Written by Widya Sawitar dan Cecep Nurwendaya

User Rating: 1 / 5

Star ActiveStar InactiveStar InactiveStar InactiveStar Inactive
 

Jakarta Tanpa Bayangan
Percobaan Sederhana
yang Memanfaatkan Gerak Harian dan Gerak Tahunan Matahari

Widya Sawitar dan Cecep Nurwendaya

       Seperti halnya benda-benda langit lainnya, Matahari teramati dari muka Bumi melakukan gerak harian dari timur ke barat dengan periode 24 jam. Adanya gerak harian ini terjadi akibat gerak rotasi Bumi.
Arah gerak harian seluruh benda langit tegak lurus terhadap sumbu rotasi Bumi. Arah ini berbeda dengan arah utara-selatan sumbu magnet Bumi seperti yang ditunjukkan oleh kompas. Perbedaan arah ini terjadi akibat sumbu rotasi Bumi tidak berimpit dengan sumbu magnet Bumi, melainkan membentuk sudut inklinasi di pusat Bumi sekitar 11,50. Keadaan ini lebih jauh menyebabkan kutub magnet Bumi tidak berhimpit dengan kutub rotasi, bahkan keduanya terpisahkan sekitar 960 km. Kutub utara magnet Bumi terletak di bagian utara Kanada pada lintang 750 LU, sedangkan kutub selatan magnet Bumi berada di selatan Australia pada lintang 680 LS.

       

       Akibat adanya kemiringan sumbu magnet terhadap sumbu rotasi Bumi, harga sudut deklinasi magnet bervariasi tergantung kepada letaknya di permukaan Bumi. Sudut deklinasi magnet adalah besar sudut antara kutub magnet dengan kutub geografis yang senama pada arah timur-barat dari tempat pengamat di permukaan Bumi. Pada gambar 1 diberikan variasi deklinasi magnet untuk berbagai tempat di muka Bumi.
       

       Rotasi Bumi sekali putarnya memerlukan waktu 23 jam 56 menit. Harga ini ditentukan dari pengamatan gerak harian bintang-bintang, sehingga disebut sebagai satu hari bintang atau satu hari sideris. Adanya perbedaan waktu antara periode gerak harian Matahari dengan periode rotasi Bumi, sebesar sekitar 4 menit, memberikan kesan seolah-olah Matahari melakukan pergerakan lain dilatarbelakangi kelompok bintang dari arah barat ke timur, menempuh sudut busur di langit sekitar satu derajat setiap harinya. Gerak yang dilakukan Matahari ini disebut sebagai gerak tahunan Matahari, oleh karena memiliki periode waktu satu tahun atau 365¼ hari. Adanya gerak tahunan ini terjadi akibat gerak revolusi Bumi mengelilingi Matahari.

Gambar 1.
Peta deklinasi magnet Bumi. Garis-garis pada peta menghubungkan tempat- tempat yang memiliki variasi arah kompas yang sama terhadap arah utara geografis.

Secara praktis gerak tahunan Matahari dapat diamati langsung dengan mengamati letak posisi Matahari di langit setiap hari pada jam yang sama sepanjang tahun. Pengamatan ini menghasilkan peta Analemma Matahari (gambar 2).

Gambar 2.
Analemma Matahari.

    Analemma Matahari menunjukkan perubahan letak posisi Matahari pada arah dekIinasi (utara-selatan) dan sudut jam (barat-timur) sepanjang tahun. Penggunaannya dapat dipakai untuk menentukan dekIinasi (jarak sudut terhadap ekuator) Matahari maupun menentukan koreksi antara waktu matahari sebenarnya terhadap waktu matahari menengah setiap hari sepanjang tahun. Selisih antara satu hari matahari sebenarnya terhadap satu hari matahari menengah disebut Perata Waktu atau Equation of time. Perata waktu bernilai positif jika Matahari menengah mendahului Matahari sebenarnya, dan negatif jika terjadi sebaliknya. Dalam prakteknya jika Matahari mencapai meridian setelah tengah hari (jam 12), perata waktu berharga positif dan jika mencapai meridian sebelum tengah hari berharga negatif.

