Fotometri

Materi yang berikutnya akan dibahas sebagai rangkaian pengenalan akan fotometri adalah sistem magnitudo. Magnitudo adalah suatu sistem skala ukuran kecerlangan bintang. Sistem magnitudo ini dibuat pertama kali oleh Hipparchus pada abad 2 sebelum masehi. Dia membagi terang bintang menjadi 6 kelompok berdasarkan penampakkannya dengan mata telanjang. Bintang yang paling terang diberi magnitudo 1 sedangkan bintang yang paling lemah yang bisa diamati oleh mata telanjang diberi magnitudo 6. Hal yang perlu diperhatikan bahwa semakin terang suatu bintang, semakin kecil magnitudonya. Kelemahan sistem ini adalah tidak adanya suatu standar baku tentang terang bintang dan penentuan skala ini sangat tergantung pada kejelian dan kualitas mata pengamat (karena bersifat kualitatif)

Ilmuwan John Herschel mendapatkan bahwa kepekaan mata dalam menilai terang bintang bersifat logaritmik. Bintang yang bermagnitudo 1 ternyata 100 kali lebih terang dibandingkan bintang yang bermagnitudo 6. Berdasarkan fakta ini, Pogson merumuskan skala magnitudo secara kuantitatif. Hal ini menyebabkan sistem magnitudo semakin banyak digunakan hingga saat ini.

Skala Pogson untuk magnitudo (semu):
m₁ – m₂ = -2,5log(E₁/E₂)
dengan :
m₁ : magnitudo (semu) bintang 1
m₂ : magnitudo (semu) bintang 2
E₁ : Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 1
E₂ : Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 2

Harga acuan (pembanding standar) skala magnitudo mula-mula digunakan bintang Polaris. Bintang Polaris ditetapkan memiliki magnitudo 2 dan bintang lainnya dibandingkan terhadap bintang Polaris. Bintang Polaris, yang juga bintang kutub langit utara, dipilih karena bintang ini terlihat dari seluruh observatorium yang ada di belahan bumi utara (karena pada masa itu, belahan bumi utara lebih berkembang dan maju secara teknologi). Namun, bintang ini ternyata memiliki kecerlangan yang berubah-ubah (Polaris ternyata adalah sebuah bintang variabel Cepheid) sehingga kecerlangan Polaris tidak bisa digunakan sebagai patokan/standar baku. Oleh sebab itu, astronom menentukan bintang – bintang lainnya untuk dijadikan standar.

Untuk mengukur kecerlangan suatu bintang digunakan alat yang dinamakan fotometer. Prinsip kerjanya adalah dengan memanfaatkan gejala fotolistrik. Efek fotolistrik inilah yang membuat Einstein memperoleh hadiah Nobel (dan bukan karena hukum relativitas). Penerapan efek fotolistrik ini antara lain diterapkan pada sel surya, chip CCD, dll. Cahaya (atau gelombang elektromagnetik lainnya) ketika menyentuh kelompok bahan tertentu akan menyebabkan elektron yang ada di permukaan bahan akan terlepas. Jumlah elektron yang terlepas tergantung dari intensitas radiasi gelombang elektromagnetik yang diterimanya. Jumlah elektron yang dihasilkan ini dapat menghasikan arus listrik yang dapat kita ukur. Dengan prinsip inilah, kita dapat mengukur intensitas cahaya sebuah bintang.

Cara terbaik untuk mengukur magnitudo adalah dengan membandingkan kecerlangan suatu bintang dengan bintang standar yang ada di dekatnya. Hal ini disebabkan perbedaan keadaan atmosfer antara kedua bintang (bintang standar dan bintang program/yang diamati) tidaklah besar. Atmosfer Bumi dapat menyerap sebagian cahaya bintang dan besarnya penyerapan tergantung dari ketinggian dan kondisi atmosfer yang dilewati cahaya bintang sebelum sampai ke detektor pengamat. Pada saat ini, sudah banyak bintang standar, baik di langit belahan utara maupun selatan.

