Rabu, 30 April 2008

This Week's Planet Roundup

Mercury (about magnitude –1) is rapidly emerging into evening view. Look for it above the west-northwest horizon as twilight fades. It's getting higher and easier every day. Don't confuse it with Aldebaran, far to its upper left.

Mercury is often called "elusive," but by the end of this week it is plain and obvious as it passes south (lower left) of the Pleiades. See the sky scene above.

Venus is lost in the glare of the Sun

Mars (magnitude +1.2, in Gemini) shines high in the west during evening. It forms a curved line with Pollux and Castor to its upper right or right. Watch as the line becomes less curved every day. It straightens out completely on May 4th.

Compare Mars's color to that of Pollux, which is just about equally bright. Pollux is an orange giant of spectral type K0 III. To me, the tint of Mars looks slightly deeper.

In a telescope Mars is a disappointing 5.9 arcseconds wide — a very tiny gibbous blob.

Jupiter (magnitude –2.4, in eastern Sagittarius) rises around 1 or 2 a.m. daylight saving time and glares in the south-southeast by early dawn. The farther south you live, the higher you'll be able to observe it with your telescope before dawn gets too bright.

Saturn (magnitude +0.5, in Leo) glows very high in the south to southwest during evening, just 2¼° from fainter Regulus (magnitude +1.4). Saturn and Regulus will remain nearly this close together for a month to come.

Telescope users: can you see the new white storm on Saturn? How big a telescope will do it? See the picture caption to predict when the white spot will be turned into view (which happens at least twice a day).

There's more to Saturn than you may realize! See our Saturn observing guide in the April Sky & Telescope, page 66. Saturn's rings now appear open by 10°, our best view of them until December 2010.

Uranus and Neptune are low in the southeast before dawn.

Pluto (magnitude 14.0, in northwestern Sagittarius) is highest in the south before dawn's first light.

All descriptions that relate to your horizon or zenith — including the words up, down, right, and left — are written for the world's mid-northern latitudes. Descriptions that also depend on longitude (mainly Moon positions) are for North America. Eastern Daylight Time (EDT) equals Universal Time (UT, UTC, or GMT) minus 4 hours.

To be sure to get the current Sky at a Glance, bookmark this URL:

If pictures fail to load, refresh the page. If they still fail to load, change the 1 at the end of the URL to any other character and try again

Read More......

Sejarah Cakrawala

Pada tanggal 1 September 2002 enam orang mahasiswa UPI yang terdaftar dalam Forum Komunitas Ilmu Falak (ZENITH) bersepakat mendirikan sebuah forum yang mewadahi hobi mahasiswa Fisika FPMIPA UPI pada bidang Ilmu Pengetahuan Bumi dan Antariksa (IPBA) FPMIPA UPI forum tersebut diberi nama Forum Ilmiah Fisika Cakrawala di Laboratorium IPBA pada koordinat / altidude 060 51’ 42,5” S, longitude 1070 35’ 24,8” E pada ketinggian 1236 meter di atas permukaan laut.

FIF-Cakrawala pada awalnya dibentuk tanpa struktur organisasi, karena sifatnya sebagai forum, maka semua mahasiswa yang bergabung tidak memiliki keterikatan dan dapat berasal dari mana saja. Ternyata dengan sifat tersebut banyak kendala yang harus dihadapi dari segi birokrasi ketika mengadakan kegiatan yang bersifat publik.

Akhirnya pada tahun 2004 dibentuklah kepenguru
san FIF-Cakrawala dengan ketua Cahyo Puji Asmoro dengan mengganti logo sesuai dengan tujuan organisasi, periode ini Cakrawala menjadi organisasi yang cukup digemari para mahasiswa. Tetapi pada akhir 2006 Cakrawala mengalami benturan legalitas pada tubuh HMF (Himpunan Mahasiswa Fisika).

Pada awal 2007 melalui Musyawarah Mahasiswa (Mumas) Fisika, Cakrawala berubah menjadi Unit Kegiatan Khusus (UKK), bukan sebagai forum dalam bidang pendidikan HMF FPMIPA UPI. Sebuah organisasi yang berbadan hukum legal di BEM Himpunan Mahasiswa Fisika FPMIPA UPI yang diketuai oleh Amal Fathullah.

Dan kini Cakrawala 08 dijalankan oleh penerusnya fisika05 dengan nama angkatan Ophiuchus. beranggotakan 14 Orang, dan diketuai oleh M Ikhsan.

Setelah kepengurusan Ophiucus berakhir, kepengurusan dari generasi selanjutnya pun hadir yakni angkatan Altitude 45. Angkatan Altitude 45 beranggotakan 16 orang yang terdiri dari fisika o6 dan 07 , dan diketuai oleh Iqbal Robiyana (fisika 07).

Kepengurusan Altitude 45 pun berakhir di Musyawarah Anggota 2010. Pada tanggal 7 Februari 2010 sesuai keputusan Musyawarah Anggota saat itu, terpilihlah Whisnu Trie Seno Ajie (fisika08) sebagai ketua umum CAKRAWALA 2010 dengan nama angkatan Hidalgo yang beranggotakan 18 orang (fisika07 dan fisika08). Setelah kepengurusan CAKRAWALA 2010 berakhir pada Musyawarah Anggota 2011, ditetapkan bahwa Aep Saepulloh (Fisika 09) sebagai ketua umum CAKRAWALA 2011 dengan nama angkatan CANOPUS38 yang beranggotakan sesuai dengan angka pada namanya yakni 38 orang (Fiska 08 dan Fisika 09).

Kemanakah Cakrawala melangkah selanjutnya....?

Read More......

Senin, 28 April 2008

Stellarium (Education Planetarium)

This globe is a 3D map of our planet on a scale of hundreds of kilometers per centimeter or miles per inch. The orrery is a 3D map at a much larger scale, A model of our solar system. A Stellarium is a 3D map on a scale not of hundreds or millions of kilometers per centimeter, but of trillions. A Stellarium is a 3D model of space around us that extends to the stars. Stars from the 3rd edition of the Gliese Catalog of Nearby Stars with updates from NASA’s N-stars database are carefully located in space, with each star the appropriate color and brightness.

The stars in a Stellarium are strikingly realistic. They are tiny bright points of light. Photographs makes stars look brighter by making the circles of light larger, but real stars are so distant that the human eye cannot see a disk. Even the largest and closest stars are points of light too small for the human eye to resolve.

The stars in a Stellarium work the same way. Nearly all of the brightness variation is the result of more actual light coming from a point less than .25 mm (.01 inch) in diameter. That is close to the resolving power of our eyes at typical viewing distances. A Stellarium achieves uncanny realism because we perceive the Stellarium stars and real stars the same way.

Most nearby stars are too dim to be seen with our unaided eyes. When we look up at night the majority of the stars we see are much brighter than average. They are not our closest neighbors in space but more distant, brilliant objects.

In a Stellarium the nearby stars are brightened up enough to be visible. The range of actual star luminosity (the absolute visual magnitude) is compressed to fit into the range of human vision. The technique, known as magnitude compression, is widely used in planetarium star projectors so that the brightest stars are not large circles of light in the planetarium’s artificial sky.

Stellarium star colors are determined by the spectral type of each star. Since our color perception is reduced at low light levels the star colors are slightly exaggerated.

Many stars are members of multiple star systems, with two or more stars orbiting each other. A telescope is required to see the individual stars in such a system. A Stellarium shows each star of multiple systems with the separation between the members exaggerated enough to be seen. The appearance is frequently like that one would see in a small telescope.

The view one sees when looking into a Stellarium is like one might expect if he were many light years away from our solar system and looking back toward it. The sun is at the center. The Earth and other planets would be far too dim, tiny, and close to the sun to be visible. And the viewers eyes have the power of large telescopes separated by several light years for full stereoscopic 3D vision.

Landmark stars and our sun are identified by small LED lamps mounted inside of the map. We can supply a push button control panel for these ID markers, or the customer may choose to supply his own panel or an automated control system.

You can download this software at
or you can klik this link :
clikc here

Read More......

Kamis, 24 April 2008

What is The Black Hole?

A black hole is an object that is so compact (in other words, has enough mass in a small enough volume) that its gravitational force is strong enough to prevent light or anything else from escaping.

