بسم
الله الرحمن الرحيم
GERHANA BULAN (خسوف)·
Oleh : Shofiyulloh,ST ··
· Makalah untuk “Kajian Ilmiah Falakiyah”
para ahli hisab PWNU Jawa Timur yang
dilaksanakan tanggal 29 - 31 Agustus 2003 di P.P. As-Sunniyyah, Kencong Jember.
·· Bendahara Lajnah Falakiyah
NU Jawa Timur, Alamat Rumah : Pondok Pesantren Miftahul Huda, Mojosari,
Kepanjen – Malang. Telp. (0341) 878195, 396755.
A.
Pendahuluan.
Kata eclipse
(gerhana) berasal dari kata bahasa yunani Ekleipsis, yang berarti peninggalan, yang menunjukkan betapa
orang-orang zaman dahulu takut terhadap fenomena ini. Sewaktu matahari ataupun
bulan lenyap dari pemandangan, hal ini tampak benda langit itu sungguh-sungguh
meninggalkan ummat manusia. Gerhana, seperti komet, disangka merupakan
tanda-tanda kurang baik atau bencana.
Kita sekarang
mengetahui bahwa fenomena itu dapat dijelaskan dengan sempurna secara logis
sebagai berikut : Semua benda langit yang berada di sekitar Matahari dan di
terangi olehnya, masing-masing mempunyai bayangan yang menjulur ke dalam ruang
angkasa, jauh dari matahari. Fenomena gerhana secara umum adalah suatu
peristiwa jatuhnya bayangan benda langit ke benda langit lainnya, yang
kadangkala benda langit tersebut menutupi seluruh piringan matahari, sehingga
benda langit yang kejatuhan bayangan
benda langit lainnya, tidak bisa
menerima sinar matahari sama sekali.
Fenomena gerhana
ini sudah lama diamati oleh manusia, dan mereka menamakan fenomena ini
tergantung dari benda langit yang tertutupi. Dimana jika bayangan bulan jatuh
pada permukaan bumi sehingga matahari tertutupi oleh bulan, mereka menamakan
kejadian ini dengan Gerhana Matahari seperti yang akan terjadi pada tanggal 26
Januari 2009. Jika bayangan bumi jatuh pada bulan sehingga bulan tertutupi
(bumi menghalangi cahaya matahari ke arah bulan), mereka menamakan kejadian ini
dengan Gerhana Bulan seperti yang akan terjadi pada tanggal 5 Mei 2004. Dan
jika bayangan sebuah planet jatuh di bumi dinamakan Transit seperti
transit planet Venus yang akan terjadi pada tanggal 8 Juni 2004, hanya saja
bayangan venus tidak mencapai permukaan bumi.
B. Geometri Gerhana Bulan
Prinsip
dasar terjadinya gerhana bulan yaitu ketika matahari, bumi dan bulan berada
dalam satu garis yaitu saat bulan beroposisi atau saat bulan purnama, sehingga
pada saat tersebut bulan akan melewati bayangan bumi. Lihat gambar 1 dibawah
ini :
Gambar 1. |
Bulan |
|||
 |
|||
Bayangan Bumi
Cahaya Matahari
Bayangan yang di
bentuk oleh bumi mempunyai 2 bagian, yaitu bagian yang paling luar yang disebut
dengan bayangan Penumbra atau bayangan semu (bayangan ini tidak terlalu
gelap) dan bagian dalam yang disebut bayangan Umbra atau bayangan inti.
Oleh karena bentuk lingkaran matahari lebih besar dari pada lingkaran bumi
sehingga bayangan umbra bumi berbentuk kerucut sedangkan bentuk dari bayangan
penumbra bumi berbentuk kerucut terpancung dengan puncaknya di bumi yang makin
jauh bayangan ini semakin membesar sampai menghilang di ruang angkasa Lihat gambar 2 :
Gambar 2
Umbra
Penumbra |
Pada bayangan penumbra hanya sebagian piringan
matahari yang ditutupi oleh bumi, sedangkan pada bayangan umbra seluruh
piringan matahari tertutup oleh bumi, sehingga ketika bulan melewati umbra,
bulan akan terlihat gelap, karena cahaya matahari yang masuk ke bulan
dihalang-halangi oleh bumi. Fenomena ini dikenal dengan nama gerhana bulan
total (الخسوف الكلي). Perlu Anda ketahui pada saat gerhana bulan total ini, meski
bulan berada dalam umbra bumi, bulan tidak sepenuhnya gelap total karena
sebagian cahaya masih bisa sampai kepermukaan bulan oleh refraksi atmosfir
bumi.
Gerhana
bulan ada dua macam, yaitu gerhan penumbra (semu) dan gerhana umbra. Untuk
gerhana penumbra, bulan hanya melewati bayangan penumbra bumi dan hal ini hanya
bisa dilihat apabila lebih dari setengah (0,5) piringan bulan masuk pada
bayangan penumbra bumi, bahkan ada Astronom yang mengatakan bahwa gerhana
penumbra hanya akan bisa dilihat apabila magnitudenya minimal 0,7. Sedangkan
untuk gerhana umbra terjadi ketika bulan melewati bayangan umbra bumi, dimana
jika seluruh piringan bulan melewati bayangan umbra bumi disebut gerhana bulan
total dan jika bulan hanya melewati sebagian dari bayangan umbra bumi disebut
gerhana bulan sebagian.
Perlu
Anda ketahui bahwa orbit bulan dalam mengelilingi bumi berbentuk elips,
sehingga jarak bulan – bumi dan semi diameter bulan yang terlihat akan
bervariasi. Pada saat bulan berada di titik terdekatnya dengan bumi (titik
Perigee) bulan memiliki jarak sebesar 356.4000 km dan semi diameter 16’ 46”.
Dan pada saat bulan berada pada titik terjauh dari bumi (titik Apogee) bulan
memiliki jarak 406 700 km dan semi diameter sebesar 14’ 42”. Variasi jarak dan
ukuran bulan ini mencapai 12 %.
Selanjutnya
geometri gerhana bulan lebih sulit lagi, karena pada kenyataannya orbit bumi dalam mengelilingi matahari bentuknya juga
elips, sehingga ukuran semi diameter matahari yang terlihat bervariasi juga mulai dari 15’ 44” yaitu pada
saat bumi berada di jarak terjauhnya dengan matahari (titik Aphelion) sampai
ukuran 16’ 16” yaitu pada saat bumi berada pada jarak terdekatnya dengan
matahari (titik Perihelion). Jadi ukuran matahari bervariasi sekitar 3 %. Walaupun
variasi ukuran semidiameter matahari kecil, tetapi semidiameter matahari
berpengaruh dalam menghitung semi diameter bayangan bumi.
Dari
data perhitungan yang teliti, variasi nilai semi diameter bumi sebagai berikut pada saat bulan berada di perigee, besarnya
dari 46’ 12” (aphelion) sampai 46’ 45” (perihelion). Sedangkan pada saat bula
berada di apogee, besarnya dari 38’ 27” (aphelion) sampai 39’ 00” (perihelion).
C.
Frekuensi dan Periodisitas gerhana
Setelah Anda
mengetahui bahwa gerhana bulan itu terjadi saat bulan beroposisi atau saat
bulan purnama, mungkin Anda akan langsung bertanya kenapa gerhana bulan tidak
terjadi setiap bulan purnama ?.
Perlu Anda
ketahui bahwa interval waktu dari fase bulan purnama kembali ke bulan purnama
lagi adalah 29,5 hari (satu bulan sinodis). Jika orbit bulan mengelilingi bumi
sama dengan orbit bumi mengelilingi matahari, maka pertanyaan Anda itu akan
terjadi, maksudnya gerhana bulan akan terjadi setiap bulan purnama. Akan tetapi
orbit bulan tidak sebidang dengan orbit bumi, tetapi memotong orbit bumi dan
membentuk sudut sebesar 5°. Lihat gambar
3. Jadi gerhana bulan hanya akan
terjadi jika bulan berada di dekatnya titik pertemuan orbit bulan dan bumi yang
dinamakan titik simpul (عقدة) atau Node.