       Deklinasi maksimum yang dicapai Matahari terjadi sekitar tanggal 22 Juni pada saat berada di atas Garis Balik Utara atau Tropik Cancer (+ 23½0 ) dan sekitar tanggal 22 Desember saat berada di Garis Balik Selatan atau Tropik Capricorn ( – 23½0 ). Sedangkan berada di ekuator (deklinasi 00) terjadi sekitar tanggal 21 Maret dan 23 September.

       Bentuk analemma Matahari tidak simetris terhadap ekuator. Hal ini terjadi akibat kecepatan gerak revolusi Bumi tidak konstan sepanjang tahun. Adanya variasi kecepatan ini sebagai konsekuensi dari orbit Bumi yang berbentuk elips. Pada saat Bumi berada di titik perihelium kecepatannya maksimum dan sebaliknya saat berada di aphelium kecepatan orbitnya minimum. Selain adanya variasi kecepatan orbitnya, adanya inklinasi sumbu Bumi terhadap sumbu ekliptika secara bersamaan menentukan bentuk analemma.

Dimensi Bola Bumi

       Bahasan tentang perhitungan ukuran Bumi yang sangat populer dilakukan oleh Eratosthenes (276 – 194 SM). Asumsinya bahwa Bumi berbentuk bola sempurna dan sangat kecil dibanding jaraknya ke Matahari. Dalam pekerjaan ini, digunakan alat bantu gnomon (semacam tongkat) untuk menandai bayang-bayang yang ditimbulkan oleh cahaya Matahari. Saat di Syene (Aswan, Mesir) diperhatikannya bahwa pada tanggal 21 Juni tengah hari tidak terdapat bayangan tongkat gnomon. Artinya, Matahari tepat di atas tongkat tersebut. Sedangkan pada tanggal yang sama, di Alexandria (utara Syene), terdapat bayangan dengan sudut sekitar 7,2°.

       Apabila diyakini ukuran Matahari jauh lebih besar dan jaraknya sangat jauh, maka dapat diasumsikan bahwa cahaya atau berkas sinar Matahari jatuh ke muka Bumi akan jatuh sejajar. Asumsi berikutnya, apabila Bumi bentuknya seperti bola, maka berkas sinar ini kalau diteruskan tentu akan menembus pusat Bumi. Dengan demikian, kalau ditarik garis lurus Syene ke pusat Bumi dan Alexandria ke pusat Bumi tentulah dua garis ini juga membentuk sudut 7,2°. Oleh karena diketahui jarak dua kota tadi 5.000 stadia, maka keliling Bumi diperoleh 250.000 stadia. Eratosthenes meralat bahwa 1° = 700 stadia, jadi keliling Bumi 252.000 stadia yang setara dengan 40.320 km. Dengan lain perkataan, jejari bola Bumi adalah sebesar 40.127 stadia atau 6.420 km (seorde dengan hasil pengukuran sekarang).

       Eratosthenes (https://en.wikipedia.org/wiki/Eratosthenes) menghitung keliling Bumi tanpa meninggalkan kotanya, Alexandria. Hal ini karena dia tahu bahwa pada tengah hari setempat, pada saat Titik Balik Matahari musim panas di Syene (Aswan, Mesir), Matahari berada tepat di atas kepala. Lokasi Syene berada di 24° 05′ LU, dekat dengan posisi Tropic of Cancer, yang 23° 42′ LU pada tahun 100 SM. Diketahui bahwa saat itu bayangan seseorang yang melihat ke dalam sumur tepat tegak lurus di dasar sumur. Dia kemudian mengukur sudut ketinggian Matahari dengan menggunakan batang vertical atau tegak lurus muka Bumi (gnomon), dan mengukur panjang bayangannya di tanah. Dengan menggunakan panjang batang, dan panjang bayangan, sebagai kaki-kaki segitiga, ia menghitung sudut jatuhnya sinar Matahari. Diperoleh besar sudutnya 7,2 derajat atau kisaran 1/50 keliling lingkaran. Mengambil Bumi sebagai bola, dan mengetahui jarak dan arah Syene, ia menyimpulkan bahwa keliling Bumi adalah lima puluh kali jarak itu.