The existence of black holes was first proposed in the 18th century, based on the known laws of gravity. The more massive an object, or the smaller its size, the larger the gravitational force felt on its surface. John Michell and Pierre-Simon Laplace both independently argued that if an object were either extremely massive or extremely small, it might not be possible at all to escape its gravity. Even light could be forever captured.

Fig up-right : French scientist Pierre-Simon Laplace (1749-1827) was one of the first to discuss the possible existence of black holes.

The name "black hole" was introduced by John Archibald Wheeler in 1967. It stuck, and has even become a common term for any type of mysterious bottomless pit. Physicists and mathematicians have found that space and time near black holes have many unusual properties. Because of this, black holes have become a favorite topic for science fiction writers. However, black holes are not fiction. They form whenever massive but otherwise normal stars die. We cannot see black holes, but we can detect material falling into black holes and being attracted by black holes. In this way, astronomers have identified and measured the mass of many black holes in the Universe through careful observations of the sky. We now know that our Universe is quite literally filled with billions of black holes.

How Big ?
All matter in a black hole is squeezed into a region of infinitely small volume, called the central singularity. The event horizon is an imaginary sphere that measures how close to the singularity you can safely get. Once you have passed the event horizon, it becomes impossible to escape: you will be drawn in by the black hole's gravitational pull and squashed into the singularity.

The size of the event horizon (called the Schwarzschild radius, after the German physicist who discovered it while fighting in the first World War) is proportional to the mass of the black hole. Astronomers have found black holes with event horizons ranging from 6 miles to the size of our solar system. But in principle, black holes can exist with even smaller or larger horizons. By comparison, the Schwarzschild radius of the Earth is about the size of a marble. This is how much you would have to compress the Earth to turn it into a black hole. A black hole doesn't have to be very massive, but it does need to be very compact!

Some black holes spin around an axis, and their situation is more complicated. The surrounding space is then dragged around, creating a cosmic whirlpool. The singularity is an infinitely thin ring instead of a point. The event horizon is composed of two, instead of one, imaginary spheres. And there is a region called the ergosphere, bounded by the static limit, where you are forced to rotate in the same sense as the black hole although you can still escape.

In a spinning black hole, a central ring singularity is surrounded by two event horizons, the ergosphere and the static limit.

How are Black Holes born?
A black hole is born when an object becomes unable to withstand the compressing force of its own gravity. Many objects (including our Earth and Sun) will never become black holes. Their gravity is not sufficient to overpower the atomic and nuclear forces of their interiors, which resist compression. But in more massive objects, gravity ultimately wins.

Stellar-mass black holes are born with a bang. They form when a very massive star (at least 25 times heavier than our Sun) runs out of nuclear fuel. The star then explodes as a supernova. What remains is a black hole, usually only a few times heavier than our Sun since the explosion has blown much of the stellar material away.

We know less about the birth of supermassive black holes, which are much heavier than stellar-mass black holes and live in the centers of galaxies. One possibility is that supernova explosions of massive stars in the early Universe formed stellar-mass black holes that, over billions of years, grew supermassive. A single stellar-mass black hole can grow rapidly by consuming nearby stars and gas, often in plentiful supply near the galaxy center. The black hole may also grow through mergers with other black holes that drift to the galactic center during collisions with other galaxies. Astronomers are actively investigating these and other scenarios through observations and computer simulations.

The Large Hadron Collider is a 17-mile long particle accelerator in Switzerland that may reach energies high enough to create miniscule black holes.

Tobe continued...

added from :

Read More......

Hubble Technologies

Hubble Optics

Hubble's optical telescope assembly consists of two mirrors, support trusses, and the focal plane structure. This system is a Ritchey-Chretien design in which two aspheric mirrors serve to form focused images over the largest possible field of view.

The Pointing Control System (PCS) aligns Hubble so that the telescope points to and remains locked on a target. The PCS is designed for pointing to within .01 arcsec and is capable of holding a target for up to 24 hours while Hubble continues to orbit the Earth at 17,500 mph. If the telescope were in Los Angeles, it could hold a beam of light on a dime in San Francisco without the beam straying from the coin's diameter.


Fine Guidance Sensors (3)
These sensors are locked onto two guide stars to keep Hubble in the same relative position of these stars.

Coarse Sun Sensors (2)
Measure Hubble's orientation to the sun. Also assist in deciding when to open and close the aperture door.

Magnetic Sensing System
Measures Hubble's position relative to Earth's magnetic field.

Rate Sensor Units (3)
Two rate-sensing gyroscopes measure the attitude rate motion about its sensitive axis.

Fixed Head Star Trackers (3)

An electro-optical detector that locates and tracks a specific star within its field of view.

Reaction Wheel Actuators (4)
The reaction wheels work by rotating a large flywheel up to 3000 rpm or braking it to exchange momentum with the spacecraft which will make Hubble turn.

Magnetic Torquers (4)
The torquers are used primarily to manage reaction wheel speed. Reacting against Earth's magnetic field, the torquers reduce the reaction wheel speed, thus managing angular momentum.

Added from :

Read More......

Teh Exotic Picture From Hubble

Video clip about nebulae : clickhere

added from :

Read More......

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.


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
Paralaksbintang merupakan metode untuk mengukur jarak bintangSeperti 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.

added from :

Read More......

Minggu, 20 April 2008

Celestron CGE 1100

The CGE-1100 Schmidt-Cassegrain Telescope is part of Celestron’s “Top-of-the-Line” German Equatorial mounted astronomical telescopes. With the optical tube assembly of the CGE-1100 weighing only 27.5 lb., this telescope is still portable enough to be taken to dark skies, and it has 89% more light gathering power than an 8” telescope. This model features our premium StarBright XLT coatings.

This telescope is especially at home as a solid platform for long exposure photography with optional CCD cameras or photographic equipment; it is a serious scientific research tool. Using an f/6.3 Focal Reducer makes it usable with a wide variety of CCD cameras.

German Equatorial mounts are recognized as being the superior choice for astrophotography because of their rock solid stability, simple balancing and easy accessibility for attaching equipment. Couple these mechanical features with other performance features like a designated autoguider port, permanent periodic error correction and equatorial alignments, and the CGE 1100 would please any serious amateur or college astronomy program.

As a visual instrument you can search for all of the Messier Catalog, NGC, IC and Caldwell objects. Turn this scope to the planets and see amazing detail on the surface of Jupiter; see Cassini’s Division in the rings of Saturn, and resolve details on the surface of Mars. Even the distant Uranus, Neptune and Pluto are within your reach.

In addition to being fully computerized with a database of over 40,000 celestial objects, the CGE German Equatorial mount offers numerous design advantages:

Portability – Set up and transportation of the CGE telescopes is made easy by separating the CGE instruments into smaller, easy-to-carry components. Unlike fork arm mounted telescopes, the CGE’s optical tubes can be quickly removed from their mounts making even the CGE 1400 easily assembled by only one person.

Stability – Recognized for superior stability, German Equatorial mounts place the center of gravity directly over the tripod legs and can be easily polar aligned without the use of an optional equatorial wedge. This proven design reduces the “tuning fork” vibration that can be associated with undersized fork mounts. An improved Super HD Tripod supports the CGE mount. This fully extendable tripod is made from the finest cold rolled carbon steel and can be raised to a height of 50". The tripod uses a dual leg support for maximum rigidity with an upper leg brace to provide an outward preload and a lower leg brace providing inward tension.

Balance – CGE equatorial mounts can easily be balanced in both axes. Simply simply sliding the counterweight for Right Ascension and moving the optical tube along its dovetail mounting for Declination accomplish balancing the weight of camera equipment and other visual accessories. This means that no additional weight needs to be added to balance the telescope when additional accessories are added.

Clearance – CGE mounts support their tubes at a single contact point allowing the tube to move freely around its polar axis without making contact with the telescope’s mount. This is particularly useful when adding photographic and CCD instruments that extend from the rear of the telescopes.

All CGE mounted telescopes are compatible with Celestron’s CN-16 GPS accessory. Combine the GPS and built-in Hibernate mode and these telescopes will keep track and remember their exact location and time without having to enter the information into the hand control.