Gambar 3.
 |
Bumi Bulan
Orbit Bumi
5°
Jumlahnya titik
simpul ada dua:
1.
Titik simpul naik (Ascending Node), titik ini dilalui oleh bulan ketika
bergerak dari selatan ekliptika menuju utara ekliptika.
2.
Titik simpul turun (Descending Node), titik yang dilalui bulan ketika
bergerak dari utara ekliptika menuju selatan ekliptika.
Jika suatu
ketika terjadi bulan purnama, sedangkan pusat bayangan bumi terletak pada 10,9° dari titik simpul, maka gerhana bulan
mungkin terjadi, akan tetapi gerhana bulan total hanya akan terjadi jika pusat
bayangan bumi terletak 5,2° dari titik
simpul. Daerah 10,9° ke timur dan ke
barat dari titik simpul dinamakan zona gerhana.
Oleh karena
kecepatan perjalanan matahari (dan bayangan bumi) pada ekliptika per harinya
menempuh jarak sekitar 1°, sehingga
membutuhkan sekitar 22 hari untuk melewati zona gerhana pada tiap-tiap titik
simpul, sedangkan saat bulan purnama terjadi setiap 29,5 hari (rata-rata ).
Jadi sangat mungkin sekali matahari akan melewati zona gerhana sebelum bulan
purnama terjadi, yang otomatis tidak akan terjadi gerhana bulan.
Periode selama
matahari dekat dengan titik simpul dinamakan musim gerhana, dimana setiap
tahunnya ada 2 musim gerhana, hanya saja musim gerhana tidak tepat terpisah 6
bulan (182,5 hari), karena titik simpul itu sendiri bergeser secara
perlahan-lahan dengan laju 19° per tahun
kearah barat, akibatnya musim gerhana terjadi dalam interval yang lebih pendek
dari 6 bulan yaitu hanya 173,3 hari. 2 musim gerhana menyusun sebuah tahun
gerhana yang lamanya 346,6 hari. Jadi lebih pendek 18,6 hari dari pada satu
tahunnya kalender masehi.
Sebenarnya
gerhana bulan jarang terjadi jika dibandingkan dengan gerhana matahari. Umpama
terjadi 8 gerhana, maka yang 5 adalah gerhana matahari dan yang 3 adalah
gerhana bulan. Hanya saja orang-orang banyak beranggapan bahwa gerhana bulan
lebih sering terjadi daripada gerhana matahari. Hal ini disebabkan karena
gerhana bulan bisa dilihat hampir dari 2/3 permukaan bumi yang mengalami malam
hari, sedangkan gerhana matahari hanya bisa dilihat dari daerah yang tidak
terlalu luas di permukaan bumi yang mengalami siang hari.
Pada satu tahun
kalender, sedikitnya ada 2 gerhana matahari dan paling banyak ada 5 gerhana
matahari. Sebaliknya, di dalam satu tahun kalender tidak akan ada gerhana bulan
lebih dari 3 kali dan mungkin saja tidak akan terjadi gerhana bulan sama
sekali. Dan jika gerhana bulan dan gerhana matahari digabungkan dalam satu
tahun kalender, maka akan terdapat
maksimum 7 gerhana, akan tetapi penggabungan gerhana tersebut hanya akan
terjadi dari 5 gerhana matahari dan 2 gerhana bulan, atau 4 gerhana matahari
dan 3 gerhana bulan. Hanya saja dalam kasus ini semua gerhana matahari tersebut
adalah gerhana matahari sebagian.
SAROS
Semenjak zaman Babilonia, catatan
observasi gerhana sudah rutin dilakukan. Dari pengamatan mereka diketahui bahwa
gerhana yang mirip akan terulang tiap kira-kira 18 tahun 11 hari. Periode ini
di kenal dengan istilah Saros. Gerhana-gerhana yang dipisahkan oleh satu
periode saros, memiliki karakteristik yang sangat mirip dan dikelompokkan dalam
satu keluarga yang dinamakan seri saros.
Untuk memahami periode saros Anda
harus tahu panjang interval-interval berikut ini:
1.
Bulan Sinodis, yaitu interval waktu dari fase bulan baru kembali ke
bulan baru. Panjang bulan sinodis adalah 29,53059 hari = 29 hari 12 jam 44
menit
2.
Tahun Gerhana, yaitu interval waktu yang dibutuhkan bulan untuk
bergerak dari titik simpul kembali ke titik simpul tersebut. Panjang tahun
gerhana adalah 346,6 hari = 346 hari 14 jam 24 menit.
3.
Bulan Anomalistis, yaitu interval waktu yang dibutuhkan bulan untuk
bergerak dari perigee kembali ke perigee lagi. Panjang bulan anomalistis adalah
27,55455 hari = 27 hari 13 jam 19 menit.
Satu Periode
saros (18 tahun 11 hari lebih 1/3 hari) adalah 223 kali bulan sinodis. Kenapa
gerhana yang dipisahkan oleh 223 bulan sinodis mempunyai karakteristik yang
sama ?.
Gerhana yang
dipisahkan oleh 223 bulan sinodis memiliki karakteristik yang sama karena 223
bulan sinodis (6585,321 hari) itu kurang lebih sama dengan 19 tahun gerhana
(6585,78 hari), keduanya hanya terpaut sekitar 11 jam. Artinya pada selang satu
periode saros, bulan akan kembali pada fase yang sama dan pada titik simpul
yang sama juga.
Sementara
itu, 223 bulan sinodis itu juga kurang lebih sama dengan 239 bulan anomalistis
( 6585,537 hari), keduanya hanya terpaut kurang dari 6 jam. Hal ini membuat
selang satu periode saros selain mengembalikan bulan pada fase yang sama dan
pada titik simpul yang sama, juga akan mengembalikan bulan pada jarak yang
kurang lebih sama dari bumi. Oleh karena itu, gerhana yang dipisahkan oleh
periode saros akan memiliki karakteristik yang mirip.
Akibat
panjang periode saros yang panjang harinya memiliki pecahan sebesar 1/3 hari (8
jam), maka saat gerhana berikutnya yang terpisahkan oleh satu periode saros,
bumi telah berputar kira-kira 1/3 hari. Karena itu, lintasan gerhana yang
dipisahkan oleh satu periode saros akan bergesar 120° ke arah barat. Dan setiap 3 periode saros
(54 tahun 34 hari), gerhana bisa diamati pada wilayah geografi yang sama.
Seperti
yang disebutkan diatas, gerhana-gerhana yang dipisahkan oleh periode saros
dikelompokkan menjadi sebuah seri saros. Sebuah seri saros tidak akan bertahan
selamanya. Seri saros lahir dan mati, dan beranggotakan sejumlah tertentu gerhana.
Seri saros ini tidak akan bertahan lama karena satu periode saros lebih pendek
½ hari dari 19 tahun gerhana. Akibatnya, setelah satu periode saros, titik
simpul akan bergeser 0,5° ke arah timur.
Oleh karena itu setelah lewat sejumlah periode saros tertentu, jarak titik
simpul sudah sedemikian jauh dari matahari / bulan sehingga tidak memungkinkan
lagi terjadi gerhana. Pada saat itu terjadi, seri saros yang bersangkutan akan
mati, dan seri saros baru akan lahir.
Seri Saros Gerhana Bulan
Sebuah
seri saros gerhana bulan akan di mulai (lahir) ketika terjadi bulan purnama
sedangkan jarak bulan sebesar 16,5° di sebelah timur titik simpul.
Ketika sebuah seri saros gerhana
bulan lahir, maka :
1.