Magnitudo yang kita bahas di atas merupakan ukuran terang bintang yang kita lihat atau terang semu (ada faktor jarak dan penyerapan yang harus diperhitungkan). Magnitudo yang menyatakan ukuran fluks energi bintang yang kita terima/ukuran terang bintang yang kita lihat/jumlah foton yang kita terima disebut magnitudo semu (apparent magnitude).

Untuk menyatakan luminositas atau kuat sebenarnya sebuah bintang, kita definisikan besaran magnitudo mutlak (intrinsic/absolute magnitude), yaitu magnitudo bintang yang diandaikan diamati dari jarak 10 pc.

Skala Pogson untuk magnitudo mutlak (M) :
M₁ – M₂ = -2,5log(L₁/L₂)
dengan :
M₁ : magnitudo mutlak bintang 1
M₂ : magnitudo mutlak bintang 2
L₁ : Luminositas bintang 1
L₂ : Luminositas bintang 2

Hubungan antara magnitudo semu (m) dan magnitudo mutlak (M) disebut modulus jarak.
m – M = -5 + 5 log d
dengan d adalah jarak bintang (dalam pc) dan (m-M) disebut modulus jarak.

Persamaan modulus jarak umumnya digunakan dalam menentukan jarak bintang-bintang yang jauh secara tidak langsung (metode indirect). Seperti yang sudah pernah dibahas sebelumnya bahwa metode paralaks trigonometri hanya bisa menentukan jarak secara akurat untuk beberapa bintang dengan jarak kurang dari 500 pc. Untuk bintang yang lebih jauh lagi, perlu digunakan metode-metode tak langsung (indirect). Salah satunya adalah dengan mengukur magnitudo semu bintang lalu memperkirakan magnitudo mutlaknya. Cara memperkirakan magnitudo mutlak ini banyak metode/caranya. Dengan mengetahui magnitudo semu dan perkiraan magnitudo mutlak, maka kita bisa memperkirakan jarak suatu bintang dengan modulus jarak.

Hal yang perlu diperhatikan adalah persamaan modulus jarak di atas valid/benar/akurat jika diasumsikan tidak ada materi antar bintang yang terletak di antara arah pandang kita ke bintang. Materi antar bintang tersebut dapat mengabsorpsi sebagian cahaya bintang. Jika keberadaan serapan oleh materi antar bintang (MAB) tidak diabaikan, maka persamaan modulus jaraknya :
m – M = -5 + 5 log d + A_V
dengan A_V : konstanta serapan materi antar bintang.

Contoh:
Magnitudo mutlak sebuah bintang adalah M = 5 dan magnitudo semunya adalah m = 10. Jika absorpsi oleh materi antar bintang diabaikan, berapakah jarak bintang tersebut ?

Jawab : m = 10 dan M = 5, dari rumus Pogson
m – M = -5 + 5 log d
diperoleh, 10 – 5 = -5 + 5 log d
5 log d = 10
log d = 2 –> d = 100 pc

Sebelum perkembangan fotografi, magnitudo bintang ditentukan dengan mata. Kepekaan mata untuk daerah panjang gelombang yang berbeda tidak sama. Mata terutama peka untuk cahaya kuning hijau di daerah λ = 5 500 Å, karena itu magnitudo yang diukur pada daerah ini disebut magnitudo visual atau m_vis.

Dengan berkembangnya fotografi, magnitudo bintang selanjutnya ditentukan secara fotografi. Pada awal fotografi, emulsi fotografi mempunyai kepekaan di daerah biru-ungu pada panjang gelombang sekitar 4.500 Å. Magnitudo yang diukur pada daerah ini disebut magnitudo fotografi atau m_fot .

Jadi, untuk suatu bintang, m_vis berbeda dari m_fot. Selisih kedua magnitudo tersebut, yaitu magnitudo fotografi dikurang magnitudo visual disebut indeks warna (Color Index – CI).
Semakin panas atau makin biru suatu bintang, semakin kecil indeks warnanya.

Dengan berkembangnya fotografi, selanjutnya dapat dibuat pelat foto yang peka terhadap daerah panjang gelombang lainnya, seperti kuning, merah bahkan inframerah.