Download Manual : Clikc Here

Read More......

Kamis, 17 April 2008

Helio/Geo Sentris...???

Mungkin banyak yang belum ngeh, kalau dasar-dasar Heliosentris itu bisa jadi muncul pas jaman kejayaan astronomi di jazirah Arab. Dari SD kita sudah dicekokin bahwa heliosentris itu dirumuskan oleh Copernicus, bla bla bla ..

Okay, kita tidak sedang belajar sejarah, itu bidang-nya pakar sejarah (OOT: pak Roy Suryo bisa membantu saya gak ya?).

Tapi belajar sedikit tentang sejarah itu perlu. Dari mana Copernicus dapat ide (matematis) tentang matahari sebagai pusat tata surya (heliosentris)? Apakah apel jatuh di atas kepala-nya? Menurut pakar-pakar sejarah astronomi, ada keserupaan ide matematika antara buku Copernicus yang berjudul “De Revolutionibus” dengan sebuah buku yang pernah ditulis sebelumnya oleh seseorang arab. Judul bukunya “Kitab Nihayat Al-Sul Fi Tashih Al-Usul” (-butuh penterjemah nih-). Buku ini ditulis sekitar seratus tahun sebelum jaman Copernicus oleh Ibnu Al-Shatir (1304-1375 CE).

Ibnu Al-Shatir adalah seorang pakar Muwaqqit di Mesjin Umayyad, Damaskus, sekaligus sebagai orang yang membangun sundial (ter?)besar.

Dari pengalamannya di dunia astronomi, Ibnu Al-Shatir menulis buku tersebut, yang merombak habis teori geosentris Ptolemeus; kendati belum beranjak dari teori geosentris, tapi secara matematis, Al-Shatir memperkenalkan adanya epicycle yang rumit (sistem lingkaran dalam lingkaran). Digambar tersebut, Al-Shatir mencoba menjelaskan bagaimana gerak Merkurius jika Bumi menjadi pusat alam semesta-nya, dan Merkurius bergerak mengitari Bumi.

Matematika adalah bahasa yang universal, mempunyai kebenaran ilmiah yang tidak terbantahkan. Jadi apakah geosentris, atau heliosentris, maka, itu semua hanya menjadi perkara titik pangkal koordinat. Demikian pula dengan pemikir-pemikir di masa tersebut akan selalu berpegang pada kebenaran matematika, alih-alih berdebat kusir tentang yang mana yang benar. Perumusan matematika oleh Ibnu Al-Shatir ini yang kemudian, (dipercaya?) menjadi pondasi perumusan matematis Copernicus untuk memperkenalkan model Heliosentris-nya. Dengan demikian, apakah memang bapak-bapak dari masa lalu tersebut mempunyai keberpihakan pada geo/helio-sentris? Yang pasti adalah , bapak-bapak tersebut akan selalu berpegang pada adanya kebenaran-kebenaran ilmiah (matematika), untuk bisa menjelaskan apa yang mereka amati. Tidak penting lagi geo/helio-sentris, tetapi lebih penting untuk bisa dijelaskan, sehingga bisa diterima sebagai suatu kebenaran yang ilmiah. Lalu apakah kebenaran ilmiah tersebut merupakan kebenaran absolut?

Added From :

Read More......

The Big Telescope

Bagaimana astronomi mempelajari langit? Tentunya dengan memandangi langit dan mempelajari apa yang tampak di sana. Dari awal peradaban, jauh sebelum ditemukan adanya teleskop, mata adalah alat utama untuk mengidentifikasi, mempelajari dan memahami benda-benda yang ada di langit. Dengan ditemukannya teleskop, maka pembelajaran tentang langit semakin mendalam dan mendalam dan mendapatkan informasi yang lebih baik lagi.

Mulai dari Galileo yang mempelajari bahwa di Jupiter ternyata ada yang mengikutinya, dan dikenal sebagai bulan-bulan Jupiter; adanya bintik-bintik di Matahari, maka penemuan benda-benda yang awalnya tidak didapat oleh mata menjadi semakin banyak. Teleskop adalah revolusi dalam astronomi.

Teleskop sebetulnya hanyalah alat bantu, karena prinsip kerja teleskop itu sebetulnya membantu mata bekerja dalam mengumpulkan cahaya!

Semakin banyak cahaya terkumpul, semakin redup obyek bisa tertangkap dan semakin detil citra teramati. Oleh karena itu, dengan semakin berkembangnya teknologi, maka semakin banyak upaya untuk mengembangkan teleskop yang bisa mengumpulkan cahaya yang bisa mengamati obyek yang saat ini belum teramati. Bagaimana mengumpulkan cahaya? Ya tentu saja dengan ‘membuka mata’ teleskop semakin lebar dan semakin lebar supaya semakin banyak cahaya yang masuk.

Tidak lama lagi, akan banyak dioperasikan Teleskop Yang Sangat Besar (Extremely Large Telescope/ELT); yang sudah dimungkinkan untuk bekerja untuk menjawab keingintahuan manusia akan alam semesta kita.

Misteri Alam Semesta

Sebetulnya, apakah yang hendak dicari oleh astronom dengan teleskop yang semakin canggih dan semakin canggih? Banyak hal yang dicari oleh astronom di dalam alam semesta, sebut saja:
  • Planet-planet batuan serupa Bumi, yang berindikasi adanya air dan oksigen di dalamnya.
  • Mendeteksi supernova alam semesta awal untuk menjadi pengukur kapan dan bagaimana bintang-bintang yang paling awal ada dan terbentuk.
  • Mengembangkan teori yang bisa diuji dari keberadaan “energi gelap”.
  • Mempeljari bintang-bintang di galaksi lain untuk memahami bagaimana bintang-bintang tersebut terbentuk.
  • Memetakan dinamika spektrum merah-infra tinggi dari berbagai galaksi dalam halo materi-gelap untuk mempelajari struktur dan perilaku alamiahnya.

Daftarnya pun bisa bertambah, karena masih banyak misteri yang belum terjawab maka astronom membutuhkan lebih banyak ELT yang lebih baik lagi, seperti juga ahli biologi membutuhkan mikroskop yang lebih baik lagi.

Tetapi, teleskop pun bukan tanpa keterbatasan. Semua teleskop dibatasi oleh kejernihan citra, atau resolusi optis yang bergantung pada seberapa besar diameter bukaan teleskop. Oleh karena itu, maka para astronom selalu berupaya membuat teleskop yang mata-nya semakin lebar dan semakin lebar sehingga semakin bisa memperjelas citra dan mendapatkan obyek yang lebih redup dan lebih redup. Oleh karena itu maka teknologi terkini juga menerapkan Adaptive-Optics (AO) yang memungkinkan untuk membuat citra menjadi lebih tajam dengan mengatasi turbulensi atmosfer yang sebelumnya membuat bintang tampak berkelip-kelip.

Dan membuat teleskop sejenis tersebut akan lebih mudah untuk dibuat di permukaan Bumi alih-alih mengirimkan teleskop ke luar angkasa seperti Hubble Space Telescope. Maka mari kita lihat godzilla-godzilla teleskop yang akan segera hadir untuk mengamati langit.

Awas Godzilla-nya Teleskop!

Yang pertama, Giant Magellan Telescope (GMT), alias Teleskop Raksasa Magellan. Yang namanya raksasa, pastilah seperti itu adanya. Teleskop ini mempunyai cermin, sebanyak 7 buah seukuran 8,4 meter! Lensa gelas yang akan dipasang ini dibuat oleh Laboratorium Cermin milik Observatorium Steward di Universitas Arizona. Bukaannya sebesar 24,5 meter, tersusun dari 7 cermin seukuran 8,4 meter, seharga US$ 625 juta, didanai oleh banyak institut di amerika. Detilnya bisa dilihat dari

Ketika ketujuh cermin tersebut tergabung menjadi satu cermin utama, maka GMT mempunyai kekuatan mengumpulan cahaya dibanding teleskop pendahulunya, 6,5 meter, yaitu teleskop Walter Baade dan Landon Clay di Observatorium Las Campanas di Chili. Dengan begitu, ia bisa mendeteksi obyek yang lebih redup, 130 kali lebih cepat, menggunakan teknologi AO yang terkini.