Gerhana pertama yang akan terjadi adalah gerhana penumbra (semu), yang
akan di ikuti gerhana penumbra lainnya yang jumlahnya antara 7 – 15 gerhana
penumbra, dimana magnitude gerhana penumbra dengan gerhana penumbra berikutnya
semakin besar (perubahannya sedikit demi sedikit), dikarenakan satu periode
saros lebih pendek setengah hari dari 19 tahun gerhana yang berakibat setelah
satu periode saros, titik simpul akan bergeser ke arah timur sebesar 0,5° yang secara otomatis akan memperbesar
magnitude gerhana penumbral berikutnya sampai bulan mendekati umbra bumi.
2.
Berikutnya akan terjadi 10 – 20
gerhana bulan sebagian dimana magnitudenya akan semakin membesar, yang pada
akhirnya hampir seluruh piringan bulan masuk pada bayangan umbra bumi.
3.
Berikutnya lagi akan terjadi 12 – 30 gerhana total, termasuk 3 atau 4
merupakan gerhana bulan sentral yang diikuti dengan bertambahnya jarak bulan
lebih ke arah barat dari pusat bayangan bumi.
4.
Selanjutnya akan di ikuti oleh 10 – 20 gerhana bulan sebagian, dimana
gerhana yang satu dengan yang lainnya magnitudenya semakin mengecil.
5.
Akhirnya seri saros akan berakhir sekitar 16,5° di sebelah barat titik simpul setelah
terjadi 7 – 15 gerhana penumbra.
Satu seri saros
gerhana bulan dari lahir sampai matinya memakan waktu sekitar 13 – 14 abad.
Dimana setiap seri saros ini beranggotakan 70 – 85 buah gerhana bulan dengan 45
– 55 diantaranya adalah gerhana umbral.
Periode
gerhana bulan selain saros, walaupun tidak terlalu terkenal antara lain: Tritos yang mempunyai periode 135
lunasi (11 tahun kurang 1 bulan), Meton’s Cycle yang periodenya 235
lunasi (19 tahun) dan Inex yang periodenya 358 lunasi (29 tahun kurang
20 hari).
D. Langkah-langkah
Menghitung Gerhana Bulan Dengan Data Ephemeris
Sebelum
kita melangkah pada cara menghitung gerhana bulan, sebaiknya Anda mengetahui
dulu “hukum gerak” karena hubungannya erat sekali dengan perhitungan gerhana.
Gerak
ada 3 macam yaitu : gerak lurus, gerak parabola dan gerak melingkar. Gerakan
bulan dan bumi termasuk gerak melingkar sesuai dengan lintasannya yang
berbentuk lingkaran, Pada gerak melingkar berlakulah hukum (rumus) S = V x t ,
atau t = S / V. Dimana t merupakan waktu (jam), S adalah jarak (derajat)
dan V adalah kecepatan sudut (derajat / jam). Rumus ini akan sering Anda jumpai
dalam perhitungan gerhana bulan seperti untuk menentukan saat oposisi.
Untuk
menghitung gerhana bulan, diperlukan data-data matahari antara lain Ecliptic
Longitude (ELM), True Geosentric Distance (TGD) dan Semi Diameter (SDM) dan
diperlukan juga data-data bulan antara lain Apparent Longitude (ALB), Apparent
Latitude (LB), Horizontal Parallax (PB) dan Fraction Illumination (FIB).
Data-data ini bisa Anda dapatkan antara lain dari data Ephemeris hisab
rukyat.. Berikut ini akan saya sampaikan
langkah-langkah praktis menghitung gerhana bulan beserta praktik perhitungan
gerhana bulan yang terjadi 5 Mei 2004 :
1. Menentukan kemungkinan terjadinya gerhana bulan.
Seperti yang telah saya jelaskan diatas,
bahwa gerhana bulan hanya bisa terjadi ketika bulan beroposisi (bulan purnama)
yaitu ketika nilai Fraction Illumination bulan (FIB) mencapai nilai terbesar
dan pada saat tersebut bulan berada di sekitar titik simpul. Oleh karena itu
cara untuk menentukan kemungkinan terjadinya
gerhana bulan adalah dengan jalan mencari nilai FIB yang terbesar dulu. Kemudian Anda
lihat nilai mutlak dari Apparent Latitude atau lintang bulan dikolom Apparent
Latitude pada jam FIB terbesar tersebut, dengan ketentuan :
a. Jika yang ingin Anda cari terjadinya gerhana bulan penumbral
(gerhana semu), maka nilai lintang
bulan harus lebih kecil dari 1°
36’ 38”.
b. Dan jika yang ingin Anda cari terjadinya gerhana bulan umbral
(gerhana bulan yang bisa dilihat dengan jelas dari bumi), maka nilai lintang
bulan harus lebih kecil dari 1°
3’ 46”
Praktik :
Nilai FIB terbesar
terdapat pada tanggal 4 Mei 2004 tepatnya pada jam 21 TT, nilainya 0,99999
sedangkan nilai lintang bulannya (Apparent Latitude) 0° 20’
38” berarti lebih kecil dari nilai minimal terjadinya gerhana bulan yang
sebesar 1° 3’ 46”. Jadi pada tanggal 4 Mei 2004 mungkin terjadi gerhana bulan
2. Menentukan saat bulan beroposisi (إستقبال).
Setelah Anda mengetahui
kemungkinan terjadinya gerhana bulan, maka langkah selanjutnya adalah
menentukan saat bulan beroposisi. Disini Anda terapkan hukum gerak melingkar t
= S / V, jadi langkah-langkahnya :
a. Mencari S (jarak, selisih ELM - 180°
dan ALB) pada jam FIB terbesar.
Caranya : cari nilai ELM
pada jam FIB terbesar, lalu nilai ELM dikurangi 180°
(jika hasilnya min, tambahkan 360) dan cari nilai ALB juga, lalu kurangkan
dengan ALB.
Praktik Perhitungan:
ELM jam 21 TT = 44° 43’
27” - 180° = -135° 16’
23” + 360°
= 224°
43’ 27”
ALB jam 21 TT = 224° 57’
24”.-
ELM–ALB (S) = - 0°
13’ 57” (tanda – menandakan bulan telah melewati titik terjadinya oposisi, jadi
hasil t untuk mengurangi jam FIB terbesar).
b. Mencari V (Kecepatan bulan relatif terhadap matahari) pada jam
FIB terbesar.
Caranya :
b.1. Mencari kecepatan
matahari perjam (سبق الشمس),
dengan jalan :
Mencari
nilai ELM pada jam FIB terbesar dan nilai ELM di bawahnya. Selisih dari kedua
nilai ELM tersebut merupakan kecepatan matahari perjam.
Praktik Perhitungan :
ELM jam 21 TT = 44°43’
27”
ELM jam 22 TT = 44° 45’ 52” -
Selisih = 0° 2’ 25”
(kecepatan matahari per jam)
b.2.
Mencari kecepatan bulan perjam (سبق
القمر) dengan jalan :
Mencari nilai ALB pada
jam FIB terbesar dan nilai ALB di bawahnya. Selisih dari kedua nilai ALB
tersebut merupakan kecepatan bulan perjam
Praktik Perhitungan :
ALB jam 21 TT = 224° 57’
24”
ALB jam 22 TT = 225° 34’ 35” -
Selisih = 0° 37’
11” (kecepatan bulan per jam).
b.3.
Kecepatan bulan per jam dikurangi kecepatan matahari per jam adalah V
(kecepatan bulan relatif terhadap matahari atau السبق
المعدل).
Praktik Perhitungan :
V = 0°
37’ 11” - 0° 2’ 25”
= 0° 34’
46”. (kecepatan bulan relatif terhadap matahari)
c.
Menentukan saat oposisi dengan rumus sebagai berikut:
Saat oposisi (t) = S +
jam pada saat nilai FIB terbesar.
V
Catatan : Hasil waktu
dalam satuan Terrestrial Time (TT) bukan UT atau GMT.