Pada tahun 1951, H.L. Johnson dan W.W. Morgan mengajukan sistem magnitudo yang disebut sistem UBV, yaitu :

U = magnitudo semu dalam daerah ultraungu (λ_ef = 3500 Å)
B = magnitudo semu dalam daerah biru ( λef = 4350 Å)
V = magnitudo semu dalam daerah visual ( λef = 5550 Å)

Dalam sistem UBV ini, indeks warna adalah U-B dan B-V. Semakin panas suatu bintang, semakin kecil nilai (B-V) nya.

Dewasa ini pengamatan fotometri tidak lagi menggunakan pelat film, tetapi dilakukan dengan kamera CCD, sehingga untuk menentukan bermacam-macam sistem magnitudo tergantung pada filter yang digunakan.

Contoh:
Tiga bintang diamati magnitudo dalam panjang gelombang visual (V) dan biru (B) seperti yang diperlihatkan dalam tabel di bawah.

No.	B	V
1	8,52	8,82
2	7,45	7,25
3	7,45	6,35

1. Tentukan bintang nomor berapakah yang paling terang ? Jelaskanlah alasannya
2. Bintang yang anda pilih sebagai bintang yang paling terang itu dalam kenyataannya apakah benar-benar merupakan bintang yang paling terang ? Jelaskanlah jawaban anda.
3. Tentukanlah bintang mana yang paling panas dan mana yang paling dingin. Jelaskanlah alasannya.

Jawab:

1. Bintang paling terang adalah bintang yang magnitudo visualnya paling kecil. Dari tabel tampak bahwa bintang yang magnitudo visualnya paling kecil adalah bintang no. 3, jadi bintang yang paling terang adalah bintang no. 3
2. Belum tentu karena terang suatu bintang bergantung pada jaraknya ke pengamat seperti terlihat pada rumus yang sudah dijelaskan sebelumnya. Oleh karena itu bintang yang sangat terang bisa tampak sangat lemah cahayanya karena jaraknya yang jauh.
3. Untuk menjawab pertanyaan-pertanyaan ini kita tentukan dahulu indeks warna ketiga bintang tersebut, karena makin panas atau makin biru sebuah bintang maka semakin kecil indeks warnanya.

Nomor bintang	B	V	B – V
1.	8,52	8,82	-0,30
2.	7,45	7,25	0,20
3.	7,45	6,35	1,10

Dari tabel di atas tampak bahwa bintang yang mempunyai indeks warna terkecil adalah bintang no. 1. Jadi bintang terpanas adalah bintang no. 1.

Magnitudo Bolometrik
Sistem magnitudo yang sudah kita bahas di atas hanya diukur pada panjang gelombang tertentu saja (m_vis,m_fot,m_B,m_U). Walaupun berbagai magnitudo tersebut dapat menggambarkan sebaran energi pada spektrum bintang sehingga dapat memberikan petunjuk mengenai temperaturnya, namun belum dapat memberikan informasi mengenai sebaran energi pada seluruh panjang gelombang yang dipancarkan oleh suatu bintang. Oleh sebab itu, didefinisikanlah sistem magnitudo bolometrik (m_bol) yang menyatakan magnitudo bintang yang diukur dalam seluruh panjang gelombang.

Magnitudo mutlak bolometrik bintang sangat penting karena dapat digunakan untuk mengetahui luminositas dari sebuah bintang (energi total yang dipancarkan permukaan bintang per detik) dengan membandingkannya dengan magnitudo mutlak bolometrik Matahari.
Dengan M_bol = magnitudo mutlak bolometrik bintang
M_bol¤ = magnitudo mutlak bolometrik Matahari (4,74)

Persamaan modulus jarak untuk magnitudo bolometrik (absorpsi MAB diabaikan):
m_bol – M_bol = -5 + 5log d
dengan d dalam parsec.