GMT juga akan dipasang di Chili, sekitar tahun 2010-2016. Elemen yang mengoreksi, termasuk cermin kedua yang tersegmen dan fleksibel akan mengecilkan pengaruh abreasi sferis dan kaburnya gambar akibat pergerakan atmosfer. Dengan kuda-kuda yang kokoh untuk menahan angin gunung yang kencang, disertai perangkat lunak pengendali teleskop secara menyeluruh, maka raksasa ini secara radikal ditunjang oleh teknologi terkini dengan sistem mekanis yang ukurannya tidak tanggung-besarnya.

Yang kedua, Thirty Meter Telescope (TMT), alias Teleskop Tiga Puluh Meter, tersusun dari 492 segmen, seukuran lebar mata 30 meter untuk memandangi alam semesta, akan hadir pada pertengahan dekade mendatang. Teleskop ini dirancang untuk mengumpulkan cahaya lebih banyak sampai sembilan kali lebih dibanding yang sekarang 10 meter Keck, menangkap obyek 10 kali lebih redup dengan resolusi spasial (ruang) tiga kali lebih baik. Beberapa insinyur yang membangun Keck juga bekerja pada proyek ini yang juga mengkonsolidasikan tiga konsep sebelumnya: California ELT, Teleskop Cermin Raksasa Ber-cermin yang Tersegemntasi milik NOAO (National Optical Astronomy Observatory’s) dan Teleskop Optis Sangat Besar milik Kanada.

Tujuan utama teleskop ini adalah untuk menembus horizon yang sangat jauh dengan presisi yang sangat-sangat baik, di daerah panjang gelombang merah-infra dekat. Raksasa yang tersusun dari matrix cermin kecil tipis serupa Keck ini dirancang, sedemikian sehingga dengan eksposur yang cukup menggunakan AO akan memberikan resolusi spasial sepuluh kali dari Hubble!

Cerimin utama TMT dengan f/1 dilengkapi dengan Gregorian sekunder yang cembung secara aktif (bisa berubah bentuk) mengoreksi aberasi yang sangat kecil akibat cermin yang melengkung. Cermin ketiga dipergunakan untuk mengarahkan pancaran cahaya yang terkoreksi supaya berkesesuaian dengan posisi instrumen di dudukan yang stabil sepanjang sumbu lintang struktur raksasa tersebut. Teleskop ini dibangun dengan biaya mencapai US$1 milyar, dan bisa dilihat di

Akhirnya, European Extremely Large Telescope (E-ELT). Dengan cermin yang super-super raksasa seukuran 42 meter, tersusun dari 906 segmen heksagonal. Konsepnya merupakan kombinasi dari kontribusi lebih dari 100 astronom di ESO (European Southern Observatory), dan merupakan turunan dari konsep sebelumnya yang elemen dasarnya merupakan 100 meter OWL (OverWhelmingly Large) dan proyek Euro50 telescope.

Cermin-cermin lain pada jalur cahaya E-ELT akan diperbesar. Dengan cermin kedua seukuran 6 meter itu merupakan cermin yang terbesar pada cermin-cermin utama saat ini. Cermin ketiga seukuran 4,2 meter akan me-rilai pancaran cahaya melalui sistem AO yang juga menyertakan cermin aktif 2,5 meter (memiliki 5000 actuator yang mengubah-ubah bentuk 1000 kali perdetik), dan cermin lain seukuran 2,7 meter sebagai koreksi tingkat akhir.

Situs tempat mata monster ini dipasang akan ditentukan di akhir tahun 2008 (juga untuk TMT), dan “test pertama” akan dilakukan tahun 2017. Ketika terpasang di tempat yang tinggi dan kering, E-ELT akan menganga dan melahap foton jauh lebih banyak dari godzilla-godzilla lain yang pernah ada. Teelskop ini membutuhkan anggaran mencapai US$1,2 milyar dan bisa dilihat di www.eso-org/public/astronomy/project/e-elt.

Melongok Ke Halaman Rumah Sendiri
Tentu saja proyek dengan anggaran yang membumbung tinggi ke langit tersebut sulit dipenuhi oleh grup-grup yang sendirian, sehingga pembangunannya merupakan kongsian dari berbagai grup.Tetapi bukan berarti teleskop-teleskop seukuran gajah tidak bisa dimiliki oleh grup-grup tersendiri, atau oleh suatu negara. Bagaimana dengan Indonesia? Di Observatorium Bosscha masih dapat ditemukan teleskop-teleskop berukuran besar, walaupun bukanlah godzilla, tetapi ukurannya yang sebesar gajah merupakan aset astronomi di Indonesia yang tidak terkira, sebut saja refraktor ganda Zeiss yang menjadi maskot Observatorium Bosscha, atau refraktor Schmidt Bima-Sakti yang merupakan teleskop dengan mata terbesar di kompleks, berdiameter sekitar 60 cm. Tetapi, untuk wilayah asia-tenggara, Indonesia harus bersiap-siap tertinggal dalam pengembangan observatorium, kenapa bisa begitu?Dengan sudah beroperasinya Observatorium Nasional Langkawi yang bersistem robotik dengan diameter teleskop 50 cm, ironinya, yang membangun observatorium itu adalah putra Indonesia kelahiran Bandung (Mohamad Ridwan Hidayat, M.Sc). Thailand pun sudah tancap gas denga pembangunan teleskop seukuran 2,4 meter! Teleskop berbiaya US$ 40 juta ini merupakan kado ulang tahun ke-80 Raja Thailand, Raja Bhumibol. Teleskop ini diharapkan akan membuka matanya untuk pertama kali di bulan Maret tahun 2009.

Ketika negara-negara tetangga sedang bergiat untuk membuka mata mereka lebar-lebar ke langit dan mengagumi keindahan karya Sang Pencipta, lalu bagaimana dengan Indonesia?

Added from:

Read More......

Perbandingan Refraktor dan Relfektor

Kelemahan utama refraktor adalah fakta bahwa sinar difokuskan dengan cara dilewatkan melalui medium, dalam hal ini lensa. Indeks bias yang mempengaruhi arah pembelokkan cahaya berbeda-beda untuk setiap warna, sehingga sebenarnya ada banyak titik api untuk berbagai warna (yang letaknya cukup berdekatan), dengan fokus untuk cahaya biru lebih dekat ke lensa daripada fokus cahaya merah. Ini adalah cacat lensa yang disebut aberasi kromatis atau aberasi warna. Pelewatan cahaya melewati medium juga berarti material lensa harus homogen atau serbasama di setiap bagian lensa, dan keserbasamaan (homogenitas) ini makin sulit dipertahankan bisa ukuran lensa semakin besar.

Kelemahan kedua muncul dari pengandaian yang tidak sepenuhnya benar tentang jalannya sinar dari objek. Pada perhitungan fokus lensa kita hanya mengikutkan sinar-sinar yang berada di sekitar pusat lensa, tetapi sinar yang jatuh pada tepi lensa justru akan jatuh pada titik api yang berbeda, akibatnya citra yang berada pada tepi lensa tidak sepenuhnya tajam. Persoalan ini dinamakan aberasi sferis atau aberasi bola. Kedua persoalan ini dapat diatasi apabila kita menggunakan dua lensa yang disatukan sebagai lensa objektif, dan keduanya memiliki indeks bias dan bentuk permukaan lensa yang berbeda. Dengan demikian jalannya cahaya dapat dikoreksi, namun tetap saja solusi ini hanya terbatas pada panjang gelombang tertentu saja. Lensa-lensa terbesar mengalami kesulitan tambahan: karena mereka hanya bisa disangga pada tepiannya maka bagian tengah lensa cenderung berubah bentuk akibat tarikan gaya beratnya sendiri. Oleh karena itu lensa teleskop tidak dapat terlalu besar dan terlebih lagi biaya pembuatan refraktor sangat besar karena ada empat permukaan yang harus diasah: dua permukaan lensa objektif dan dua permukaan lensa okuler.