Penting : perlu
Anda ketahui bahwa perhitungan data-data matahari dan bulan di dasarkan pada
pusat massa matahari dan bulan, sedangkan kejadian gerhana yang kita lihat
didasarkan pada titik pusat matahari dan bulan yang terlihat, yang kenyataannya
ternyata antara titik pusat bulan yang
terlihat dengan titik pusat massa bulan tidaklah sama, sehingga data-data bulan
terutama bujur bulan dan lintang bulan perlu dikoreksi. Menurut penyelidikan
hal ini disebabkan oleh librasi bulan (lihat : Explanatory Supplement
to the Astronomical Almanac, hal.424), dimana untuk bujur bulan pada data
Ephemeris koreksi yang perlu dilakukan adalah sebesar –0° 1’ yang kalau kita
jadikan dalam satuan waktu (dibagi kecepatan rata-rata bulan) = 1 menit 49,09
detik. Jadi setelah ketemu saat oposisi, maka Anda kurangi waktu oposisi
tersebut dengan 1 menit 49,09 detik (untuk saat ijtima’ tidak perlu
dikoreksi) .
Praktik Perhitungan :
Data : S = -0°
13’ 57” V = 0° 34’
46”
Lalu masukkan pada rumus : Saat
oposisi (t) = -0° 13’
57” + 21 jam
0° 34’
46”
=
20° 35’ 55,51” TT
Kemudian
dikurangi 1’ 49,09”, sehingga saat oposisi jam
20° 34’ 6,42” TT.
3. Menentukan nilai lintang
bulan (LB) pada saat oposisi.
Langkah ini perlu anda lakukan, karena
untuk mengecek ulang, apakah gerhana bulan masih mungkin terjadi atau tidak ?.
Caranya : Anda ambil nilai lintang bulan pada saat oposisi. Data tersebut
dimuat pada data bulan, kolom Apparent Latitude untuk setiap jam mulai pukul 0
– 24 TT.
Jika
saat oposisi terjadinya tidak persis pada jam-jam tersebut, maka lebih dahulu
dilakukan perhitungan interpolasi atau penyisipan (coba Anda lihat lagi caranya
interpolasi pada bab IV, sub bab langkah-langkah perhitungan awal bulan
hijriyah).
Setelah
nilai lintang bulan (LB) ketemu. Anda lihat peraturan dibawah ini :
LB lebih besar 1° 36’
38” tidak akan terjadi gerhana bulan semu.
LB terletak antara 1°
26’ 19” - 1° 36’ 38” mungkin terjadi
gerhana bulan semu.
LB terletak
antara 1° 3’
46” - 1° 26’ 19” pasti terjadi gerhana bulan semu dan tidak
mungkin terjadi gerhana bulan (umbra)
LB terletak antara 0°
53’ 26” - 1° 3’ 46” pasti terjadi
gerhana bulan semu dan mungkin terjadi gerhana bulan.
LB lebih kecil dari
0° 53’ 26” pasti terjadi gerhana bulan.
Catatan : nilai LB
diambil nilai mutlaknya (tanda min di buang).
Setelah
nilai lintang bulan sudah memenuhi peraturan diatas, maka Anda tentukan juga
nilai Semi Diameter Matahari (SDM), True Geosentric Distance (TGD) dan
Horizontal Parallax Bulan (PB) dengan cara dan untuk saat yang sama, yaitu saat
oposisi.
Praktik
Perhitungan
Jam LB SDM TGD PB
20 0° -17’
12” 15’ 51,49” 1,0085549 1°
00’ 40”
21 0°
-20’ 38” 15’ 51,48” 1,0085651 1°
00’ 41”
20.32.49,42 0° -19’
9,1” 15’ 51,48” 1,008560698 1°
00’ 40,57”
Karena nilai mutlak
LB (0° 19’ 9,1”) lebih kecil dari 0° 53’
26” maka pasti terjadi gerhana bulan
4. Menghitung nilai Semi Diameter Bulan (SDB)
Nilai semidiameter bulan
yang ada pada data Ephemeris dengan memperhitungkan efek irradiasi yaitu
suatu efek pembesaran semidiameter bulan yang disebabkan oleh background
(latar belakang) bulan yang gelap sehingga kelihatan agak besar. Sedangkan
untuk keperluan perhitungan gerhana, irradiasi ini harus diabaikan. Rumus
mencari semidiameter bulan tanpa irradiasi adalah :
Sin SDB = 0,2725076 x sin PB
Dimana 0,2725076
merupakan nilai perbandingan antara jari-jari bulan dengan jari-jari equator
bumi, sedangkan PB adalah horizontal paralak bulan
Praktik Perhitungan :
Data PB = 1° 00’
40,57”
Lalu masukkan pada rumus : sin SDB = 0,2725076 x
sin 1° 00’ 40,57”
Cara pencet kalkulator Casio fx 4000 P, 4500 P dan
5000 P :
Shift sin (0,2725076 x sin 1° 00’
40,57”) exe shift ° ’ ” 0°
16’ 32,04”
5.
Menghitung nilai parallax matahari (PM).
Maksudnya nilai parallax
matahari pada saat oposisi. Data yang diperlukan untuk menghitung nilai
parallax matahari adalah nilai jarak matahari-bumi (TGD) pada saat oposisi dan
angka 8,794” yang merupakan ketetapan (angka ini sebenarnya merupakan nilai
rata-rata paralak matahari) Rumusnya :
PM = 8,794” / TGD.
Sebenarnya nilai parallax matahari ini
kecil sekali, karena jarak matahari dan bumi sangatlah jauh yaitu sekitar 150
juta km, tetapi walaupun nilainya kecil, hal ini tidak boleh diabaikan, supaya
mendapatkan hasil perhitungan yang seakurat mungkin.
Praktik Perhitungan
Data TGD = 1,008560698
Lalu masukkan pada rumus : PM = 8,794” /
1,008560698
Cara pencet kalkulator Casio fx 4000 P, 4500 P dan
5000 P :
0° 0’ 8,794” / 1,008560698
exe shift ° ’ ” 0° 0’ 8,72”
6. Menghitung besarnya semidiameter bayangan semu bumi (BSB) dan
semidiameter bayangan inti bumi (BIB) yang dilewati bulan yang dalam bahasa
arabnya dinamakan نصف قطر ظل الأرض
Besarnya semidiameter
bayangan bumi tergantung dari besarnya nilai parallax matahari (PM), horizontal
parallax bulan (PB) dan semidameter matahari (SDM). Hanya saja karena bentuk
bumi yang hampir bulat, hal ini menyebabkan ujung bayangan bumi agak tumpul
atau tidak lancip. Jadi nilai PB harus kita perkecil. Untuk memperkecil PB;
kita harus mengganti jari-jari bumi dengan yang lebih kecil yang sama saja
nilainya jika kita mereduksi nilai PB pada lintang 45°, sehingga nilai
horizontal paralak bulan setelah dikoreksi (PBK) = 0,998340 x PB.
Praktik perhitungan :
Data PB = 1° 00’
40,57”
Masukkan pada rumus : PBK = 0,998340 x 1°
00’ 40,57” = 1° 00’ 34,53”
Untuk menghitung berapa
besarnya semidiameter bayangan semu bumi dengan rumus :
BSB = PM + PBK + SDM
Sedangkan untuk menghitung besarnya semidiameter
bayangan inti bumi dengan rumus :
BIB = PM + HPB – SDM.
Perlu Anda ketahui bahwa
permukaan bumi kita ini diselubungi lapisan udara yang terdiri atas debu-debu
terutama debu vulkanik dan bermacam-macam gas, yang dinamakan atmosfer.
Sehingga secara teoritis, lapisan udara yang dekat dengan permukaan bumi yang
terdiri dari debu dan gas akan memperbesar nilai dari semidiameter bayangan
semu bumi dan bayangan inti bumi. Para astronom
berbeda pendapat mengenai pembesaran bayangan bumi, dimana menurut
Lahire 2,24 %, Danjon 1,18 % sedangkan menurut kebanyakan astronom sebesar 2
%.