Apabila M_bol suatu bintang dapat ditentukan, maka luminositasnya juga dapat ditentukan (dapat dinyatakan dalan luminositas Matahari). Luminositas bintang merupakan parameter yang sangat penting dalam teori evolusi bintang. Sayangnya, magnitudo mutlak bolometrik sangat sukar ditentukan, karena beberapa panjang gelombang tidak dapat menembus atmosfer bumi. Untuk bintang yang panas, sebagian energinya dipancarkan pada daerah ultraviolet. Untuk bintang yang dingin, sebagian energinya dipancarkan pada daerah inframerah. Oleh karena itu, pengamatan magnitudo bolometrik harus dilakukan di atas atmosfer.

Untuk memudahkan, magnitudo bolometrik ditentukan secara teori berdasarkan pengamatan di bumi. Atau, dapat ditentukan secara tidak langsung, yaitu dengan memberikan koreksi pada magnitudo visualnya, yang disebut koreksi bolometrik (Bolometric Correction – BC).

m_v – m_bol = BC

M_v – M_bol = BC

Nilai BC tergantung pada temperatur atau warna bintang.

Untuk bintang yang sangat panas, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah ultraviolet sedangkan untuk bintang yang sangat dingin, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah inframerah (hanya sebagian kecil saja pada daerah visual). Untuk bintang-bintang seperti ini, harga BC-nya besar. Untuk bintang-bintang yang bertemperatur sedang, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah visual, sehingga harga BC-nya kecil.

Karena harga BC bergantung pada warna bintang, maka kita dapat mencari hubungan antara BC dan indeks warna (B-V). Untuk bintang yang dapat ditentukan magnitudo bolometriknya. Didefinisikan bahwa harga terkecil BC adalah nol (BC ≥ 0). Untuk BC = 0 untuk (B-V) = 0,3.

Hubungan antara nilai BC dengan indeks warna (CI) ditunjukkan dalam grafik di bawah ini:

Untuk Matahari, magnitudo bolometriknya (m_bol¤) = -26,83, magnitudo mutlak bolometriknya adalah M_bol¤ = 4,74 dan koreksi bolometriknya BC = 0,08. Berikut disajikan tabel temperatur efektif dan koreksi bolometrik untuk bintang-bintang deret utama dan bintang maharaksasa.

B – V	Bintang deret utama		Bintang maharaksasa
	Tef	BC	Tef	BC
- 0,25	24500	2,30	26000	2,20
- 0,23	21000	2,15	23500	2,05
- 0,20	17700	1,80	19100	1,72
- 0,15	14000	1,20	14500	1,12
- 0,10	11800	0,61	12700	0,53
- 0,01	10500	0,33	11000	0,14
0,00	9480	0,15	9800	- 0,01
0,10	8530	0,04	8500	- 0,09
0,20	7910	0	7440	- 0,10
0,30	7450	0	6800	- 0,10
0,40	6800	0	6370	- 0,09
0,50	6310	0,03	6020	- 0,07
0,60	5910	0,07	5800	- 0,003
0,70	5540	0,12	546	0,003
0,80	5330	0,19	5200	0,10
0,90	5090	0,28	4980	0,19
1,00	4840	0,40	4770	0,30
1,20	4350	0,75	4400	0,59

Latihan :

1. Bintang A tampak mempunyai kecerlangan yang sama pada filter merah dan biru. Bintang B tampak lebih terang pada filter merah daripada filter biru. Bintang C tampak lebih terang pada filter biru daripada di filter merah. Urutkan bintang-bintang itu berdasarkan pertambahan temperaturnya.
2. The binary star Capella has a total magnitude of 0.21^m and the two components differ in magnitude by 0.5^m. The parallax of Capella is 0.063″. Calculate the absolute magnitudes of the two components.
3. There are about 250 millions of the stars in the elliptical galaxy M32. The visual magnitude of this galaxy is 9. If the luminosities of all are equal, what is the visual magnitude of one star in this galaxy?
4. Two stars have the same apparent magnitude and are of the same spectral type. One is twice as far away as the other. What is the relative size of the two stars?
5. Sebuah galaksi diamati memiliki magnitudo visual m_V = 21. Magnitudo ini berasosiasi dengan energi dari 10¹¹ bintang yang ada di dalamnya (terdiri dari 3 jenis). Perkirakan/hitung jarak galaksi tersebut. Untuk itu gunakan asumsi sebagai berikut