Dengan demikian kita dapat melihat bahwa Teleskop Reflektor lebih banyak memberikan keuntungan daripada Teleskop Refraktor. Cacat pada cermin dapat diatasi dengan cara yang lebih mudah. Sebagai tambahan, Cermin dapat ditopang dari bawah sehingga bentuk permukaan cermin tidak banyak berubah. Dengan keuntungan ini maka diameter teleskop reflektor dapat dibuat sangat besar dan itulah sebabnya mengapa teleskop-teleskop dengan diameter terbesar

di dunia merupakan teleskop reflektor. Keuntungan berikutnya adalah hanya satu permukaan cermin yang perlu diasah (dua bila kita menggunakan Cassegrain) dan bukan empat seperti pada refraktor, sehingga praktis biaya pembuatannya lebih murah. Namun ini bukan berarti reflektor lebih unggul. Keuntungan reflektor, yaitu tidak harus melewati medium untuk memfokuskan cahaya, justru juga menjadi kelemahan. Permukaan cermin reflektor harus benar-benar akurat menyerupai parabola (atau bola), dan sedikit perubahan suhu dapat mengubah bentuk permukaan cermin. Perubahan suhu sedikit saja dapat terjadi pengerutan atau pemuaian pada permukaan cermin dan ini berarti membutuhkan pengawasan secara periodik, lain halnya dengan lensa yang tidak terlalu sensitif terhadap perubahan suhu.

Teleskop-teleskop terbesar di dunia, yang berdiameter di atas 1 m, adalah reflektor. Persoalan-persoalan optis dan mekanis yang timbul pada teleskop besar lebih mudah diselesaikan apabila berupa reflektor ketimbang refraktor. Berat kolektor (cermin atau lensa) meningkat seiring dengan meningkatnya diameter, dan kita mengetahui betapa sulitnya mempertahankan bentuk lensa. Dari sudut pandang optis, sulit pula membangun refraktor besar karena ketebalan lensa, dan juga besarnya serapan, semakin meningkat.

added from :

Read More......

Teleskop Reflektor

Isaac Newton menyadari persoalan aberasi kromatis ini ketika mempelajari pemecahan sinar matahari menjadi warna pelangi dengan menggunakan prisma. Dengan tepat ia menyimpulkan bahwa aberasi kromatis adalah persoalan yang terkait dengan lensa (sebagaimana telah disinggung pada bagian tentang refraktor) dan membuat sebuah teleskop reflektor yang menggunakan cermin sebagai pemecahannya (Gambar 3). Newton menggunakan sebuah cermin cekung yang bersifat konvergen (mengumpulkan cahaya pada titik api) sebagai kolektor cahaya, dan selanjutnya ia menempatkan sebuah cermin datar (disebut juga cermin sekunder) dengan sudut 45 derajat terhadap cermin sehingga cahaya yang dipantulkan cermin cekung dibelokkan dan dapat diamati dengan eyepiece. Teleskop reflektor dengan menggunakan cermin datar ini kemudian terkenal dengan nama Reflektor Newton. Isaac Newton sendiri membuat teleskop ini pada tahun 1668 (Gambar 3) dan mendemonstrasikannya di depan Perkumpulan Kerajaan (Royal Society, sebuah perkumpulan ilmuwan Kerajaan Inggris) pada tahun 1671. Pada Reflektor Newton cahaya difokuskan dengan cara dipantulkan dan tidak dilewatkan melalui suatu medium seperti sebuah refraktor, dengan demikian teleskop ini bebas dari persoalan aberasi kromatis, walaupun masih belum bebas dari persoalan aberasi sferis. Cahaya yang tiba pada tepian cermin tetap difokuskan pada titik yang berbeda.

Seorang pakar optik Perancis, Cassegrain, pada tahun 1672 menyadari bahwa bagian tengah cermin cekung tidak berguna dalam mengumpulkan cahaya (bagian ini tak dilewati sinar karena terhalang oleh cermin sekunder). Ia melubangi bagian tersebut dan melewatkan cahaya melewati lubang tersebut (Gambar 4) dengan menggunakan cermin cembung sebagai pengganti cermin datar. Dengan demikian Cassegrain memberikan rancangan yang lebih ekonomis dengan cara “melipat” jalannya cahaya sehingga panjang tabung teleskop dapat diperpendek untuk panjang fokus yang sama dengan Reflektor Newton. Seratus tahun kemudian dibuktikan bahwa cermin cembung tersebut membantu mengurangi efek aberasi sferis. Hingga saat ini rancangan Cassegrain tetap dipakai dalam berbagai teleskop portabel karena membantu memperpendek panjang tabung teleskop dan dengan demikian lebih mudah dibawa ke mana-mana (Gambar 4). Sekarang kita menamakan teleskop seperti ini dengan—tentu saja—Reflektor Cassegrain.

Belakangan ditunjukkan bahwa teleskop berukuran besar, dengan diameter kolektor di atas 1 m, lebih efisien apabila menggunakan desain reflektor. Reflektor membutuhkan bentuk permukaan cermin yang sangat akurat dan teknologinya sudah tersedia. Memasuki abad ke-20 dibangun reflektor-reflektor raksasa, terutama di Amerika Serikat, dan kini teleskop-teleskop terbesar di dunia adalah reflektor. Reflektor Hale dengan diameter 200 inci (5.08 m) di Observatorium Gunung Palomar, California, Amerika Serikat (Gambar 5) selesai dibangun pada tahun 1948 dan selama puluhan tahun merupakan reflektor terbesar di dunia.

Reflektor 200 inci (5.08 m) Hale di Observatorium Gunung Palomar, California, Amerika Serikat. Nama reflektor ini diambil untuk menghormati astronom George Ellery Hale, yang berjasa dalam mencari sponsor untuk pembangunan 3 buah reflektor terbesar di dunia pada zamannya. Observatorium Gunung Palomar yang terletak di negara bagian California dan berdekatan dengan kota metropolitan Los Angeles kini menghadapi permasalahan polusi cahaya dari kota tersebut. Sumber: Situs Observatorium Paloma

Teleskop Reflektor, baik Newton maupun Cassegrain, memiliki medan pandang yang lebih luas dan dengan demikian sangat cocok untuk survei, dan untuk memaksimalkan medan pandang berarti seluruh bagian cermin—termasuk tepiannya—harus digunakan. Maka harus ada cara untuk menghilangkan efek aberasi sferis atau pengolahan data bintang yang berada pada tepian cermin tidak akan akurat. Solusi ini diberikan oleh Bernhard Schmidt pada tahun 1930an dengan menggunakan lensa tambahan yang diletakkan di depan cermin, disebut lensa korektor (Gambar 6). Lensa ini sangat tipis—sehingga aberasi kromatis praktis tidak ada—dan berguna untuk membelokkan jalannya cahaya yang jatuh di tepian cermin agar mengarah ke satu titik api. Berkat solusi Bernhard Schmidt dikembangkanlah teleskop tipe baru yang disebut Teleskop Schmidt atau kadang-kadang disebut juga Kamera Schmidt. Dengan medan pandang yang sangat luas, rata-rata 5 derajat dan dapat mencapai 25 derajat (teleskop biasa umumnya memiliki medan pandang yang sangat sempit, kurang dari 1 derajat), teleskop Schmidt berfungsi seperti layaknya sebuah kamera, sehingga julukan “Kamera Schmidt” juga tidak salah.Namun demikian lensa korektor buatan Schmidt ini juga seringkali diletakkan di depan teleskop portabel tipe Cassegrain, sehingga Reflektor Cassegrain yang menggunakan lensa korektor Schmidt berubah nama menjadi Reflektor Schmidt-Cassegrain.

Kiri:Lensa korektor pada Teropong Schmidt dapat menghilangkan aberasi bola. Kanan: Edwin Hubble dengan pipa khasnya mengintip pada teleskop pencari (finder) Teleskop Schmidt 48 inci (1.2 m) Observatorium Gunung Palomar. Teleskop Schmidt tidak menggunakan eyepiece, jadi pada titik api cermin di dalam teleskop diletakkan sebuah plat foto atau kamera CCD untuk memotret satu bidang langit. Sumber: Hoskin, M. (ed.) 1997, The Cambridge Illustrated History of Astronomy, Cambridge University Press. h.330.

Sumber : Langit

Read More......