Menurut apa yang ditulis
oleh Sky & Telescope Magazine ternyata pembesaran bayangan bumi
tidaklah konstan, tapi bervariasi mulai dari 1,69 % sampai 2,24 %. Menurut
hemat saya variasi ini dikarenakan keadaan alam terutama berkaitan dengan
gunung berapi yang selalu menyemburkan debu-debu vulkanik, apalagi ketika
gunung tersebut meletus. Karena itu seberapa akurat perhitungan yang kita
lakukan, maka hal itu masih tergantung pada keadaan alam pada saat terjadinya gerhana
tersebut.
Besarnya pembesaran
semidiameter bayangan bumi yang saya pegang saat ini adalah sebesar 2 %, karena
hal ini juga dipakai oleh Astronomical Almanac yang saat ini selalu
menghasilkan prediksi gerhana yang paling akurat. Dengan koreksi ini maka
masing-masing dari rumus di atas menjadi :
BSB = 1,02 x (PM + PBK + SDM).
BIB = 1,02 x (PM +
PBK - SDM).
Rumus inilah yang harus
Anda pakai dalam menghitung besarnya semidiameter bayangan bumi.
Praktik Perhitungan :
Data PBK = 1° 00’
34,53” PM = 0°
0’ 8,72” SDM = 0°
15’ 51,48”
Lalu masukkan pada rumus: BSB = 1,02 x (1°
00’ 34,53” + 0° 0’ 8,72” + 0°
15’51,48”) = 1° 18’ 6,62”
BIB = 1,02 x (1° 00’
34,53” + 0° 0’ 8,72” - 0°
15’51,48”) = 0° 45’ 45,61”
Setelah Anda mengetahui
nilai BSB dan BIB, maka Anda dapat menentukan macam gerhana bulan (haiatul
khusuf) yang terjadi dengan memperhatikan ketentuan-ketentuan dibawah ini :
a. Jika nilai lintang bulan lebih besar dari jumlah semidiameter
bayangan semu bumi dan semidiameter bulan, maka tidak akan terjadi gerhana
bulan semu.
b. Jika nilai semidiameter bayangan semu bumi lebih besar dari
jumlah nilai lintang bulan dan semidiameter bulan, akan tetapi nilai lintang
bulan lebih besar dari jumlah semidiameter bayangan inti bumi dan semidiameter
bulan, maka terjadilah gerhana bulan semu total (penumbral lunar eclipse)
c.
Jika nilai lintang bulan
lebih kecil dari jumlah semidiameter bayangan semu bumi dan semidiameter bulan,
dan semidiameter bayangan semu bumi lebih kecil dari jumlah lintang bulan dan
semidiameter bulan, dan juga nilai lintang bulan lebih besar dari jumlah
semidiameter bayangan inti bumi dan semidiameter bulan. Maka terjadilah gerhana
bulan semu sebagian.
d.
Jika nilai lintang bulan
lebih besar dari jumlah semidiameter bayangan inti bumi dan semidiameter bulan,
maka tidak akan terjadi gerhana bulan (umbra).
e.
Jika semidiameter bayangan
inti bumi lebih besar dari jumlah lintang bulan dan semidiameter bulan, maka
terjadilah gerhana bulan total (total lunar eclipse).
f. Jika nilai lintang bulan lebih kecil dari jumlah semidiameter
bayangan inti bumi dan semidiameter bulan, dan semidiameter bayangan inti bumi
lebih kecil dari jumlah lintang bulan dan semidiameter bulan, maka terjadilah
gerhana bulan sebagian (partial lunar
eclipse).
Praktik :
Ternyata semidiameter bayangan inti bumi (0°
45’ 45,61”) lebih besar dari jumlah lintang bulan dan semidiameter bulan (0°
19’ 9,1” + 0° 16’ 32,04” = 0°
35’ 41,14”) sehingga akan terjadi
gerhana bulan total
7. Langkah selanjutnya menentukan Zamanul Khusuf, yang
dimulai dengan mengoreksi nilai lintang bulan
dan kecepatan bulan relatif terhadap matahari (V) pada saat oposisi dengan jalan sebagai
berikut :
a.
Menghitung jarak bulan dari
titik simpul (H) pada saat oposisi, yang dalam bahasa arabnya dinamakan حصة العرض.
Data yang diperlukan
untuk menghitung jarak bulan dari titik simpul adalah lintang bulan (LB) dan
Lintang bulan maksimum rata-rata yang besarnya 5° Rumusnya :
Sin H = sin LB / sin 5°
Nilai H diambil harga
mutlaknya, maksudnya Anda abaikan tanda minnya.
Praktik Perhitungan :
Data LB = 0°-19’
9,1”
Lalu masukkan pada rumus
: sin H = sin 0° -19’ 9,1” / sin 5
Cara pencet kalkulator
Casio fx 4000 P, 4500 P dan 5000 P :
Shift sin ( sin 0°
-19’ 9,1” / sin 5) exe shift ° ’ ” -3°
39’ 53,37” (min dibuang)
b.
Mencari lintang bulan
maksimum koreksi atau (LBM).
Maksudnya nilai lintang
bulan maksimum pada saat oposisi dengan memperhitungkan efek librasi bulan yang
menyebabkan pengecilan nilai lintang tersebut. Data yang diperlukan adalah
lintang bulan (LB) dan jarak bulan dari titik simpul (H). Rumusnya :
Tan LBM = tan LB / sin H
Nilai LBM diambil harga
mutlaknya.
Praktik Perhitungan :
Data LB = 0°
-19’ 9,1” H = 3°
39’ 53,37”
Masukkan pada rumus : tan
LBM = tan 0° -19’ 9,1” / sin 3°
39’ 53,37”
Cara pencet kalkulator
Casio fx 4000 P, 4500 P, 5000 P :
Shift tan (tan 0°
-19’ 9,1” / sin 3° 39’ 53,37”) exe shift °
’ ” -4° 58’ 52,13”
c.
Mencari nilai lintang bulan
koreksi (LBK).
Maksudnya nilai lintang
bulan yang tampak pada saat oposisi, dikarenakan nilai lintang bulan saat
oposisi perlu dikoreksi yang menurut
penyelidikan disebabkan oleh librasi bulan. Data yang diperlukan untuk
menghitung LBK adalah jarak bulan dari titik simpul (H) dan lintang bulan
maksimum koreksi (LBM). Rumusnya
Sin LBK =
sin H x sin LBM.
LBK diambil
harga mutlaknya.
Praktik Perhitungan :
Data H =3°
39’ 53,37” LBM = 4°
58’ 52,13”
Masukkan pada rumus :
sin LBK = sin 3° 39’ 53,37” x sin 4° 58’
52,13”
Cara pencet kalkulator
Casio fx 4000 P, 4500 P, 5000 P :
Shift sin ( sin 3°
39’ 53,37” x sin 4° 58’ 52,13”) exe shift °
’ ” 0° 19’ 4,78”
d. Mencari koreksi kecepatan bulan relatif terhadap matahari (VK).
Kecepatan ini perlu
sekali Anda cari, karena sangat berkaitan dengan saat-saat gerhana bulan. Jika
Anda menggunakan kecepatan V, maka hasil perhitungan Anda tidak akan akurat,
karena V belum dikoreksi. Data yang dibutuhkan untuk menghitung VK adalah
lintang bulan koreksi (LBK), kecepatan bulan relatif terhadap matahari (V) dan
lintang bulan maksimum koreksi (LBM). Rumusnya:
VK = cos LBK x V / cos
LBM.
Praktik Perhitungan :
Data LBK = 0°
19’ 4,78” V = 0°
34’ 46” LBM = 4°
58’ 52,13”
Masukkan pada rumus : VK
= cos 0° 19’ 9,1” x 0° 34’
46” / cos 4° 58’ 52,13”
Cara pencet kalkulator
Casio fx 4000 P, 4500 P, 5000 P :
(cos 0°
19’ 9,1” x 0° 34’ 46” / cos 4°
58’ 52,13”) exe shift ° ’ ” 0°
34’ 53,88”
8. Mengukur jarak titik pusat bayangan bumi sampai titik pusat
bulan ketika piringan bulan mulai bersentuhan dengan bayangan semu bumi ( A).