Jenis bintang	MV	Jumlah (%)
a	1	20
b	4	50
c	6	30

lubang hitam

Lubang hitam adalah sebuah pemusatan massa yang cukup besar sehingga menghasilkan gaya gravitasi yang sangat besar. Gaya gravitasi yang sangat besar ini mencegah apa pun lolos darinya kecuali melalui perilaku terowongan kuantum. Medan gravitasi begitu kuat sehingga 8kecepatan lepas di dekatnya mendekati kecepatan cahaya. Tak ada sesuatu, termasuk radiasi elektromagnetik yang dapat lolos dari gravitasinya, bahkan cahaya hanya dapat masuk tetapi tidak dapat keluar atau melewatinya, dari sini diperoleh kata "hitam". Istilah "lubang hitam" telah tersebar luas, meskipun ia tidak menunjuk ke sebuah lubang dalam arti biasa, tetapi merupakan sebuah wilayah di angkasa di mana semua tidak dapat kembali. Secara teoritis, lubang hitam dapat memliki ukuran apa pun, dari mikroskopik sampai ke ukuran alam raya yang dapat diamati.

Landasan Teori

Teori adanya lubang hitam pertama kali diajukan pada abad ke-18 oleh John Michell and Pierre-Simon Laplace, selanjutnya dikembangkan oleh astronom Jerman bernama Karl Schwarzschild, pada tahun 1916, dengan berdasar pada teori relativitas umum dari Albert Einstein, dan semakin dipopulerkan oleh Stephen William Hawking. Pada saat ini banyak astronom yang percaya bahwa hampir semua galaksi dialam semesta ini mengelilingi lubang hitam pada pusat galaksi.
Adalah John Archibald Wheeler pada tahun 1967 yang memberikan nama "Lubang Hitam" sehingga menjadi populer di dunia bahkan juga menjadi topik favorit para penulis fiksi ilmiah. Kita tidak dapat melihat lubang hitam akan tetapi kita bisa mendeteksi materi yang tertarik / tersedot ke arahnya. Dengan cara inilah, para astronom mempelajari dan mengidentifikasikan banyak lubang hitam di angkasa lewat observasi yang sangat hati-hati sehingga diperkirakan di angkasa dihiasi oleh jutaan lubang hitam.

• Asal Mula Lubang Hitam

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

• Pertumbuhannya

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

FAKTA TENTANG ASTRONOMI

11Share

Astronomi, yang secara etimologi berarti "ilmu bintang" (dari Yunani: άστρο, + νόμος), adalah ilmu yang melibatkan pengamatan dan penjelasan kejadian yang terjadi di luar Bumi dan atmosfernya. Ilmu ini mempelajari asal-usul, evolusi, sifat fisik dan kimiawi benda-benda yang bisa dilihat di langit (dan di luar Bumi), juga proses yang melibatkan mereka. (sumber :wikipedia)



Beberapa fakta di dunia astronomi, yang perlu kita ketahui :
OBJEK TERBESAR DI TATA SURYA
Matahari adalah objek paling besar dalam tata surya kita dengan diameter (pada equator) sepanjang 1.392.140 km. Urutan kedua ditempati oleh planet Jupiter dengan diameter 142.984 km. Di urutan berikutnya berturut-turut adalah Saturnus (120.536 km), Uranus (51.118 km), dan Neptunus (49.600 km). Bumi kita menempati urutan ke-6 dalam daftar ini dengan diameter 12.756 km, disusul oleh Venus (12.103 km) dan Mars (6.794 km). Urutan ke-9 dan ke-10 diduduki oleh dua buah satelit alam masing masing Ganymede, satelit Jupiter (5.262 km) dan Titan, satelit Saturnus (5.150 km).