       Pengetahuannya yang terinci tentang kawasan Mesir diketahui berbasis catatan dari karya generasi setelahnya. Jarak antara Syene dan Alexandria pun telah diketahui, kisaran 5.000 stadia (senantiasa dikoreksi oleh pihak istana setiap tahunnya). Beberapa sejarawan mengatakan bahwa jarak itu dikuatkan dengan catatan waktu perjalanan yang diperlukan dari Syene ke Alexandria dengan unta. Beberapa ahli menyatakan bahwa Eratosthenes menggunakan stardard stadion Olimpiade (?) untuk 1 stadia-nya yang kini diperkirakan sejarak 176,4 meter. Dari sini, diketahui bahwa keliling Bumi adalah sebesar 44.100 km dengan toleransi perhitungan sebesar 10%. Namun, apabila memakai standard di Italia, 1 stadia = 184,8 m sebagai nilai yang paling umum diterima (nilai ini diperoleh 300 tahun setelahnya), yang menyiratkan keliling Bumi sebesar 46.100 km dengan kesalahan 15%. Asumsi dalam perhitungannya antara lain:

  1. Bahwa jarak antara Alexandria dan Syene adalah 5000 stadia;
  2. Alexandria berada di utara Syene;
  3. Syene berada pada Tropic of Cancer;
  4. Bumi berbentuk bola yang sempurna; dan
  5. Sinar cahaya yang berasal dari Matahari itu sejajar.

       Pada tahun 2012, Anthony Abreu Mora mengulangi perhitungan Eratosthenes dengan data yang lebih akurat; hasilnya adalah 40.074 km. Besaran ini hanya berbeda 66 km (0,16%) dibandingkan dengan lingkaran kutub yang saat itu diketahui. Sebagai catatan bahwa Bumi bentuknya geoid dengan jejari kutub (6.356,9 km) yang lebih pendek dibanding jejari ekuator (6.378,4 km). Sekarang ini (https://en.wikipedia.org/wiki/Earth_radius) diketahui bahwa keliling kutub Bumi besarnya 39.922 km. Selisih dengan keliling kutub adalah 152 km. Hasil-hasil ini tentu menyiratkan keakuratan yang sangat tinggi pada masa Eratosthenes, mengingat metode yang digunakan tentu sangat sederhana pada jamannya.

       Pada era yang sama, Apollonius, 250 SM dari Pergaeus (kini Turki) memperkenalkan geometri kerucut (irisan kerucut) berupa lingkaran, ellips, parabola, dan hiperbola. Sekaligus membantu mengembangkan hipotesis mengapa planet bergerak ke timur atau barat, yaitu dengan melontarkan Teori Episikel di mana lingkaran episikel (minor orbit) dan lingkaran deferent (major orbit).

       Teori Aristarchus, Eratosthenes, dan Apollonius diperbaiki oleh Hipparchus (160 – 125 SM), dengan pengukuran geometri dan trigonometri. Namun sayang, bahwa Hipparchus kembali ke sedia kala seperti yang dilakukan Apollonius, yaitu menggunakan konsep geosentris. Hal ini diyakini karena dapat dipergunakan untuk meramalkan terjadinya gerhana. Teori episikel diperbaiki dan hasil yang diperolehnya antara lain:

  1. Jarak rata-rata Bumi – Bulan 67,5 kali jejari Bumi (433.350 km; kenyataan kini kisaran 384.000 km). Disebut rata-rata karena disadari bahwa jaraknya tidaklah tetap. Sekali lagi, uniknya saat itu seharusnya sudah dapat dinyatakan bahwa lintasan orbit Bulan tidaklah lingkaran sempurna, agak lonjong atau ellips. Namun, hal ini tidak diungkapkan selain pernyataan jarak yang tidak tetap tadi. Sementara itu, perbandingan diameter Bumi dan Bulan adalah 1 berbanding 3,4 (kenyataan kini adalah 1 berbanding 3,6);
  2. Kekurangcermatannya dalam pengukuran terhadap Matahari menyebabkan jaraknya ke Bumi hanya sepersepuluh harga yang diketahui saat ini, yaitu sekitar 15 juta kilometer saja;
  3. Sadar bahwa pada awal Januari, Bumi berada pada jarak terdekat ke Matahari (perihelion), dan awal Juli di aphelion (terjauh). Dengan kata lain, sekali lagi bahwa seharusnya dinyatakan saat itu kalau lintasan edar Bumi pun tidak lingkaran sempurna melainkan ellips;
  4. Dua titik nodal Bulan (perpotongan garis edar Bulan dengan bidang ekliptika / lintasan semu Matahari) diketahui bergeser, dan 1 revolusi di daerah Zodiak berlangsung periodik selama selang waktu 18,67 tahun;
  5. Diketahui pula adanya kecenderungan gerhana yang berulang setiap 18 tahun 10 hari (atau 11 hari). Menegaskan hasil perhitungan bangsa Babylonia sekitar 6 abad SM. Periode ini dikenal sebagai periode Saros (musim gerhana);
  6. Presesi Bumi dihitung sekitar 46 detik busur per tahun (46”/tahun) atau periode presesi Bumi sekitar 28.174 tahun. Kenyataannya sekitar 50,26”/tahun atau periode presesi Bumi sekitar 25.785 tahun; dan
  7. Dalam bidang matematika, diadaptasinya matematika India khususnya trigonometri. Pertama membuat tabel sinus secara lengkap. Yang unik justru dasar berpijaknya antara fungsi sinus dan fungsi chord (ide Pythagoras dalam musik). Hal ini diterapkan pada trigonometri bidang datar dan bidang melengkung (awal berkembangnya astronomi bola, segala perumusan matematika yang berkaitan dengan bentuk bola. Semisal berkaitan dengan tata koordinat, penentuan waktu, dsb).

Observasi Sederhana

Sementara itu, dari sekian banyak pengalaman dari para tokoh sejarah Astronomi, dapat diperoleh beberapa metode sederhana yang dapat digunakan untuk menentukan beberapa parameter terkait gerak harian dan gerak tahunan Matahari. Di sini akan dikemukakan beberapa diantaranya. 

Percobaan 1

Menentukan Arah Utara – Selatan
dengan Pengamatan Bayangan Tongkat di Bawah Sinar Matahari

     Salah satu cara untuk menentukan arah utara-selatan dapat dilakukan dengan mengamati perubahan bayangan tongkat Matahari. Sebuah tongkat yang dipancangkan tegak lurus pada sebuah bidang alas horisontal, akan menimbulkan bayangan pada bidang tersebut jika tersinari oleh Matahari. Bayangan tongkat ini berubah dari waktu ke waktu akibat gerak harian Matahari. Sebelum tengah hari bayangan itu mengarah ke barat dan sesudahnya mengarah ke timur. Dalam perubahannya, pada suatu saat panjang bayangan mencapai ukuran paling pendek, yaitu saat Matahari mencapai kulminasi atas. Kedudukan bayangan pada saat tersebut menunjukkan arah utara-selatan. Arah itu juga dapat ditentukan dari kedudukan bayangan sebelum dan sesudah tengah hari dengan cara membuat garis bagi pada dua kedudukan bayangan yang sarna panjang, seperti yang ditunjukkan pada garnbar 4.

Peralatan:

  1. Sebuah tongkat lurus sebagai tongkat Matahari,
  2. Bidang alas yang datar untuk mengamati perubahan bayangan,
  3. Jangka, penggaris siku-siku, waterpas, busur derajat, kompas, catatan dan kalkulator elektronik.

Cara Kerja:

  1. Tentukan sebuah titik O di tengah-tengah bidang alas dan buatlah beberapa lingkaran yang berpusat di titik itu. Perbedaan jari-jari antara Iingkaran itu sekitar ½ atau 1 cm,
  2. Pancangkan tongkat Matahari tegak lurus pada bidang alas di pusat lingkaran. Gunakan penggaris siku-siku untuk memeriksa tongkat Matahari agar tegak lurus terhadap bidang alas,
  3. Tempatkan alat pengamatan itu di bawah sinar Matahari, dengan alas betul-betul horisontaI. Gunakan waterpas,
  4. Amati ujung bayangan tongkat Matahari, sebelum tengah hari (ketika bayangan mengarah ke barat) kemudian tandai kedudukan ujung bayangan itu pada saat berada di setiap lingkaran. MisaInya A1 pada lingkaran A, B1 pada lingkaran B, dst.,
  5. Lakukan hal yang sama, sesudah tengah hari (ketika bayangan mengarah ke timur). Tunjukkan dengan titik A2 pada lingkaran A, B2 pada lingkaran B, dst.,
  6. Buatlah sudut bagi sudut A1OA2, B1OB2, dst. Setiap garis bagi menunjukkan arah utara-selatan,
  7. Dari beberapa garis bagi itu kita dapat menentukan arah rata-ratanya sebagai penunjuk arah utara-selatan yang paling tepat,
  8. Garis yang dibuat tegak lurus arah utara-selatan yang diperoleh di atas menunjukkan arah timur-barat.

       Setelah arah utara-selatan dapat ditentukan dari percobaan di atas, bandingkan hasilnya dengan arah utara-selatan yang ditunjukkan oleh kompas. Catatlah besar sudut perbedaannya. Besarnya sudut ini merupakan harga sudut deklinasi magnet di tempat pengamat. Bandingkan dengan peta deklinasi pada gambar 1, kemudian diskusikan perbedaannya jika ada.

Percobaan 2

Menentukan Arah Utara – Selatan dengan Bandul Matahari

Pada dasarnya percobaan ini serupa dengan percobaan 1, yakni menentukan arah utara-selatan dengan tongkat Matahari. Sebagai ganti tongkat pada percobaan 1 dipergunakan seuntai benang berukuran sekitar 50 cm, yang diikat pada sebuah bandul berujung runcing.

       Ujung bandul ditempatkan mengarah ke pusat lingkaran-lingkaran konsentris pada bidang alas yang mendatar. Pada ujung benang lainnya diikatkan pada tumpuan yang ditopang oleh dua tongkat tegak seperti yang tampak pada gambar 5.
       Selama pengamatan berlangsung dijaga agar bandul selalu diam, tidak goyang akibat tiupan angin misalnya, agar letak bayangan ujung benang dibidang alas percobaan dapat diamati dengan baik.

Percobaan 3

Menentukan Ukuran Lebar Bayang Bayang Matahari
dengan Kamera Lubang Jarum

Percobaan ini bertujuan untuk menentukan hubungan antara lebar bayangan Matahari, yang dibentuk oleh kamera lubang jarum, dengan panjang tabung kamera. Berbeda dengan bintang yang dikenal sebagai sumber cahaya berupa titik, Matahari merupakan piringan sumber cahaya yang dapat diukur lebar bayangan piringannya. Pengukuran diameter bayangan Matahari dapat ditentukan secara sederhana dengan peralatan kamera lubang jarum. Peranti tersebut terdiri dari sebuah tabung panjang, pada alas tabung yang diarahkan ke Matahari dilubangi dengan lubang sempit, sehingga lubang tersebut disebut lubang jarum. Pada dasar tabung yang lain dipasang layar yang transparan misalnya terbuat dari kertas kalkir, agar lebar bayangan Matahari dapat diukur dari sisi luar layar tersebut.

Pada gambar 6 diberikan skema pembentukan bayangan piringan Matahari pada kamera lubang jarum.

    

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Agar kamera lubang jarum menghasilkan bayangan Matahari di layar dapat diukur, tabung kamera harus cukup panjang, sekitar 1 sampai 2 meter, sebaliknya diameter celah lubang jarum harus kecil, agar tepian bayangan Matahari pada layar cukup tajam.

Peralatan:

  1. Kamera lubang jarum,
  2. Tripod (penyangga) tabung kamera,
  3. Penggaris panjang dan alat-alat tulis.

Cara Kerja:

  1. Ukur panjang tabung kamera,
  2. Arahkan tabung kamera ke arah Matahari sampai terlihat bayangan Matahari pada layar penutup alas tabung,
  3. Ukur bayangan piringan Matahari. Dengan memasukkan harga panjang tabung (L) hasil pengukuran ke persamaan (I.3.b), maka lebar bayangan Matahari (d) dapat ditentukan. Bandingkan hasilnya dengan harga d yang diukur langsung pada layar tabung. Jika terdapat perbedaan, bahaslah penyebab perbedaan tersebut.

