Bila dilihat melalui teleskop, sistem ini sudah terselesaikan, menjadi dua komponen yang α ¹ dan α ^2. Kedua komponen yang lebih dari 500 unit astronomi selain, dengan perkiraan orbital masa sekitar tahun 3600. α ¹ is a relatively massive red bright giant . α ¹ adalah relatif besar merah terang raksasa. α ² sebenarnya adalah sebuah bintang ganda dengan sistem dasar kuning raksasa bintang dan sekunder, kuning-putih dwarf star. (Ini adalah komponen yang kadang-kadang α Herculis A, Ba dan Bb, masing-masing.)

Tajam dengan diameter merah raksasa α ¹ telah diukur dengan interferometer sebagai 34 ± 0,8 mili-arcseconds, atau 0,034 arcseconds. ^[1] Pada jarak sekitar 120 parsecs, ini berkaitan dengan radius sekitar 300 juta kilometer (atau 188 juta mil), ^[2] atau 400 kali ukuran Minggu. Memiliki total sekitar 14 massa matahari, ^[3] dan memiliki emitted yang jarang, gas amplop yang meluas sedikitnya 90 unit astronomi. ^[4]

Tradisional nama "Kepala" berasal dari kenyataan bahwa di jaman dahulu adalah Hercules digambarkan terbalik di konstelasi peta.

Polaris berjarak kira-kira 430 tahun cahaya dari Bumi, dan sebenarnya merupakan sistem multi bintang. α UMi A adalah sebuah bintang raksasa terang atau maharaksasa (kelas spektrum F7II atau F7Ib) bermassa 6 massa matahari^[4]. Dua komponen yang lebih kecil adalah: α UMi B, sebuah bintang deret utama (kelas spektrum F3V) bermassa 1,5 massa matahari^[4] mengorbit pada jarak 2400 AU, dan α UMi Ab, sebuah bintang katai sangat dekat dengan jari-jari orbit 18,5 AU. Terdapat juga dua komponen jauh UMi C dan UMi D.^[5] Pengamatan terkini memperlihatkan bahwa Polaris bisa jadi adalah sebuah gugus bintang terbuka renggang type A dan F.

Polaris B dapat dilihat dengan menggunakan teleskop sederhana dan pertama kali ditemukan oleh William Herschel pada 1780. Pada 1929, pemeriksaan spektrum Polaris A menghasilkan kesimpulan adanya komponen katai sangat dekat (disebut sebagai α UMi P, α UMi a atau α UMi Ab), yang telah diteorikan dari pengamatan terdahulu (Moore, J.H dan Kholodovsky, E. A.).

Crux

Crux (Bahasa Latin: salib), yang umumnya dikenal sebagai Salib Selatan (berlawanan dengan Salib Utara), adalah rasi bintang terkecil di antara 88 rasi bintang modern, tetapi juga salah satu yang paling dikenal. Ketiga sisi rasi ini dikelilingi oleh Centaurus dan di sebelah selatannya terdapat Musca, sang lalat. Orang Jawa mengenal rasi ini sebagai gubug pèncèng.

Karakteristik utama

Cara lainnya, jika suatu garis tegak lurus dibuat di antara α Centauri (Toliman) dan β-Centauri, titik di mana garis di atas dengan garis ini berpotongan menandai letak kutub langit selatan.

Objek langit jauh utama

Objek langit jauh lainnya pada rasi Crux ini adalah Gugus Terbuka NGC 4755, yang lebih dikenal sebagai Kotak Perhiasan atau Gugus Kappa Crucis, yang ditemukan oleh Nicolas Louis de Lacaille pada tahun 1751-1752. Objek ini terletak pada jarak sekitar 7.500 tahun cahaya dan terdiri dari sekitar 100 bintang yang tersebar seluas 20 tahun cahaya.

Sejarah

Penemuan rasi bintang Crux sebagai rasi sendiri dihubungkan dengan astronom Prancis Augustin Royer pada tahun 1679. Sebelumnya, rasi ini memang sudah dikenal dengan bentuk seperti itu.