Rabu, 16 April 2008

Teleskop Refraktor

Teleskop menggunakan lensa untuk memfokuskan cahaya. Prinsipnya adalah pembiasan. Cahaya yang melewati sebuah medium yang memiliki indeks bias berbeda dengan udara akan dibelokkan (tuangkan air ke dalam mangkuk tembus pandang dan sinari air dengan lampu senter yang diarahkan miring terhadap permukaan air, Anda akan melihat sinar lampu senter tidak membentuk garis lurus, tapi membelok saat melewati air) atau dalam istilah fisika: dibiaskan. Pembiasan adalah terjemahan bahasa Inggris untuk refraction. Dengan demikian refraktor dapat diartikan sebagai pembias.

Lensa bekerja dengan cara demikian, dan apabila bentuk permukaan medium yang dilewati cahaya tersebut melengkung sedemikian rupa, maka cahaya sejajar pada berbagai orientasi terhadap lensa dapat difokuskan menuju titik api (Gambar 1). Lensa yang melengkung keluar seperti ini kita sebut lensa cembung atau lensa konveks. Sinar yang datang dari bintang atau objek-objek astronomi lainnya (karena benda-benda tersebut letaknya sangat jauh maka sinar yang mereka pancarkan dapat kita anggap sejajar) difokuskan oleh lensa yang disebut lensa objektif dan tiba pada titik api. Selanjutnya cahaya yang sudah difokuskan ini diperbesar oleh lensa cembung kedua yang disebut lensa okuler (inilah yang disebut eyepiece karena pada lensa ini mata kita diletakkan untuk “mengintip” teleskop).

Semakin kecil jarak fokus lensa okuler terhadap jarak fokus lensa objektif semakin besar perbesaran yang dihasilkan teleskop, tetapi hal ini akan menurunkan ketajaman keseluruhan dari sebuah citra karena ketajaman hanya bergantung pada diameter lensa objektif dan perbesaran lebih lanjut oleh lensa okuler akan menurunkan ketajaman keseluruhan (Misalnya Anda memiliki dua foto, ukuran 3R dan 24R. Kedua foto diperbesar dengan dua kaca pembesar berbeda, misalnya perbesaran 4 kali dan 20 kali. Foto ukuran 3R diperbesar 4 kali cukup tajam tetapi bila diperbesar 20 kali jadi buram, sementara ukuran 24R masih tetap tajam bila diperbesar 20 kali. Ini karena foto ukuran 24R lebih tajam daripada ukuran 3R sehingga masih tetap tajam bila diperbesar 20 kali. Teleskop dengan diameter lensa objektif yang besar akan menghasilkan citra yang tajam sehingga dapat digunakan eyepiece dengan perbesaran yang tinggi tanpa mengurangi ketajaman).

Gambar disamping
Refraktor 40 inci (1 m) Yerkes di Wisconsin, Amerika Serikat. Selesai dibangun pada tahun 1897, Refraktor Yerkes hingga saat ini adalah teleskop refraktor terbesar di dunia. Perhatikan ukuran meja dan kursi di lantai Observatorium, untuk membandingkan ukuran teleskop ini dengan ukuran manusia. Pada awal abad 20 hingga sekarang, refraktor dengan diameter lebih besar dari 1 meter semakin sulit dibuat dengan akurat dan teleskop-teleskop besar mulai menggunakan desain reflektor. Sumber: Herrmann, D. 1984, The History of Astronomy from Herschel to Hertzsprung, Cambridge University Press. h.163

Prinsip ini sederhana dan refraktor dapat menghasilkan citra-citra dengan ketajaman tinggi sehingga sangat cocok untuk menentukan posisi objek astronomi (astrometri) dengan ketelitian tinggi atau untuk program pengamatan lainnya yang membutuhkan ketajaman tinggi, namun refraktor juga memiliki medan pandang yang sempit sehingga sulit untuk melakukan survey atau sensus bintang yang membutuhkan teleskop dengan medan yang luas.

Salah satu refraktor pertama yang digunakan untuk mengamati objek-objek langit adalah refraktor yang dibuat Galileo Galilei pada tahun 1609 (Gambar 1). Pada waktu itu Galileo mendengar bahwa di Belanda sudah dibuat sebuah teleskop, dan dengan cepat ia mempelajari prinsip kerjanya dan membuat sebuah teleskop yang lebih baik. Galileo tidak menciptakan teleskop, tetapi ia merupakan salah satu orang pertama yang mempunyai ide bagus untuk mengarahkannya ke langit (pada tahun yang sama, seorang astoronom Inggris bernama Thomas Harriot juga mengamati bulan dengan menggunakan teleskop). Refraktor terus mengalami perkembangan hingga abad ke-19. Refraktor terbesar yang pernah dibangun adalah refraktor pada Observatorium Yerkes di Wisconsin, Amerika Serikat (Gambar 2), sebuah teleskop raksasa dengan diameter lensa 40 inci (102 cm) dan panjang tabung 30 m.

Di Add dari

Read More......

Dasar Teleskop

Sebuah teleskop pada intinya adalah alat untuk mengumpulkan cahaya, menguatkannya, dan mengumpulkannya pada satu tempat. Walaupun kata “teleskop” dapat dipecah menjadi “tele” yang berarti “jauh” dan “scope” berarti “melihat”, atau kurang lebih maknanya adalah “melihat [objek-ojek] jauh”, tapi fungsi utama sebuah teleskop astronomi bukanlah untuk melihat hingga kejauhan. Objek-objek astronomi seringkali berada pada jarak yang sangat jauh sehingga—walaupun objek tersebut bersinar terang—terlihat tak begitu jauh berbeda dengan penglihatan dengan mata telanjang, sama sekali tak menarik! Saya sering menjadi pemandu teleskop saat Observatorium Bosscha, Lembang, dibuka untuk umum dan saat teleskop diarahkan ke sebuah bintang seringkali pengunjung berkomentar, “Wah kok cuma begini saja sih?”, dengan nada kecewa. Seringkali ditambah pula dengan komentar, “Wah kalau begini saja sih gak usah capek-capek datang ke sini juga bisa!”

Lain halnya apabila teleskop diarahkan ke objek-objek yang jauh lebih dekat, seperti planet dalam tata surya kita. Dengan menggunakan teleskop portabel pun Planet Saturnus dapat dilihat (apalagi planet-planet yang lebih dekat, tentu lebih jelas lagi) dan lapisan-lapisan atmosfer Jupiter, misalnya, dapat dibedakan. Dalam beberapa kasus teleskop memang memiliki keuntungan penglihatan. Pengamatan planet tentu saja sangat berbeda apabila menggunakan teleskop, bintang ganda juga dapat dipastikan karena dilihat dengan mata biasa bintang ganda akan terlihat seperti satu bintang saja (buat dua titik yang terpisah sejauh 1 cm pada selembar kertas. Tempel kertas pada dinding dan pandang kertas tersebut dari jarak 20 m. Berapa titik yang bisa Anda lihat?), namun lebih dari itu teleskop tidak digunakan untuk “melihat jauh” dalam arti harfiahnya.

Lha terus apa gunanya? Tentu saja untuk mengumpulkan cahaya. Objek-objek astronomi letaknya sangat jauh, sehingga walaupun sebenarnya cahaya yang mereka pancarkan sangat terang tetap saja dilihat dari Bumi cahaya mereka sangat redup. Oleh karena itu teleskop digunakan sebagai pengumpul (kolektor) cahaya. Sebuah objek yang sangat redup, tak terlihat oleh mata biasa, dapat terlihat apabila dilihat dengan teleskop, karena cahaya yang sampai dikumpulkan dan dikuatkan. Fungsi kedua sebuah teleskop adalah menghasilkan citra dengan ketajaman yang lebih besar sehingga posisi sebuah objek dapat ditentukan dengan lebih akurat. Kedua fungsi ini dapat ditingkatkan dengan meningkatkan diameter teleskop. Semakin besar diameter teleskop semakin banyak cahaya bintang yang dapat dikumpulkan teleskop sehingga objek yang sangat redup pun dapat tampak.