Percobaan 4

Mengukur diameter sudut Matahari
dengan teropong bintang (teleskop)

       Percobaan ini dilakukan dengan mengamati selang waktu melintasnya bayangan Matahari pada medan pandang teropong bintang. Diameter sudut Matahari adalah besarnya busur derajat yang terbesar dari pinggir piringan Matahari ke pinggir yang lainnya. Besarnya diameter sudut ini dapat ditentukan dengan mengamati selang waktu melintasnya piringan Matahari pada sebuah acuan di Bumi. Salah satu acuan yang dapat digunakan adalah benang silang yang terlihat pada medan pandang teropong bintang. 

       Matahari memerlukan waktu 24 jam sekali putarnya melakukan gerak harian. Karena itu setiap titik di permukaan Matahari akan menempuh jarak sudut sebesar 10 dalam waktu 24/360 jam = 4 menit = 240 detik, sehingga perhitungan diameter sudut Matahari dapat diperoleh persamaan:

                                                                       d = t/240                                                                     (I.4.a)

                                                                       d = diameter sudut Matahari dalam derajat busur.

                                                                       t = selang waktu antara dua ujung diameter piringan Matahari,

                                                                             saat melintas benang silang teropong dalam detik.

Pada garnbar 4, t adalah selang waktu yang diperlukan oleh Matahari untuk rnenempuh dari B ke B'.

Gambar 7.
Penentuan selang waktu melintasnya diameter Matahari pada benang silang teropong.

Peralatan:

  1. Teropong bintang yang dilengkapi dengan filter matahari !! dan benang silang pada lensa mata (eyepiece),
  2. Stopwatch,
  3. Alat-alat tulis,
  4. Kalkulator

Cara Kerja:

  1. Tempatkan sumbu pergerakan teropong sejajar dengan sumbu rotasi Bumi,
  2. Arahkan teropong ke arah Matahari,
  3. Tempatkan titik pusat Matahari ke benang silang teropong, dengan menggerakkan teropong,
  4. Gerakkan teropong ke arah yang berlawanan dengan arah gerak harian Matahari sampai ujung garis tengah piringan Matahari (B) keluar dari benang silang,
  5. Dengan posisi teropong dalam keadaan tidak bergerak, amati Matahari. Saat Matahari mulai menyentuh benang silang catatlah waktu itu sebagai waktu awal,
  6. Amati lagi Matahari sampai ujung garis tengah Matahari yang lain menyentuh benang silang, dan catatlah waktu itu sebagai waktu akhir,
  7. Ulangi langkah percobaan 3 sampai dengan 6, sebanyak 2 kali.

Setelah percobaan ini dilakukan, tentukan selang waktu rata-rata melintasnya bayangan piringan Matahari melewati benang silang teropong. Dengan memasukkan harga t yang didapat dari percobaan ke dalam persamaan (I.4.a), maka diameter sudut Matahari dari Bumi dapat ditentukan.

Percobaan 5.

Membuat Peta Analemma Matahari.

Analemma menunjukkan jejak Matahari dan perubahan deklinasinya sepanjang tahun. Membuat peta analemma secara sederhana dapat dilakukan hanya dengan sebuah tongkat dan kerikil-kerikil untuk menandai ujung bayangan tongkat yang tersinari oleh Matahari.

Peralatan:

  1. Tongkat lurus,
  2. Kerikil-kerikil untuk menandai jatuhnya bayangan tongkat pada tanah,
  3. Kertas grafik dan alat -alat tulis

Cara Kerja:

  1. Pilihlah sebuah tempat datar yang dapat tersinari langsung oleh Matahari sepanjang tahun. Pancangkan tongkat tegak lurus terhadap permukaan tanah. Ukur dan gambar daerah tempat pengamatan pada kertas grafik, setiap 10 cm diwakili oleh satu skala pada kertas grafik,
  2. Setiap rninggu, disarankan diamati pada hari yang sama, pada jam yang sama, tandai ujung bayangan tongkat di tanah. Catat dan pindahkan letaknya di tanah pada kertas grafik yang bersesuaian, jangan lupa mencatat tanggal pengamatan,
  3. Setelah pengamatan berjalan beberapa minggu, perkirakan di mana ujung tongkat akan jatuh. Catat perkiraan-perkiraan ini dalam grafik. Pergunakan pensil-pensil berwarna untuk menandai berbagai perkiraan,
  4. Lanjutkan langkah 2 dan 3 sebanyak mungkin pengamatan yang dapat dilakukan sepanjang tahun. Setelah 6 bulan bentuk analemma selanjutnya merupakan pencerminan dari bentuk 6 bulan pertamanya,
  5. Bahaslah mengapa salah satu loopnya lebih kecil dari loop lainnya. Pada saat Matahari berada di belahan langit utara jejaknya membentuk loop yang lebih kecil oleh karena gerak tahunan Matahari lebih Lambat. Bahaslah perbedaan-perbedaan yang ditemukan pada saat Matahari berada di belahan langit selatan,
  6. Bandingkan bentuk analemma yang diperoleh dari pengamatan dengan peta analemma pada gambar 2,

Dengan menggunakan analemma ini dapat ditentukan letak Matahari langsung pada jam 12 (tengah hari) setiap hari sepanjang tahun. Sebagai contoh pada saat berada di Tropik Capricorn, Matahari akan tepat mengarah langsung ke titik ini pada tanggal 22 Desember, dan pada saat tepat berada di atas ekuator terjadi pada tanggal 23 September dan 21 Maret. Pada lintang berapa Matahari tepat berada di atas pengamat saat berada di tempat paling utara dalam gerak tahunannya, dapat dibaca langsung dari analemma. Pilihlah lima hari dari setahun kemudian catatlah pada lintang berapa Matahari tepat berada di atas pengamat.

Penutup

       Materi artikel ini telah disampaikan pada acara “Amateur Astronomy Workshop and Training for High Schools and Star Party” yang dilaksanakan pada kegiatan “The 9th ASIAN-PASIFIC IAU REGIONAL MEETING (APRIM 2005)” di Bali pada tanggal 26 – 29 Juli 2005.
       Semua percobaan-percobaan yang dibahas dalam tulisan ini dimaksudkan untuk memberikan pemahaman praktis tentang pengaruh gerak semu Matahari akibat rotasi dan revolusi Bumi, yang dapat langsung teramati sehari-hari.
       Hampir semua percobaan ini telah dipraktekkan langsung oleh kelompok siswa SMP dan SMA, mahasiswa maupun umum di Planetarium dan Observatorium Jakarta sejak beberapa dekade yang lalu. Kegiatan ini merupakan bagian acara khusus yang dulu menjadi kegiatan rutinnya dalam hal kegiatan berbasis observasi.
       Berbagai tanggapan positif, baik langsung maupun tidak langsung dari kalangan guru, pelajar, maupun umum bahwa praktek lapangan seperti ini sangat menunjang pengetahuan teoritis bagi mereka, termasuk menambah wawasan pengetahuan Astronomi bagi mereka.
       Sangat diharapkan sumbangan pemikiran maupun saran dari berbagai kalangan maupun instansi terkait tentang perlunya memberikan pemahaman dasar Astronomi praktis kepada pelajar ataupun masyarakat umum, dengan tujuan untuk menjembatani kegiatan observasi yang lebih lanjut.

 

Daftar Pustaka

Dixon, R. T., 1975, Dynamic Astronomy, Prentice Hall Inc, New Jersey

Marieta, M., 1990, Star Finder, Teacher's Note, Maryland Intec, Maryland

Press, F., dan Siever, R., 1978, Earth, W. H. Freeman and Co., San Fransisco

Simamora, P., 1980, Kosmografi, CV Pedjuang Bangsa, Jakarta

Smart, W. M., 1961, Spherical Astronomy, Cambridge Univ. Press, London

Spencer, E. W., 1972, The Dynamic of the Earth, An Introduction to Physical Geology, Thomas Y. Crowell Company, Inc, New York