Planet
Tiga metode untuk mendeteksi keberadaan planet-planet dalam sistem tata surya kita, yaitu Astrometri, Spektroskopi Doppler, dan Fotometri.
Astrometri melibatkan pengukuran posisi bintang terhadap lokasi pengamatan di Bumi. Dalam suatu sistem tata surya, planet-planet dapat mengorbit karena adanya gaya gravitasi bintang. Gravitasi planet itu sendiri juga menarik bintang sehingga terjadi sedikit pergeseran posisi bintang (pergeserannya sangat sedikit tetapi tetap ada). Dengan mengukur secara tepat perubahan posisi ini, kita dapat menghitung periode wobble (pergerakan) bintang tersebut, periode planet yang mengorbit, jarak planet dari bintang (radius orbit planet), dan massa planet. Apa artinya ini? Artinya, jika kita bisa mendeteksi wobble yang besarnya luar biasa kecil itu, kita bisa menyimpulkan bahwa sistem tata surya yang sedang kita amati tersebut memiliki setidaknya satu planet yang mengorbit. Planet itulah yang menyebabkan the very slight wobble.
Spektroskopi Doppler didasarkan pada fenomena Efek Doppler, yang menyatakan bahwa sumber gelombang yang sedang bergerak mendekati pengamat memiliki frekuensi lebih besar dibanding saat bergerak menjauh (Gambar 2). Slight wobble bintang karena adanya gravitasi planet (planetnya tidak terlihat karena cahaya bintang terlalu menyilaukan) menyebabkan perubahan jarak bintang terhadap Bumi (titik pengamat). Hal ini menyebabkan terjadinya perubahan spektrum cahaya bintang. Saat mendekati pengamat, gelombang cahaya bintang memiliki frekuensi lebih tinggi (panjang gelombang lebih pendek). Saat menjauh, frekuensinya lebih kecil (sesuai Efek Doppler) karena panjang gelombangnya lebih besar. Jika kita mendeteksi adanya pergeseran frekuensi ini, kita bisa menyimpulkan bahwa di sistem tata surya tersebut terdapat setidaknya satu planet yang mengorbit. Kecepatan pergerakan bintang dapat pula dihitung menggunakan metode ini sehingga bisa memberikan informasi tentang ukuran dan jarak planet yang mengorbit (radius orbit). Kalau kecepatannya besar, berarti planetnya besar (gravitasinya juga besar).
Fotometri memanfaatkan perubahan intensitas cahaya bintang sebagai indikator keberadaan planet yang mengorbit. Saat planet berada di antara bintang dan Bumi, terjadilah “gerhana”. Dua sampai lima persen cahaya bintang terblokir oleh planet sehingga cahayanya meredup.
Ukuran dan jarak bintang
Pada abad ke-19 dilakukan pengukuran jarak bintang dengan cara Paralaks Trigonometri.
Akibat pergerakan Bumi mengelilingi Matahari, bintang terlihat seolah-olah bergerak dalam lintasan elips yg disebut elips paralaktik. Sudut yg dibentuk antara Bumi-bintang-Matahari (p) disebut paralaks bintang. Makin jauh jarak bintang dengan Bumi maka makin kecil pula paralaksnya. Dengan mengetahui besar paralaks bintang tsb, kita dapat menentukan jarak bintang dari hubungan:
tan p = R/d
R adalah jarak Bumi – Matahari, dan d adalah jarak Matahari – bintang. Krn sudut theta sangat kecil persamaan di atas dpt ditulis menjadi
Ø= R/d
pada persamaan di atas p dlm radian. Sebagian besar sudut p yg diperoleh dari pengamatan dlm satuan detik busur (lambang detik busur = {”}) (1 derajat = 3600″, 1 radian = 206265″). Oleh krn itu bila p dalam detik busur, maka
p = 206265 (R/d)
Bila kita definisikan jarak dalam satuan astronomi (SA) (1 SA = 150 juta km), maka
p = 206265/d
Dalam astronomi, satuan jarak untuk bintang biasanya digunakan satuan parsec (pc) yg didefinisi sebagai jarak bintang yg paralaksnya satu detik busur. Dengan begini, kita dapatkan
1 pc = 206265 SA = 3,086 x 10^18 cm = 3,26 tahun cahaya
p = 1/d –> p dlm detik busur, dan d dlm parsec.