Data yang diperlukan untuk menghitung A adalah
semidiameter bayangan semu bumi (BSB) dan semidiameter bulan (SDB). Caranya :
A = BSB + SDB
Praktik Perhitungan :
Data : BSB = 1° 18’
6,62” SDB = 0°
16’ 32,04”
Masukkan pada rumus : A = 1° 18’
6,62” + 0° 16’ 32,04” = 1° 34’
38,66”
9. Mengukur jarak titik pusat bayangan bumi sampai titik pusat
bulan ketika piringan bulan mulai bersentuhan dengan bayangan inti bumi (B).
Data yang diperlukan adalah semidiameter bayangan
inti bumi (BIB) dan semidiameter bulan (SDB). Caranya :
B = BIB + SDB.
Praktik Perhitungan :
Data : BIB = 0° 45’
45,61” SDB = 0°
16’ 32,04”
Masukkan pada rumus : B = 0° 45’
45,61” + 0° 16’ 32,04” = 1° 2’
17,65”
10.Mengukur jarak titik
pusat bayangan bumi sampai titik pusat bulan ketika seluruh piringan bulan
mulai masuk pada bayangan inti bumi (C).
Data yang diperlukan adalah semidiameter bayangan
inti bumi (BIB) dan semidiameter bulan (SDB). Caranya :
C = BIB
– SDB.
Praktik Perhitungan :
Data : BIB = 0° 45’
45,61” SDB = 0°
16’ 32,04”
Masukkan pada rumus : C = 0° 45’
45,61” - 0° 16’ 32,04” = 0° 29’
13,57”
11.Mengukur jarak titik
pusat bulan saat segaris dengan bayangan bumi sampai titik pusat bulan ketika
piringan bulan mulai bersentuhan dengan bayangan semu bumi ( JS).
Data yang diperlukan untuk menghitung JS adalah A
dan LBK (nilai lintang bulan setelah dikoreksi). Caranya :
Cos JS = cos A / cos LBK
Praktik Perhitungan :
Data : A = 1° 34’
38,66” LBK = 0° 19’
4,78”
Masukkan pada rumus : cos JS = cos 1°
34’ 38,66” / cos 0° 19’ 4,78”
Cara pencet kalkulator Casio fx 4000 P, 4500 P,
5000 P :
Shift cos ( cos 1° 34’
38,66” / cos 0° 19’ 4,78”) exe shift °
’ ” 1° 32’ 42,1”
12.Mengukur jarak titik
pusat bulan saat segaris dengan bayangan bumi sampai titik pusat bulan ketika
piringan bulan mulai bersentuhan dengan bayangan inti bumi (JI). Dalam bahasa
arabnya JI dinamakan حصة الخسوف
Data yang diperlukan adalah B dan LBK. Caranya :
Cos JI = cos B / cos LBK.
Praktik Perhitungan :
Data B = 1° 2’
17,65” LBK = 0°
19’ 4,78”
Masukkan pada rumus : cos JI = cos 1°
2’ 17,65” / cos 0° 19’ 4,78”
Cara pencet kalkulator Casio fx 4000 P, 4500 P,
5000 P :
Shift cos ( cos 1° 2’
17,65” / cos 0° 19’ 4,78”) exe shift °
’ ” 0° 59’ 18,04”
13.Mengukur jarak titik
pusat bulan saat segaris dengan bayangan bumi sampai titik pusat bulan ketika
seluruh piringan bulan mulai masuk pada bayangan inti bumi (JG). Dalam bahasa
arabnya JG dinamakan حصة المكث
Data yang diperlukan adalah C dan LBK. Caranya :
Cos JG =
cos C / cos LBK
Catatan : jika gerhana yang terjadi penumbra, maka
tidak usah di cari nilai JI dan JG. Dan jika gerhana yang terjadi umbra
sebagian (gerhana parsial), maka tidak usah di cari nilai JG.
Praktik Perhitungan :
Data C = 0° 29’
13,57” LBK = 0° 19’
4,78”
Masukkan pada rumus : cos JG = cos 0°
29’ 13,57” / cos 0° 19’ 4,78”
Cara pencet kalkulator Casio fx 4000 P, 4500 P,
5000 P :
Shift cos ( cos 0° 29’ 13,57”
/ cos 0° 19’ 4,78”) exe shift ° ’ ”
0° 22’ 8,35”
14.Mencari waktu yang
dibutuhkan oleh bulan untuk berjalan mulai ketika piringan bulan bersentuhan
dengan bayangan semu bumi sampai ketika titik pusat bulan segaris dengan
bayangan inti bumi (T1).
Data yang diperlukan adalah JS dan VK (kecepatan
bulan relatif terhadap matahari setelah dikoreksi). Caranya dengan menggunakan
hukum gerak melingkar.
T1 = JS / VK.
Praktik Perhitungan :
Data : JS = 1° 32’
42,1” VK = 0° 34’
53,88”
Masukkan pada rumus : T1 = 1° 32’
42,1” / 0° 34’ 53,88” = 2° 39’
22,9”
15.Mencari waktu yang
dibutuhkan oleh bulan untuk berjalan mulai ketika piringan bulan bersentuhan
dengan bayangan inti bumi sampai ketika titik pusat bulan segaris dengan
bayangan inti bumi yang dalam bahasa arabnya : ساعة
الخسوف (T2).
Data yang diperlukan adalah JI dan VK. Caranya :
T2 = JI / VK.
Praktik Perhitungan :
Data : JI = 0° 59’
18,04” VK = 0° 34’
53,88”
Masukkan pada rumus : T2 = 0° 59’
18,04” / 0° 34’ 53,88” = 1° 41’
57,32”
16.Mencari waktu yang
dibutuhkan oleh bulan untuk berjalan mulai ketika seluruh piringan bulan masuk
pada bayangan inti bumi sampai ketika titik pusat bulan segaris dengan bayangan
inti bumi yang dalam bahasa arabnya : ساعة المكث(T3).
Data yang diperlukan adalah JG dan VK. Caranya :
T3 = JG / VK
Praktik Perhitungan :
Data : JG = 0° 22’
8,35” VK = 0° 34’
53,88”
Masukkan pada rumus : T1 = 0° 22’
8,35” / 0° 34’ 53,88” = 0° 38’
3,82”.
17.Mencari nilai koreksi
saat oposisi ( tk ).
Saat istiqbal tidak selalu merupakan pertengahan
gerhana, apalagi ketika bulan agak jauh dari titik simpul. Caranya mengoreksi
saat oposisi sebagai berikut :
a. Mencari nialai SF. Caranya :
Cos SF = cos LB / cos LBK
Dimana LB = lintang
bulan, sedangkan LBK = lintang bulan setelah dikoreksi
Praktik Perhitungan :
Data : LB = 0°
19’ 9,1” VK = 0° 19’
4,57”
Masukkan pada rumus :
cos SF = cos 0° 19’ 9,1” / cos 0°
19’ 4,57”
Cara pencet kalkulator
Casio fx 4000 P, 4500 P, 5000 P :
Shift cos ( cos 0°
19’ 9,1” / cos 0° 19’ 4,78”) exe shift °
’ ” 0° 1’ 39,55”
b. Mencari nilai koreksi ( tk ). Caranya :
tk= SF / VK
Dimana VK merupakan kecepatan bulan relatif
terhadap matahari setelah dikoreksi.
Praktik Perhitungan :
Data : SF = 0° 1’ 39,55” VK = 0° 34’ 53,88”
Masukkan pada rumus : tk = 0°
1’ 39,55” / 0°
34’ 53,88” = 0°2’ 51,15”
Catatan : Untuk gerhana bulan sebagian atau gerhana semu, koreksi yang
harus Anda pakai adalah sin KL / cos
H / sin VK x sin LB / sin VK , dimana KL adalah kecepatan lintang bulan per
jam. Perubahan rumus koreksi dilakukan karena, nilai tk pada gerhana sebagian /
semu cukup besar, oleh karena itu kita jangan mengabaikan kecepatan gerak
lintang bulan per jam seperti pada rumus koreksi yang pertama (mengabaikan
kecepatan lintang bulan per jam).