Lima bintang tercerah dalam rasi Crux (α, β, γ, δ dan ε Crucis) tampak pada bendera Australia, Brazil, Selandia Baru (tanpa epsilon), Papua Nugini dan Samoa, dan negara bagian Australia seperti Victoria, Wilayah Ibukota Australia, Wilayah Utara dan juga bendera Wilayah Magallanes di Chile. Bendera dari zona perdagangan Mercosur menampilkan empat bintang tercerah tanpa epsilon. Crux juga tampak pada lambang negara Brazil. Versi yang telah digayakan juga tampak pada Bendera Eureka.

Arcturus

Arcturus (α Boo / α Boötis / Alpha Boötis) (IPA: [aɹkˈtjuɹəs]) adalah bintang paling terang di rasi Boötes, dan bintang paling terang ketiga di langit malam, dengan magnitudo tampak −0.05, setelah Sirius dan Canopus. Tetapi jika sistem bintang Alpha Centauri dianggap sebagai satu obyek, maka predikat tersebut harus diberikan kepada Alpha Centauri. Sistem bintang Alpha Centauri terdiri dari dua bintang terang yang sangat berdekatan sehingga tidak dapat dipisahkan oleh mata, dan dengan demikian akan nampak lebih terang dibandingkan Arcturus. Arcturus juga merupakan bintang paling terang di belahan langit utara.

Penampakan

Sistem

Arcturus adalah sebuah bintang raksasa merah dengan kelas spektrum K1,5 IIIpe. Akhiran "pe" adalah kepanjangan dari "peculiar emission" (emisi yang aneh), mengindikasikan bahwa spektrum cahayanya tidak biasa dan penuh dengan garis-garis emisi. Adanya garis-garis emisi pada spektrum raksasa merah sebenarnya adalah hal yang biasa, namun pada kasus Arcturus fenomena tersebut tampak lebih kuat.

Secara visual Arcturus setidaknya 110 kali lebih terang daripada Matahari, namun sebenarnya energi yang dipancarkannya 180 kali lebih banyak. Hal ini disebabkan efikasi terangnya yang rendah karena temperatur permukaannya yang lebih rendah daripada Matahari.

Arcturus terkenal akan gerak dirinya yang besar, lebih besar dari semua bintang bermagnitudo 1 selain α Centauri. Saat ini Arcturus hampir ^[1] berada dalam titik terdekat dengan Matahari, dan bergerak sangat cepat (122 km/detik) relatif terhadap Tata Surya. Arcturus adalah bintang tua di piringan Bima Sakti, dan nampak bergerak bersama dalam sebuah kelompok 52 bintang sejenis. Massanya sulit untuk diperkirakan, tetapi mungkin sama dengan massa matahari, tetapi tidak lebih dari 1,5 kalinya. Dengan massa tersebut Arcturus berarti lebih tua daripada Matahari, dan menggambarkan rupa Matahari saat mencapai fase raksasa merah.

Berdasarkan pengukuran Satelit Hipparcos, Arcturus berjarak 43,9 tahun cahaya (11,3 parsec) dari Bumi, jarak yang relatif dekat dalam skala astronomi. Hipparcos juga menyarankan Arcturus sebagai sebuah sistem bintang ganda, dengan komponen sekunder 20 kali lebih redup dan mengorbit cukup dekat sehingga berada dalam batas kemampuan kita untuk mendeteksinya. Hasil penelitian terkini masih kurang meyakinkan, namun mendukung deteksi marginal dari Hipparcos.^[2]

Etimologi

Di daerah Arab, bintang ini merupakan salah satu bintang yang disebuk al-simāk "yang ditinggikan", di samping Spica. Arcturus, kemudian disebut السماك الرامح as-simāk ar-rāmiħ "salah satu pelempar lembing yang ditinggikan". kemudian diromanisasi menjadi Aramec dan Azimech. Nama Arab lainnya adalah Haris-el-sema, from حارس السماء ħāris al-samā’ "penjaga langit"

Alpha Centauri adalah sistem bintang terdekat dari tata surya kita, dengan jarak 4,2 sampai 4,4 tahun cahaya. Karena itu banyak cerita fiksi ilmiah membayangkan suatu hari manusia akan pergi ke sana.