SATELIT ALAM TERBESAR
Ganymede dan Titan merupakan satelit alam (bulan) terbesar dalam tata surya kita. Berikutnya berturut-turut disusul oleh Callisto (Jupiter/4.820 km) dan Io (Jupiter/3.632 km). Bulan kita menempati peringkat kelima dengan diameter 3.475 km. Sementara itu, Europa (Jupiter/3.126 km), Triton (Neptunus/2750 km), dan Titania (Uranus/1.580 km) menyusul di urutan selanjutnya. Daftar ini ditutup dengan Rhea (Saturnus/1.530 km) dan Oberon (Uranus/1.516 km) masing-masing di urutan ke-9 dan 10.
ANOMALI VENUS
Venus berotasi pada sumbunya sedemikian lambat, bahkan lebih lambat daripada periode orbitnya. Akibatnya satu tahun disana adalah lebih pendek daripada satu harinya (sehari di Venus setara dengan 243 hari di Bumi, sementara satu tahun Venus setara 225 hari Bumi). Disamping itu Venus diketahui berotasi dari arah timur ke barat, kebalikan dari planet-planet lain di tata surya kita yang berotasi dari barat ke timur, karena itu di Venus matahari terbit dari arah barat dan terbenam di timur.

SATELIT ALAM
Diantara kesemua planet anggota tata surya, hanya Bumi yang mempuyai satu-satunya satelit alam. Sementara itu, dua planat diantaranya, yakni Merkurius dan Venus sama sekali tidak memiliki satelit. Planet-planet bagian luar di tata surya umumnya kaya akan satelit alam. Hingga kini, telah diketemukan puluhan satelit alam yang mengedari planet Jupiter, Saturnus dan Uranus. Tidak semua satelit alam berbentuk bundar, tipikal sebuah planet. Kedua satelit Mars, Phobos dan Deimos serta satelit-satelit kecil yang mengedari Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus diketahui memiliki bentuk yang tidak beraturan

SUMBU ROTASI
Planet Uranus memiliki kemiringan sumbu rotasi sebesar 98º. Hal ini menyebabkan kutub utaranya menunjuk ke bawah bidang garis edarnya. Karenanya permukaan planet di kedua kutub memiliki malam yang lamanya setara dengan 21 tahun di Bumi.
SUHU PALING EKSTREM
Planet dengan temperatur paling ekstrem dalam tata surya kita ialah Merkurius. Temperatur siang hari disana mencapai hingga 427ºC, cukup panas untuk melelehkan logam seng. Di malam hari, temperatur turun hingga -183ºC, cukup dingin untuk membekukan krypton. Selain itu Merkurus tercatat sebagai planet yang letaknya paling dekat dengan Matahari
PLANET TERPANAS
Walaupun Merkurius adalah planet terdekat dari Matahari, namun rekor sebagai planet terpanas justeru dipegang oleh Venus dengan suhu mencapai 482°C. Hal ini ditengarai akibat efek "rumah kaca" dari atmosfir Venus yang kaya akan unsur Karbon Dioksida
PLANET PALING CEMERLANG
Apabila Jupiter dan Bumi dilihat dari jarak yang sama, maka Jupiter akan terlihat 164 kali lebih cemerlang. Dilihat dari Bumi, panet yang paling cemerlang adalah Venus dengan magnitudo -4,4.

BINTANG TERDEKAT
Bintang terdekat dari Bumi kita ialah Proxima Centauri. Bintang sejauh 4,23 tahun cahaya ini terlalu redup untuk bisa dilihat dengan mata telanjang. Bintang terdekat yang dapat dilihat dengan mata telanjang adalah Alpha Centauri (4,4 tahun cahaya) yang terlihat sebagai bintang paling terang pada rasi Centaurus di langit belahan selatan

BINTANG TERMUDA
2 Protostar (calon bintang) yang dikenal sebagai IRAS-4 yang berada di dalam Nebula NGC 1333, 1.100 tahun cahaya dari Bumi adalah bitang termuda yang diketahui manusia. Keduanya baru akan mencapai fase stabil sebagai sebuah bintang setidaknya dalam 100.000 tahun mendatang.

BINTANG TERTUA
70 bintang yang ditemukan oleh sebuah tim astronom yang dipimpin oleh Timothy Beers (Amerika Serikat) diyakini sebagai bintang paling tua di galaksi Bimasakti. Bintang-bintang tersebut diperkirakan telah terbentuk pada sekitar 1 milyar tahun setelah peristiwa big bang (ledakan besar yang mengawali terbentuknya alam semesta).