18.Mencari saat pertengahan gerhana (T0) dan
merubahnya ke satuan WIB Saat pertengahan gerhana (ساعة
وسط الخسوف) terjadi ketika jarak
titik pusat bayangan bumi merupakan yang paling dekat dengan titik pusat
bulan, sehingga jika pada saat terjadi gerhana parsial maka akan kita lihat
“pada saat pertengahan
gerhana” merupakan saat
lebar gerhana maksimal. Untuk mendapatkan saat pertengahan gerhana maka saat
oposisi perlu dikoreksi dengan tk. Caranya :
-
Jika nilai LB pada kolom
Apparent Latitude (setelah jam FIB terbesar) semakin mengecil maka saat oposisi
ditambah tk (nilai koreksi).
-
Jika nilai lintang bulan
(LB) pada kolom Apparent Latitude semakin membesar maka saat oposisi dikurangi
tk
Setelah itu waktu pertengahan gerhana yang satuan
waktunya adalah terrestrial time (TT), Anda ubah menjadi satuan WIB dengan
jalan :
Pertengahan gerhana WIB = TT - DT +
FK4 + 7 jam
Dimana DT merupakan selisih antara waktu terrestrial time dengan
waktu universal time. Data yang akurat mengenai DT hanya bisa diperoleh
dari observasi. Untuk nilai pendekatan DT Anda bisa melakukan
extrapolasi terhadap nilai-nilai DT berdasarkan observasi pada tahun-tahun sebelumnya
(nilai-nilai DT
pada tahun sebelum 2003, terlampir).
Untuk tahun-tahun yang jauh sekali dari tahun 2000
,nilai pendekatan DT
(menit) dapat Anda peroleh dengan menggunakan rumus Morisson dan Stephenson :
DT = 102,3 + 123,5 T + 32,5
T 2 , dimana T = abad, dimulai dari epoch 2000 Sedangkan FK4
adalah waktu koreksi(dari Jerman), sebenarnya mulai tahun 1988 sudah keluar FK5
(terbaru), hanya saja saya tidak punya data FK5 tersebut.
Praktik Perhitungan :
Data : Saat Oposisi (t) = 20° 34’
6,42” Nilai Koreksi (tk) = 0°
2’ 51,15”
Nilai DT
untuk tahun 2004 diperkirakan = 0° 1’
7” (67 detik).
Nilai FK4 = - 1,34
detik.
Nilai LB pada jam FIB
terbesar yaitu jam 21 TT = 0° 20’ 38”, sedangkan nilai
LB setelah jam FIB terbesar yaitu jam 22 TT = 0° 24’
04”. Jadi nilai lintang bulan (LB) pada kolom Apparent Latitude semakin
membesar, oleh karena itu saat oposisi dikurangi tk. Caranya :
Masukkan pada rumus : Saat pertengahan gerhana (T0)
= 20° 34’ 6,42” - 0° 2’
51,15” = 20° 31’ 15,27” TT.
Setelah itu kita jadikan satuan waktu TT ke WIB.
Caranya :
Pertengahan gerhana WIB = TT - DT +
FK4 + 7 jam
= 20° 31’
15,27” - 0° 1’ 7” + (-1,34”) + 7 = 27° 30’
6,93” WIB.
Karena sehari semalam hanya ada 24 jam maka 27
diatas harus dikurangi 24 jam dan tanggalnya ditambah satu hari (24 jam =
sehari semalam). Jadi saat pertengahan gerhana bulan (T0) = 3:30:6,93 WIB tanggal 5 Mei 2004.
19.Menghitung kontak
awal sampai akhir gerhana bulan
Dimana untuk :
Awal gerhana bulan semu = T0 – T1 (sinar bulan mulai suram)
Awal Gerhana (Umbral) = T0 – T2 (piringan bulan mulai hangus)
Awal Total =
T0 – T3 (gelap seluruhnya)
Akhir Total =
T0 + T3 (mulai bersinar)
Akhir Gerhana =
T0 + T2 (bersinar seluruhnya, agak suram)
Akhir Gerhana semu =
T0 + T1 (bersinar terang benderang)
Praktik Perhitungan :
Data : T0 = 3° 30’
8,27” T1 = 2° 39’
22,9” T2 = 1° 41’
57,32”
T3 = 0° 38’
3,82”. Kemudian masukkan pada rumus :
Awal gerhana bulan semu = T0 – T1 = 3° 30’ 6,93” - 2°
39’ 22,9”
= 0° 50’
44,03” WIB
Awal Gerhana (Umbral) = T0 – T2 = 3° 30’ 6,93” - 1°
41’ 57,32”
= 1° 48’
9,61” WIB
Awal Total = T0 – T3 = 3°
30’ 6,93” - 0° 38’ 3,82”
= 2° 52’
3,11” WIB
Akhir Total =
T0 + T3 = 3° 30’ 6,93” + 0°
38’ 3,82”
= 4° 8’
10,75” WIB
Akhir Gerhana =
T0 + T2 = 3° 30’ 6,93” + 1°
41’ 57,32”
= 5° 12’
4,25” WIB
Akhir Gerhana semu =
T0 + T1 = 3° 30’ 6,93” + 2°
39’ 22,9”
= 6° 9’
29,83” WIB
20.Mencari Lebar
gerhana bulan sebagian (L) yang dalam bahasa arabnya dinamakan اصبابع الخسوف . Rumusnya :
L = (BIB + SDB) – LBK x 100 %
2 x SDB
Dimana BIB = semi diameter bayangan bumi, SDB =
semi diameter bulan dan LBK = lintang bulan setelah di koreksi. Untuk lebar
gerhana semu, BIB Anda ganti dengan BSB (semi diameter bayangan semu).
catatan : Nilai lintang bulan diambil
nilai mutlaknya (mengabaikan tanda min) dan hasilnya (L) dinyatakan dengan
persen, dimana besarnya L untuk gerhana bulan total nilainya sama dengan atau
lebih besar dari 100 %.
Praktik Perhitungan :
Karena gerhana bulan tanggal 5 Mei 2004 ini
merupakan gerhana total maka Anda tidak perlu mencari lebar gerhana (L).
21.Menentukan seri saros
Seri saros terakhir yang lahir adalah seri saros
149, dimana gerhana pertama yang terjadi 13 Juni 1984 (lihat lampiran).
Aturan menentukan seri saros :
1.
Jika ada gerhana semu terjadi dan jarak bulan 16,5°
disebelah timur titik simpul maka akan lahir lagi seri saros yang baru yaitu
seri saros 150 (diperkirakan 25-5-2013)dan akan mati ketika bulan berada di
16,5° disebelah barat titik simpul. Mengenai berapa jumlah
anggota seri saros tersebut, tinggal Anda menghitung jumlah gerhana yang
terjadi mulai dari lahirnya seri saros sampai matinya.
2.
Jika terjadi gerhana sebagian atau total maka itu pasti anggota seri saros tertentu
dan untuk mencari gerhana itu termasuk seri saros berapa, caranya : Jika
terjadi sebuah gerhana yang termasuk seri saros tertentu misalkan X diikuti
gerhana lainnya setelah :
a.
1 lunasi (1 bulan) maka
gerhana tersebut termasuk seri saros X + 38.
b.
5 lunasi (5 bulan) maka
gerhana tersebut termasuk seri saros X – 33
c.
6 lunasi (6 bulan) maka
gerhana tersebut termasuk seri saros X + 5
3.
Untuk mengetahui anggota nomer berapa gerhana tersebut dari sebuah seri saros,
caranya : tahun terjadinya gerhana tersebut dikurangi gerhana pertama yang
terjadi dari seri saros bersangkutan, setelah itu dibagi periode saros (18,031
tahun), hasilnya Anda tambah 1, maka akan Anda temukan anggota nomer berapa
gerhana tersebut dari sebuah seri saros.