Dengan magnitudo gabungan -0,27,^[1] Alpha Centauri tampak sebagai bintang tunggal di langit malam jika dilihat dengan mata tanpa bantuan alat, paling cerah ketiga, kalah terang dari Sirius dan Canopus.

Dengan deklinasi -60°50', Alpha Centauri dapat dilihat oleh sebagian besar yang berdiam di belahan bumi selatan. Bagi yang tinggal di lintang yang lebih tinggi dari 29°10’ selatan, Alpha Centauri akan menjadi bintang sirkumpolar. Penampakan terbaiknya adalah pada akhir bulan April atau awal Mei, saat ia berada di sekitar meridian pada tengah malam. Bersama dengan Beta Centauri, Alpha Centauri menjadi ’’po

Terdapat komponen ketiga dengan jarak pisah 2,18° dari sistem AB, disebut "Proxima Centauri", atau "Proxima" saja, atau "α Cen C". Jarak pisah tersebut jauh lebih besar daripada jarak pisah komponen A dengan B sehingga jika Proxima Centauri cukup terang untuk dilihat dengan mata telanjang, akan tampak sebagai bintang yang terpisah dari sistem α Cen AB. Alpha Centauri AB dan Proxima Centauri membentuk sistem bintang ganda, yang diasumsikan terasosiasi secara gravitasional dengan sistem α Cen AB. Bukti langsung bahwa Proxima memiliki orbit elips tipikal bintang ganda, belum ditemukan.^[2]

Andromeda ialah galaksi terbesar di dalam Kumpulan Tempatan, yang terdiri daripada Galaksi Andromeda, Bima Sakti, Triangulum, dan 30 galaksi kecil lain. Walaupun terbesar, ia mungkin bukan yang terberat, kerana bukti terbaru mencadangkan bahawa Bima Sakti mengandungi banyak jirim gelap dan mungkin yang terberat dalam kumpulan ini.^[7] Bagaimanapun, cerapan baru oleh Teleskop Angkasa Spitzer mendedahkan bahawa M31 mengandungi satu trilion (10¹²) bintang, jauh melebihi jumlah bintang di dalam galaksi kita.^[8] Anggaran 2006 meletakkan jisim Bima Sakti sebagai ~80% daripada jisim Andromeda, yang dianggarkan seberat 7.1×10¹¹jisim suria.^[2]

Dengan magnitud ketara 4.4, Galaksi Andromeda terkenal sebagai salah satu objek Messier yang paling cerah,^[9] menjadikannya boleh nampak kepada mata kasar walaupun dilihat daripada kawasan dengan pencemaran cahaya sederhana. Ia kelihatan kecil tanpa teleskop kerana hanya bahagian tengah cukup terang untuk melihatnya, tetapi diameter sudut galaksi ini ialah tujuh kali daripada bulan penuh.

Sejarah pemerhatian

Pemerhatian Galaksi Andromeda yang paling awal dalam 964 Masihi oleh ahli astronomi Persia, Abd al-Rahman al-Sufi (Azophi),^[10] yang menggambarkan sebagai "awan kecil" di Book of Fixed Stars. Carta bintang dalam masa itu mempunyainya dilabelkan sebagai Awan Kecil.^[10] Penggambaran pertama objek berdasarkan pemerhatian teleskop yang diberi oleh Simon Marius^[10] pada 1612. Charles Messier melabelkannya sebagai objek M31 pada 1764 dan secara salah, dihargakan Marius sebagai penemuan, tidak diketahui kerja Al Sufi yang awal. Pada 1785, ahli astronomi William Herschel mencatatkan warna merah dalam kawasan teras M31. Dia mempercayai ia adalah nebula besar terdekat dan, berdasarkan warna dan magnitud nebula, dia menjangkakan dengan salah bahawa ia adalah tidak lebih daripada 2,000 kali jarak Sirius.^[11]

William Huggins pada 1864 memerhatikan spektrum M31 dan mencatatkan ia berbeza daripada nebula gas.^[12] Spektra M31 menunjukkan continuum frekuensi, dengan baris gelap. Ini yang serupa dengan spektra bagi bintang-bintang. Dari ini, ia yang diinferenskan bahawa M31 mempunyai alam bintang.