Pengumpulan cahaya oleh teleskop dilakukan dengan memfokus. Cahaya yang sampai ke teleskop dikumpulkan menuju satu titik yang disebut titik fokus atau titik api atau titik bakar. Alat pemfokus ini secara garis besar dapat dibagi menjadi dua: lensa (refraktor) dan cermin (reflektor). Kesemuanya memiliki keuntungan dan kerugian masing-masing dan bekerja pada daerah panjang gelombang visual. Kita dapat menganggap cahaya sebagai sinyal gelombang elektromagnetik yang dapat dipecah ke dalam berbagai panjang gelombang, dan daerah yang dapat ditangkap mata disebut daerah visual. Daerah panjang gelombang lain memiliki teleskop yang sama sekali berbeda, seperti teleskop radio yang berfungsi menangkap sinyal-sinyal radio yang dipancarkan objek-objek astronomi, dan bentuknya tidak seperti teleskop optik. Teleskop radio, contohnya, berbentuk seperti antena parabola yang biasa dipakai untuk menangkap siaran televisi mancanegara.

Bukaan (Aperture) dan Panjang Fokus

Seperti yang sudah digambarkan di atas, fungsi teleskop adalah untuk mengumpulkan cahaya sehingga nampak lebih terang dan dapat diperbesar. Kedua fungsi ini dapat ditingkatkan dengan meningkatkan diameter kolektor teleskop, atau disebut juga dengan bukaan atau aperture. Semakin besar diameter teleskop semakin banyak cahaya bintang yang dapat dikumpulkan teleskop sehingga objek menjadi lebih terang dan tajam.

Komponen kedua yang menentukan kemampuan teleskop adalah panjang fokus kolektor, yang akan menentukan besar medan pandang teleskop. Medan pandang adalah luas daerah yang dapat kita amati. Misalnya kita mengamati sebuah rumah, maka medan pandang luas berarti kita dapat mengamati keseluruhan rumah sementara medan pandang sempit berarti kita hanya dapat mengamati pintunya saja. Misalnya kita memiliki dua teleskop dengan diameter kolektor yang sama, namun memiliki dua panjang fokus yang berbeda, maka teleskop dengan panjang fokus yang lebih panjang akan memiliki medan yang lebih sempit. Dengan demikian teleskop bermedan pandang sempit memiliki tingkat perbesaran yang lebih tinggi.

Pembagian antara panjang fokus dengan diameter kolektor akan menghasilkan bilangan yang disebut dengan nisbah fokal atau f/ratio. Teleskop dengan nisbah fokal yang besar berarti medannya sempit sementara teleskop dengan nisbah fokal rendah berarti medannya luas.

Read More......

Rabu, 02 April 2008

The Telescope

The telescope was one of the central instruments of what has been called the Scientific Revolution of the seventeenth century. It revealed hitherto unsuspected phenomena in the heavens and had a profound influence on the controversy between followers of the traditional geocentric astronomy and cosmology and those who favor1`ed the heliocentric system of Copernicus. It was the first extension of one of man's senses, and demonstrated that ordinary observers could see things that the great Aristotle had not dreamed of. It therefore helped shift authority in the observation of nature from men to instruments. In short, it was the prototype of modern scientific instruments. But the telescope was not the invention of scientists; rather, it was the product of craftsmen. For that reason, much of its origin is inaccessible to us since craftsmen were by and large illiterate and therefore historically often invisible.

Although the magnifying and diminishing properties of convex and concave transparent objects was known in Antiquity, lenses as we know them were introduced in the West [1] at the end of the thirteenth century. Glass of reasonable quality had become relatively cheap and in the major glass-making centers of Venice and Florence techniques for grinding and polishing glass had reached a high state of development. Now one of the perennial problems faced by aging scholars could be solved. With age, the eye progressively loses its power to accommodate, that is to change its focus from faraway objects to nearby ones. This condition, known as presbyopia, becomes noticeable for most people in their forties, when they can no longer focus on letters held at a comfortable distance from the eye. Magnifying glasses became common in the thirteenth century, but these are cumbersome, especially when one is writing. Craftsmen in Venice began making small disks of glass, convex on both sides, that could be worn in a frame--spectacles. Because these little disks were shaped like lentils, they became known as "lentils of glass," or (from the Latin) lenses. The earliest illustrations of spectacles date from about 1350, and spectacles soon came to be symbols of learning.

The Spectacle Vendor by Johannes Stradanus, engraved by Johannes Collaert, 1582

These spectacles were, then, reading glasses. When one had trouble reading, one went to a spectacle-maker's shop or a peddler of spectacles (see figs. 2 and 3) and found a suitable pair by trial and error. They were, by and large, glasses for the old. spectacles for the young, concave lenses[2] that correct the refractive error known as myopia, were first made (again in Italy) in the middle of the fifteenth century. So by about 1450 the ingredients for making a telescope were there. The telescopic effect can be achieved by several combinations of concave and convex mirrors and lenses. Why was the telescope not invented in the fifteenth century? There is no good answer to this question, except perhaps that lenses and mirrors of the appropriate strengths were not available until later.

In the literature of white magic, so popular in the sixteenth century, there are several tantalizing references to devices that would allow one to see one's enemies or count coins from a great distance. But these allusions were cast in obscure language and were accompanied by fantastic claims; the telescope, when it came, was a very humble and simple device. It is possible that in the 1570s Leonard and Thomas Digges in England actually made an instrument consisting of a convex lens and a mirror, but if this proves to be the case, it was an experimental setup that was never translated into a mass-produced device.[3]

The earliest known illlustration of a telescope. Giovanpattista della Porta included this sketch in a letter written in August 1609

The telescope was unveiled in the Netherlands. In October 1608, the States General (the national government) in The Hague discussed the patent applications first of Hans Lipperhey of Middelburg, and then of Jacob Metius of Alkmaar, on a device for "seeing faraway things as though nearby." It consisted of a convex and concave lens in a tube, and the combination magnified three or four times.[4] The gentlemen found the device too easy to copy to award the patent, but it voted a small award to Metius and employed Lipperhey to make several binocular versions, for which he was paid handsomely. It appears that another citizen of Middelburg, Sacharias Janssen had a telescope at about the same time but was at the Frankfurt Fair where he tried to sell it.

Galileo's telescopes

The news of this new invention spread rapidly through Europe, and the device itself quickly followed. By April 1609 three-powered spyglasses could be bought in spectacle-maker's shops on the Pont Neuf in Paris, and four months later there were several in Italy. (fig. 4) We know that Thomas Harriot observed the Moon with a six-powered instrument early in August 1609. But it was Galileo who made the instrument famous. He constructed his first three-powered spyglass in June or July 1609, presented an eight-powered instrument to the Venetian Senate in August, and turned a twenty-powered instrument to the heavens in October or November. With this instrument (fig. 5) he observed the Moon, discovered four satellites of Jupiter, and resolved nebular patches into stars. He published Sidereus Nuncius in March 1610.

Verifying Galileo's discoveries was initially difficult. In the spring of 1610 no one had telescopes of sufficient quality and power to see the satellites of Jupiter, although many had weaker instruments with which they could see some of the lunar detail Galileo had described in Sidereus Nuncius. Galileo's lead was one of practice, not theory, and it took about six months before others could make or obtain instruments good enough to see Jupiter's moons. With the verification of the phases of Venus by others, in the first half of 1611, Galileo's lead in telescope-making had more or less evaporated. The next discovery, that of sunspots, was made by several observers, including Galileo, independently.


A typical Galilean telescope with which Jupiter's moons could be observed was configured as follows. It had a plano-convex objective (the lens toward the object) with a focal length of about 30-40 inches., and a plano-concave ocular with a focal length of about 2 inches. The ocular was in a little tube that could be adjusted for focusing. The objective lens was stopped down to an aperture of 0.5 to 1 inch. , and the field of view was about 15 arc-minutes (about 15 inches in 100 yards). The instrument's magnification was 15-20. The glass was full of little bubbles and had a greenish tinge (caused by the iron content of the glass); the shape of the lenses was reasonable good near their centers but poor near the periphery (hence the restricted aperture); the polish was rather poor. The limiting factor of this type of instrument was its small field of view--about 15 arc-minutes--which meant that only a quarter of the full Moon could be accommodated in the field. Over the next several decades, lens-grinding and polishing techniques improved gradually, as a specialized craft of telescope makers slowly developed. But although Galilean telescopes of higher magnifications were certainly made, they were almost useless because of the concomitant shrinking of the field.

