 juta km). Sejak pertengahan 2008, ada lima objek angkasa yang diklasifikasikan sebagai planet kerdil. Orbit planet-planet kerdil, kecuali Ceres, berada lebih jauh dari Neptunus. Kelima planet kerdil tersebut ialah Ceres (415 juta km. di sabuk asteroid; dulunya diklasifikasikan sebagai planet kelima), Pluto (5.906 juta km.; dulunya diklasifikasikan sebagai planet kesembilan), Haumea (6.450 juta km), Makemake (6.850 juta km), dan Eris (10.100 juta km).

Enam dari kedelapan planet dan tiga dari kelima planet kerdil itu dikelilingi oleh satelit alami. Masing-masing planet bagian luar dikelilingi oleh cincin planet yang terdiri dari debu dan partikel lain

Gambaran umum Tata Surya (Ukuran planet digambarkan sesuai skala, sedangkan jaraknya tidak): Matahari, Merkurius, Venus, Bumi,Mars, Ceres, Yupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus, Pluto, Haumea,Makemake dan Eris.

ASAL USUL
Banyak hipotesis tentang asal usul Tata Surya telah dikemukakan para ahli, beberapa di antaranya adalah:

Hipotesis Nebula

Pierre Simon Laplace
Pendukung Hipotesis Nebula

Hipotesis nebula pertama kali dikemukakan oleh Emanuel Swedenborg (1688-1772) tahun 1734 dan disempurnakan oleh Immanuel Kant (1724-1804) pada tahun 1775. Hipotesis serupa juga dikembangkan oleh Pierre Marquis de Laplace secara independen pada tahun 1796. Hipotesis ini, yang lebih dikenal dengan Hipotesis Nebula Kant-Laplace, menyebutkan bahwa pada tahap awal, Tata Surya masih berupa kabut raksasa. Kabut ini terbentuk dari debu, es, dan gas yang disebut nebula, dan unsur gas yang sebagian besar hidrogen. Gaya gravitasi yang dimilikinya menyebabkan kabut itu menyusut dan berputar dengan arah tertentu, suhu kabut memanas, dan akhirnya menjadi bintang raksasa (matahari). Matahari raksasa terus menyusut dan berputar semakin cepat, dan cincin-cincin gas dan es terlontar ke sekeliling Matahari. Akibat gaya gravitasi, gas-gas tersebut memadat seiring dengan penurunan suhunya dan membentuk planet dalam dan planet luar. Laplace berpendapat bahwa orbit berbentuk hampir melingkar dari planet-planet merupakan konsekuensi dari pembentukan mereka.


Hipotesis Planetisimal

Gerald Kuiper
Pendukung Hipotesis Planetisimal

Hipotesis planetisimal pertama kali dikemukakan oleh Thomas C. Chamberlindan Forest R. Moulton pada tahun 1900. Hipotesis planetisimal mengatakan bahwa Tata Surya kita terbentuk akibat adanya bintang lain yang lewat cukup dekat dengan Matahari, pada masa awal pembentukan Matahari. Kedekatan tersebut menyebabkan terjadinya tonjolan pada permukaan Matahari, dan bersama proses internal Matahari, menarik materi berulang kali dari Matahari. Efek gravitasi bintang mengakibatkan terbentuknya dua lengan spiral yang memanjang dari Matahari. Sementara sebagian besar materi tertarik kembali, sebagian lain akan tetap di orbit, mendingin dan memadat, dan menjadi benda-benda berukuran kecil yang mereka sebut planetisimal dan beberapa yang besar sebagaiprotoplanet. Objek-objek tersebut bertabrakan dari waktu ke waktu dan membentuk planet dan bulan, sementara sisa-sisa materi lainnya menjadi komet dan asteroid.





Hipotesis Pasang Surut Bintang
Hipotesis pasang surut bintang pertama kali dikemukakan oleh James Jeans pada tahun 1917. Planet dianggap terbentuk karena mendekatnya bintang lain kepada Matahari. Keadaan yang hampir bertabrakan menyebabkan tertariknya sejumlah besar materi dari Matahari dan bintang lain tersebut olehgaya pasang surut bersama mereka, yang kemudian terkondensasi menjadi planet. Namun astronom Harold Jeffreys tahun 1929 membantah bahwa tabrakan yang sedemikian itu hampir tidak mungkin terjadi. Demikian pula astronom Henry Norris Russell mengemukakan keberatannya atas hipotesis tersebut.

Hipotesis Kondensasi
Hipotesis kondensasi mulanya dikemukakan oleh astronom Belanda yang bernama G.P. Kuiper(1905-1973) pada tahun 1950. Hipotesis kondensasi menjelaskan bahwa Tata Surya terbentuk dari bola kabut raksasa yang berputar membentuk cakram raksasa.

Hipotesis Bintang Kembar
Hipotesis bintang kembar awalnya dikemukakan oleh Fred Hoyle (1915-2001) pada tahun 1956. Hipotesis mengemukakan bahwa dahulunya Tata Surya kita berupa dua bintang yang hampir sama ukurannya dan berdekatan yang salah satunya meledak meninggalkan serpihan-serpihan kecil. Serpihan itu terperangkap oleh gravitasi bintang yang tidak meledak dan mulai mengelilinginya.

Sumber