Pada 1885, supernova (dikenali sebagai "S Andromedae") yang diperlihatkan di M31, menjadi pertama diperhatikan di galaksi itu. Dalam masa itu, sejak M31 yang dianggapkan sebagai objek "terdekat", ia diingati sebagai peristiwa tidak berkatian dipanggil nova, dan dinamakan Nova 1885 secara menurut.

Great Andromeda Nebula by Isaac Roberts.

Foto pertama M31 yang diambil pada 1887 oleh Isaac Roberts dari balai cerap swasta di Sussex. Eksposur panjang tempoh membenarkan struktur pilin galaksi dilihat kali pertama.^[13] Walaupun, dalam masa itu objek ini yang dipercayai adalah sebuah nebula di luar galaksi kita, dan Roberts mempercayai secara salah bahawa M31 dan nebula spiral serupa adalah sistem solar yang dibentuk, dengan satelit itu planet.

Halaju radial bagi objek ini dengan sistem suria yang diukur pada 1912 oleh Vesto Slipher di Balai Cerap Lowell, menggunakan spektroskopi. Kesimpulannya adalah halaju terbesar direkodkan pada masa itu, di 300 kilometres per second (186 miles/sec.), bergerak dalam arah Matahari.^[14]

Lubang Hitam tercipta ketika suatu obyek tidak dapat bertahan dari kekuatan tekanan gaya gravitasinya sendiri. Banyak obyek (termasuk matahari dan bumi) tidak akan pernah menjadi lubang hitam. Tekanan gravitasi pada matahari dan bumi tidak mencukupi untuk melampaui kekuatan atom dan nuklir dalam dirinya yang sifatnya melawan tekanan gravitasi. Tetapi sebaliknya untuk obyek yang bermassa sangat besar, tekanan gravitasi-lah yang menang.

Pertumbuhannya

Massa dari lubang hitam terus bertambah dengan cara menangkap semua materi didekatnya. Semua materi tidak bisa lari dari jeratan lubang hitam jika melintas terlalu dekat. Jadi obyek yang tidak bisa menjaga jarak yang aman dari lubang hitam akan terhisap. Berlainan dengan reputasi yang disandangnya saat ini yang menyatakan bahwa lubang hitam dapat menghisap apa saja disekitarnya, lubang hitam tidak dapat menghisap material yang jaraknya sangat jauh dari dirinya. dia hanya bisa menarik materi yang lewat sangat dekat dengannya. Contoh : bayangkan matahari kita menjadi lubang hitam dengan massa yang sama. Kegelapan akan menyelimuti bumi dikarenakan tidak ada pancaran cahaya dari lubang hitam, tetapi bumi akan tetap mengelilingi lubang hitam itu dengan jarak dan kecepatan yang sama dengan saat ini dan tidak terhisap masuk kedalamnya. Bahaya akan mengancam hanya jika bumi kita berjarak 10 mil dari lubang hitam, dimana hal ini masih jauh dari kenyataan bahwa bumi berjarak 93 juta mil dari matahari. Lubang hitam juga dapat bertambah massanya dengan cara bertubrukan dengan lubang hitam yang lain sehingga menjadi satu lubang hitam yang lebih besar.

Perkembangan teori pementukan Tata Surya pada dekade terakhir abad ke-19 dan dekade pertama abad ke-20, didominasi oleh 2 orang Amerika yakni Thomas Chamberlin (1843-1928) dan Forest Moulton (1872-1952). Dalam membangun teorinya, mereka melakukan komunikasi secara konstan, bertukar pemikiran dan menguji ide-ide yang muncul, namun publikasi atas karya besar mereka dilakukan secara terpisah.

Pada tahun 1890-an, Chamberlin menawarkan solusi untuk teori nebula Laplace. Ia menawarkan adanya satu akumulasi yang membentuk planet atau inti planet (objek kecil terkondensasi diluar materi nebula) yang kemudian dikenal sebagai planetesimal. Menurut Chamberlin, planetesimal akan bergabung membentuk proto planet. Namun karena adanya perbedaan kecepatan partikel dalam dan partikel luar, dimana partikel dalam bergerak lebih cepat dari partikel luar, maka objek yang terbentuk akan memiliki spin retrograde.