As mentioned above, a the telescopic effect can be achieved with different combinations of lenses and mirrors. As early as 1611, in his Dioptrice, Johannes Kepler had shown that a telescope could also be made by combining a convex objective and a convex ocular. He pointed out that such a combination would produce an inverted image but showed that the addition of yet a third convex lens would make the image erect again. This suggestion was not immediately taken up by astronomers, however, and it was not until Christoph Scheiner published his Rosa Ursina in 1630 that this form of telescope began to spread. In his study of sunspots, Scheiner had experimented with telescopes with convex oculars in order to make the image of the Sun projected through the telescope erect.[5] But when he happened to view an object directly through such an instrument, he found that, although the image was inverted, it was much brighter and the field of view much larger than in a Galilean telescope. Since for astronomical observations an inverted image is no problem, the advantages of what became known as the astronomical telescope led to its general acceptance in the astronomical community by the middle of the century.

The Galilean telescope could be used for terrestrial and celestial purposes interchangeably. This was not true for the astronomical telescope with its inverted image. Astronomers eschewed the third convex lens (the erector lens) necessary for re-inverting the image because the more lenses the more optical defects multiplied. In the second half of the seventeenth century, therefore, the Galilean telescope was replaced for terrestrial purposes by the "terrestrial telescope," which had four convex lenses: objective, ocular, erector lens, and a field lens (which enlarged the field of view even further).

Hevelius's 60- and 140-foot telescopes (Machina Coelestis, 1673)

With the acceptance of the astronomical telescope, the limit on magnification caused by the small field of view of the Galilean telescope was temporarily lifted, and a "telescope race" developed. Because of optical defects, the curvature of lenses had to be minimized, and therefore (since the magnification of a simple telescope is given roughly by the ratio of the focal lengths of the objective and ocular) increased magnification had to be achieved by increasing the focal length of the objective. Beginning in the 1640s, the length of telescopes began to increase. From the typical Galilean telescope of 5 or 6 feet in length, astronomical telescopes rose to lengths of 15 or 20 feet by the middle of the century. A typical astronomical telescope is the one made by Christiaan Huygens, in 1656. It was 23 feet long; its objective had an aperture of several inches, it magnified about 100 times, and its field of view was 17 arc-minutes.

Aerial telescope (Christiaan Huygensm Astroscopium Compendiaria,1684)

Telescopes had now again reached the point where further increases in magnification would restrict the field of view of the instrument too much. This time another optical device, the field lens came to the rescue. Adding a third convex lens--of appropriate focal length, and in the right place--increased the field significantly, thus allowing higher magnifications. The telescope race therefore continued unabated and lengths increased exponentially. By the early 1670s, Johannes Hevelius had built a 140-foot telescope.

But such long telescopes were useless for observation: it was almost impossible to keep the lenses aligned and any wind would make the instrument flutter. After about 1675, therefore, astronomers did away with the telescope tube. The objective was mounted on a building or pole by means of a ball-joint and aimed by means of a string; the image was found by trial and error; and the compound eyepiece (field lens and ocular), on a little stand, was then positioned to receive the image cast by the objective. Such instruments were called "aerial telescopes."

Although some discoveries were made with these very long instruments, this form of telescope had reached its limits. By the beginning of the eighteenth century very long telescopes were rarely mounted any more, and further increases of power came, beginning in the 1730s, from a new form of telescope, the reflecting telescope.

Since it was known that the telescopic effect could be achieved using a variety of combinations of lenses and mirrors, a number of scientists speculated on combinations involving mirrors. Much of this speculation was fueled by the increasingly refined theoretical study of the telescope. In his Dioptrique, appended to his Discourse on Method of 1637, René Descartes addressed the problem of spherical aberration, already pointed out by others. In a thin spherical lens, not all rays from infinity--incident parallel to the optical axis--are united at one point. Those farther from the optical axis come to a focus closer to the back of the lens than those nearer the optical axis. Descartes had either learned the sine law of refraction from Willebrord Snell (Snell's Law)[6] or had discovered it independently, and this allowed him to quantify spherical aberration. In order to eliminate it, he showed, lens curvature had to be either plano-hyperboloidal or spherico-ellipsoidal. His demonstration led many to attempt to make plano-hyperboloidal objectives,[7] an effort which was doomed to failure by the state of the art of lens-grinding. Others began considering the virtues of a concave paraboloidal mirror as primary receptor: it had been known since Antiquity that such a mirror would bring parallel incident rays to a focus at one point.

Newton's reflecting telescope (1671)

A second theoretical development came in 1672, when Isaac Newton published his celebrated paper on light and colors. Newton showed that white light is a mixture of colored light of different refrangibility: every color had its own degree of refraction. The result was that any curved lens would decompose white light into the colors of the spectrum, each of which comes to a focus at a different point on the optical axis. This effect, which became known as chromatic aberration, resulted in a central image of, e.g., a planet, being surrounded by circles of different colors. Newton had developed his theory of light several years before publishing his paper, when he had turned his mind to the improvement of the telescope, and he had despaired of ever ridding the objective of this defect. He therefore decided to try a mirror, but unlike his predecessors he was able to put his idea into practice. He cast a two-inch mirror blank of speculum metal (basically copper with some tin) and ground it into spherical curvature. He placed it in the bottom of a tube and caught the reflected rays on a 45° secondary mirror which reflected the image into a convex ocular lens outside the tube (see fig. 12). He sent this little instrument to the Royal Society, where it caused a sensation; it was the first working reflecting telescope. But the effort ended there. Others were unable to grind mirrors of regular curvature, and to add to the problem, the mirror tarnished and had to be repolished every few months, with the attending danger of damage to the curvature.

Hevelius's rooftop observatory, (Machina Coelestis, 1673)

The reflecting telescope therefore remained a curiosity for decades. In second and third decades of the eighteenth century, however, the reflecting telescope became a reality in the hands of first James Hadley and then others. By the middle of the century, reflecting telescopes with primary mirrors up to six inches in diameter had been made. It was found that for large aperture ratios (the ratio of focal length of the primary to its aperture, as the f-ratio in modern cameras for instance), f/10 or more, the difference between spherical and paraboloidal mirrors was negligible in the performance of the telescope. In the second half of the eighteenth century, in the hands of James Short and then William Herschel, the reflecting telescope with parabolically ground mirrors came into its own.

Notes: [1]They may have developed independently in China.

[2]Note that the word lens was used only to denote convex lenses until the end of the seventeenth century.
[3]The claim for an "Elizabethan telescope" has recently been made by Colin Ronin, who has demonstrated an instrument based on the writings of Thomas Digges and William Bourne.

[4]Their optical system and magnification was the same as our traditional opera glasses

[5]The Galilean telescope produces an erect image of an object viewed directly but an inverted image of a projected object; by substituting a convex for the concave ocular, this situation is reversed.

[6]The ratio of the sines of the angles of incidence and refraction is constant.

[7]The effect is most apparent for the objective; spherical aberration in the ocular affects the image much less.

Sources: For the invention of spectacles, see Edward Rosen, "The Invention of Eyeglasses," Journal for the History of Medicine and Allied Sciences, 11(1956):13-46, 183-218. The appearance of spectacles with concave lenses is discussed in Vincent Ilardi, "Eyeglasses and Concave Lenses in Fifteenth-Century Florence and Milan: New Documents," Renaissance Quarterly 29(1976):341-360. The entire problem of the invention of the telescope is discussed in Albert van Helden, The Invention of the Telescope, in Transactions of the American Philosophical Society, 67, no. 4 (1977). See also Van Helden, "The `Astronomical Telescope,' 1611-1650," Annali dell'Istituto e Museo di Storia della Scienza di Firenze, 1, no. 2 (1976):13-36; and "The Development of Compound Eyepieces, 1640-1670," Journal for the History of Astronomy, 8(1977):26-37. The most convenient source for information on the general development of the telescope is Henry King, The History of the Telescope (London: Griffin, 1955).

Sources: Top Image: Johannes Hevelius observing with one of his telescopes (Selenographia, 1647).

Add From :

Read More......
Template by - Abdul Munir | Daya Earth Blogger Template