Dari pengamatan diperoleh bintang yg memiliki paralaks terbesar adalah bintang Proxima Centauri yaitu sebesar 0″,76. Dengan menggunakan persamaan di atas maka jarak bintang ini dari Mthr (yg berarti jarak bintang dgn Bumi) adalah 1,3 pc = 4,01 x 10^13 km = 4,2 tahun cahaya (yang berarti cahaya yg dipancarkan oleh bintang ini membutuhkan waktu 4,2 tahun untuk sampai ke Bumi).
Ukuran dan jarak galaksi bima sakti
Galaksi kita termasuk galaksi spiral dan berbentuk seperti cakram, garis tengahnya kira-kira 100.000 tahun cahaya (30.600 pc). Bintang yang lebih tua ditemukan di pusat tonjolan dengan ketebalan 20.000 tahun cahaya (6.100 pc). Bintang yang lebih muda ditemukan di lengan spiral. Pusat galaksi berada dalam gugusan bintang sagitarius. Kutub utaranya di Coma Berenices, Kutub selatanya di Sculptor. Matahari ada di sudut dalam lengan spiral CarinaCygnus kira-kira 32.000 tahun cahaya (9.800 pc) dari pusat galaksi. Diperkirakan galaksi berumur 12-14 biliun tahun dan terdiri dari 100 biliun bintang.
Untuk membayangkan bagaimana kira-kira bentuk galaksi kita, kita dapat membayangkan dua buah telur mata sapi yang bagian bawahnya disatukan. Istilah tahun cahaya menggambarkan jarak yang ditempuh oleh cahaya dalam waktu satu tahun. Dengan kecepatan 300.000 km/s, dalam waktu satu tahun cahaya akan menempuh jarak sekitar 9,5 juta juta kilometer. Jadi satu tahun cahaya adalah 9,5 juta juta km. Ini berarti garis tengah galaksi kita sekitar 100.000 x 9,5 juta juta km, atau 950 ribu juta juta km (950 diikuti oleh 15 buah nol di belakangnya). Untuk memudahkan perhitungan, maka digunakan satuan jarak yaitu tahun cahaya. Dengan satuan ini, tebal bagian pusat galaksi kita sekitar 10.000 tahun cahaya.
Sebelum kita memiliki metode pengukuran jarak yang cukup baik, para astronom mengira Bima Sakti adalah keseluruhan dari alam semesta. Bercak-bercak cahaya yang tampak di langit pada mulanya diklasifikasikan sebagai nebula (kabut), yang juga adalah anggota Bima Sakti. Pada waktu itu, dikenal ada dua macam nebula, yaitu nebula gas dan nebula spiral. Adalah Harlow Shapley dan George Ellery Hale, dua orang astronom yang amat berjasa membangun pengertian kita tentang galaksi. Shapley inilah yang mengembangankan metode untuk mengukur jarak yang diterapkan untuk mengukur diameter Bima Sakti.
Sedangkan Hale amat besar perannya dalam pengembangan teleskop-teleskop besar, yang digunakan untuk pengamatan bintang-bintang dan nebula. Atas jasa mereka sekarang kita tahu bahwa yang semula disebut nebula spiral itu adalah galaksi yang juga seperti Bima Sakti, terdiri dari ratusan juta sampai milyaran bintang, dan berada amat jauh dari kita, jauh di luar Bima Sakti. Dan melalui jalan yang telah mereka rintis, kita menyadari bahwa Bima Sakti hanyalah satu dari begitu banyak galaksi-galaksi yang bertebaran di alam semesta yang maha luas ini.
Kesimpulan
Dalam menentukan jarak di alam semesta ini maupun lainnya, ilmu fisika merupakan ilmu yang sering dipakai atau limu yang sangat berperan untuk mencari tahu jarak antar planet, ukuran bintang, bahkan lainnya. Berbagai metode fisika diterapkan di dalam pencarian ini