Walaupun ide planetesimal ini cukup baik, sejak tahun 1900 Chamberlin dan Moulton mengembangkan teori alternatif untuk pembentukan planet. Keduanya mengembangkan teori tentang materi yang terlontar dari bintang membentuk nebula spiral. Nebula spiral ini tidak diketahui asalnya dan berhasil dipotret oleh para pengamat. Menurut mereka, materi yang terlontar ini bisa membentuk planet yang akan mengitari bintang induknya. Tapi ide ini kemudian mereka tolak karena orbit yang mereka dapatkan terlalu eksentrik/lonjong.

Chamberlin kemudian membangun teori baru yang melibatkan erupsi matahari. Ia memberikan kemungkinan bahwa spiral nebula merupakan hasil interaksi pemisahan dari bintang yang berada dalam proses erupsi dengan bintang lainnya. Teori ini membutuhkan matahari yang aktif dengan prominensa yang masif. Namun sayangnya gaya pasang surut bintang yang berinteraksi dengan matahari hanya mampu menahan materi prominensa di luar matahari tapi tidak mampu memindahkan materi dari matahari. Untuk itu dibutuhkan jarak matahari-bintang lebih besar dari limit Roche untuk matahari dan massa masif yang lebih besar dari massa matahari untuk bintang lainnya.

Teori Pasang Surut Jeans
Astronomi Inggris, James Jeans (1877-1946) mengemukakan Tata Surya merupakan hasil interaksi antara bintang lain dan matahari. Perbedaan ide yang ia munculkan dengan ide Chamberlin – Moulton terletak pada absennya prominensa. Menurut Jeans dalam interaksi antara matahari dengan bintang lain yang melewatinya, pasang surut yang ditimbulkan pada matahari sangat besar sehingga ada materi yang terlepas dalam bentuk filamen. Filamen ini tidak stabil dan pecah menjadi gumpalan-gimpalan yang kemudian membentuk proto planet. Akibat pengaruh gravitasi dari bintang proto planet memiliki momentum sudut yang cukup untuk masuk kedalam orbit disekitar matahari. Pada akhirnya efek pasang surut matahari pada proto planet saat pertama kali melewati perihelion memberikan kemungkinan bagi proses pembentukan planet untuk membentuk satelit.

Pada model ini tampaknya spin matahari yang lambat dikesampingkan karena dianggap matahari telah terlebih dahulu terbentuk sebelum proses pembentukan planet. Selain itu tanpa adanya prominensa maka kemiringan axis solar spin dan bidang orbit matahari-bintang tidak akan bisa dijelaskan.

Tahun 1919, Jeans memperbaharui teorinya. Ia menyatakan bahwa saat pertemuan kedua bintang terjadi, radius matahari sama dengan orbit Neptunus. Pengubahan ini memperlihatkan kemudahan untuk melontarkan materi pada jarak yang dikehendaki. Materinya juga cukup dingin, dengan temperatur 20 K dan massa sekitar ½ massa jupiter. Harold Jeffreys (1891-1989) yang sebelumnya mengkritik teori Chamberlin-Moulton juga memberikan beberapa keberatan atas teori Jeans. Keberatan pertamanya mengenai keberadaan bintang masif yang jarang sehingga kemungkinan adanya bintang yang berpapasan dengan matahari pada jarak yang diharapkan sangatlah kecil.

Tahun 1939, keberatan lain datang dari Lyman Spitzer (1914-1997). Menurutnya jika matahari sudah berada dalam kondisi sekarang saat materinya membentuk Jupiter maka diperlukan materi pembentuk yang berasal dari kedalaman dimana kerapatannya sama dengan kerapatan rata-rata matahari dan temperatur sekitar 106 K. Tapi jika harga temperatur ini dipakai dalam persamaan untuk massa kritis jeans, maka massa minimum Jupiter menjadi 100 kali massa Jupiter saat ini.

sumber : The Origin and Evolution of the Solar System (M. M. Woolfson)