Praktik Perhitungan :
1. Dari hasil perhitungan diatas, gerhana bulan 5 Mei 2004
merupakan gerhana total, sehingga gerhana tersebut termasuk anggota seri
saros.(tidak lahir seri saros baru)
2. Gerhana bulan total pada tanggal 9 November 2003 (tidak terlihat
dari Indonesia) termasuk seri saros 126. Interval waktu 9 November 2003 ke 5
Mei 2004 = 6 lunasi. Jadi gerhana 4 Mei 2004 merupakan anggota seri saros 131.
Asalnya X + 5, dimana X = 126. Jadi 126
+ 5 = 131.
3. Seri saros 131 lahir tanggal 10 Mei 1427 dan berakhir 7 Juli
2707, jumlah anggota gerhana 72. (lihat lampiran). Interval waktu dari 5 Mei
2004 sampai 10 Mei 1427 = 577 tahun, lalu Anda bagi 18,031 (satu periode saros)
= 32, selanjutnya 32 Anda tambah 1 = 33. Berarti gerhana 5 Mei 2004 termasuk
gerhana yang ke 33 dari 72 gerhana seri saros 131.
22.Menentukan, apakah daerah
Anda dapat melihat gerhana bulan.
Pada saat bulan purnama,
terbitnya bulan bersamaan dengan terbenamnya matahari sedangkan tenggelamnya
bulan bersamaan dengan terbitnya matahari. Hal ini berarti apabila awal gerhana
sampai akhir gerhana atau sebagian darinya terjadi setelah terbenamnya matahari
dan atau sebelum terbitnya matahari pada tempat Anda maka Anda akan melihat
fenomena gerhana bulan tersebut.
Praktik :
Contoh praktik daerah Malang
Data : Tenggelam matahari = 17:27 WIB Terbit matahari = 5:29 WIB.
Dari data kontak gerhana bulan maka hanya ahkir
gerhana bulan semu saja daerah Malang tidak akan melihat sampai berakhir,
karena sebelum gerhana bulan semu selesai pada jam 6:9:29,83 WIB, bulan sudah
tenggelam dahulu yaitu pada jam 5:29 WIB
Catatan :Untuk mengetahui daerah-daerah di dunia
ini yang melihat gerhana bulan, caranya Anda hitung saat terbit dan
tenggelamnya bulan pada tiap-tiap lintang, minimal dengan ring lintang = 10°,
setelah itu Anda plotkan pada peta dunia kemudian Anda hubungkan titik-titik
tersebut sehingga nantinya akan membentuk suatu kurva. Daerah didalam kurva
tersebut adalah daerah-daerah yang dapat melihat gerhana bulan.
Kesimpulan :
Akan terjadi gerhana bulan total pada tanggal 5 Mei
2004
Awal gerhana bulan semu = 0 : 50 : 44 WIB (sinar bulan mulai suram)
Awal Gerhana (Umbral) = 1 : 48 : 10 WIB
(piringan bulan mulai hangus)
Awal Total = 2 : 52 :
3 WIB (seluruh piringan bulan
mulai gelap)
Akhir Total = 4 : 8
: 11 WIB (sebagian piringan mulai
bersinar)
Akhir Gerhana = 5 : 12 :
4 WIB (mulai bersinar seluruhnya,
suram)
Akhir Gerhana semu = 6 : 9
: 30 WIB ( mulai terang benderang).
Gerhana bulan ini adalah gerhana ke 33 dari 72
gerhana dalam seri saros 131. Negara Indonesia khususnya kota Malang dapat
melihat gerhana ini, hanya saja kita tidak bisa melihat akhir gerhana semu.
والله اعلم بالصواب
إن الشمس والقمر
ايتان من ايات الله ، لاينكسفان لموت أحد ولالحياته ، فإذ رأيتموهما فادعوااللهَ
وصلوا حتى تنكشف
“Sesungguhnya matahari dan bulan adalah dua tanda dari
tanda-tanda kekuasaan Alloh. Tidaklah gerhana itu terjadi karena ada seseorang
yang mati atau ada seseorang yang lahir. Karena itu, apabila kamu melihat
gerhana matahari atau gerhana bulan, maka berdo’alah kamu kepada Alloh dan
sholatlah (sholat gerhana), sehingga gerhana tersebut selesai”
تمّت
رسالة الخسوف بفضل الله تعالى ، وصلى الله على سيدنا محمد وعلى آله وصحبه وسلم ،
والحمد لله رب العالمين.
صفيّ الله الجوهري
مالانج
– المعهد الاسلامى مفتاح الهدى
Daftar Nilai DT
|
Tahun
|
DT
(detik)
|
|
1983
|
52,96
|
|
1984
|
53,79
|
|
1985
|
54,34
|
|
1986
|
54,87
|
|
1987
|
55,32
|
|
1988
|
55,82
|
|
1989
|
56,30
|
|
1990
|
56,86
|
|
1991
|
57,57
|
|
1992
|
58,31
|
|
1993
|
59,12
|
|
1994
|
59,98
|
|
1995
|
60,78
|
|
1996
|
61,63
|
|
1997
|
62,29
|
|
1998
|
62,97
|
|
1999
|
63,47
|
|
2000
|
63,83
|
|
2001
|
64,09
|
|
2002
|
64,30
|
Data ini diambil dari Astronomical
Almanac yang merupakan hasil observasi.
Tahun 1620 – 1983, DT =
ET – UT. Tahun 1983 – 2000, DT = TDT – UT. Mulai tahun 2001, DT = TT – UT.
Daftar Pustaka
1. Abdul Karim, Mohammad Zubair., Ittifaqu Dzatil Bain.
2. Al-Jailani, Umar, Zubair., Alkhulashoh Al-Wafiyah.
3. Al-Asqolany, Ibnu Hajar., Bulugul Marom. Darul Kitab
Al-Islamy, Beirut Lebanon.
4. Duffett, Peter – Smith., Practical Astronomy with your
Calculator, Third Edition, Cambridge Univ. Press, 1988.
5. Fiala, Alan D. and Bangert, John A., Eclipses of the Sun and
Moon in Explanatory Suplement to the Astronomical Almanac edited by P.
Kenneth Seidelmann, U.S. Naval Observatory Washington D.C., Univ. Science
Books., 421 – 471, 1992.
6. Her Majesty’s Nautical Almanac Office. Explanatory Supplement
to the Astronomical Ephemeris and the American Ephemeris and Nautical Almanac,
H.M. Stationery Office, London. 1961. Chapter 9 on Eclipses and Transits is the
predecessor of the present exposition.
7. Ilmu Pengetahuan Populer, P.T. Intermasa, Jakarta,1986.
8. Meeus, J., Astronomical Algorithms, Willmann-Bell,
Inc.USA,1991.
9. Meeus, J., Astronomical Formulae for Calculators, Fourth
Edition, Willmann-Bell, Inc. USA,1988.
10. Meeus, J. and Mucke, H. Canon of Lunar Eclipses, -2002 to
2526 First edition. Astronomical Office, Vienna.1979.
11. Montenbruck, Oliver – Pfleger, Thomas., Astronomy on the
Personal Computer, Springer-Verlag, Berlin,1994.
12. M. Syafi’i., Gerhana Matahari, Makalah. 2002.
13. Seidelmann, p.k., Explanatory Supplement to the Astronomical
Almanac, U.S. Naval Observatory Washington D.C. Univ. Science Books, 1992
14. Smart, W. M.., Textbook on Spherical Astronomy, Sixth
edition, Cambridge Univ. Press, 1980.
15. S.S. Ahmad, Nur., Nurul Anwar. TBS, Kudus, 1986.
16. The Astronomical Almanac, U.S. Government Printing Office
Washington D.C. USA. 2002.
17. Yayuk, Dra. Rahayu. Sefudin, Drs., Fisika, Jilid I, Edisi
pertama.Angkasa, Bandung. 2000
Tidak ada komentar:
Posting Komentar