BINTANG TERBESAR
Betelgeuse (Alpha Orionis) adalah bintang terbesar yang diketahui hingga sejauh ini. Bintang sejauh 430 tahun cahaya ini memiliki diameter 980 juta km atau 700 kali diameter matahari. Bintang ini terlihat dengan mata telanjang sebagai sebuah bintang berwarna kemerahan di rasi Orion.

BINTANG PALING CEMERLANG
Sebuah bintang yang disebut Pistol yang ditemukan oleh teleskop antariksa Hubble pada Oktober 1997 adalah bintang paling cemerlang yang diketahui. Cahayanya sekitar 10 juta kali lebih cemerlang dari matahari. Perhitungan oleh para astronom menunjukkan bahwa energi yang dipancarkannya dalam 6 detik setara dengan energi yang dipancarkan oleh Matahari selama satu tahun.

METEORIT TERBESAR
Pecahan meteorit berukuran antara 2,4 - 2,7 m yang ditemukan di Hoba West, dekat Grossfontein, Namibia pada tahun 1920 diduga merupakan meteorid terbesar yang pernah jatuh ke Bumi dan tercatat oleh manusia. Pecahan meteorid tersebut berasal dari sebuah meteorit tunggal yang beratnya diperkirakan mencapai 59 ton.

HUJAN METEOR TERBESAR
Hujan Meteor Leonid yang terjadi tanggal 16-17 November 1966 dan terlihat di Amerika Utara bagian barat hingga Rusia bagian timur merupakan hujan meteorid terbesar yang pernah tercatat. Meteor yang melintas di wilayah Arizona tercatat mencapai 2.300 meteor per menit selama 20 menit.

KOMET TERBESAR
Komet Centaur 2060 Chiron yang ditemukan tahun 1977 merupakan komet terbesar yang diketahui dengan diameter 182 km.

ASTEROID TERBESAR
1 Ceres dengan diameter 941 km merupakan asteroid terbesar. Selain itu, asteroid ini juga tercatat merupakan asteroid yang pertama kali ditemukan.

ASTEROID TERKECIL
Rekor sebagai asteroid terkecil dipegang oleh asteroid 1993KA2. Asteroid yang ditemukan tahun 1993 ini hanya berdiameter 5 m.

GERHANA MATAHARI TERLAMA
Secara teori, gerhana matahari dapat berlangsung maksimal selama 7 menit 31 detik. Gerhana matahari terlama yang pernah tercatat terjadi di Filipina dengan durasi 7 menit 8 detik. Gerhana matahari selama 7 menit 29 detik diperkirakan akan terjadi di tengah samudera Atlantik pada tanggal 17 Juli 2186.

KONSTELASI TERBESAR
Hydra (Naga Laut) merupakan konstelasi (rasi bintang) terbesar. Konstelasi ini menutupi area seluas 1.302,844º persegi atau mencakup 3,16% dari seluruh langit dan beranggotakan setidaknya 68 bintang yang dapat dilihat dengan mata telanjang.

KONSTELASI TERKECIL
Crux Australis (Salib Selatan) adalah konstelasi terkecil di langit. Ia hanya mencakup area seluas 68,477º persegi atau sekitar 0,16% dari seluruh langit.

OBJEK PALING CEMERLANG
Quasar HS1946+7658 adalah objek paling cemerlang di jagat raya. Objek ini setidaknya 1,5 x 10¹⁵ kali lebih cemerlang dari Matahari kita

OBJEK TERDINGIN
Nebula Boomerang, sebuah kabut debu dan gas yang terletak sejauh 5000 tahun cahaya dari Bumi dipercayai sebagai objek paling dingin. Temperaturnya diperkirakan berkisar pada -270ºC (-454ºF)

TELESKOP TERBESAR
Teleskop terbesar di dunia saat ini adalah sepasang teleskop kembar berdiameter 10 m yang digunakan di Observatorium W.M. Keck di Mauna Kea, Hawaii. Lensa masing-masing teleskop seberat 300 ton itu terdiri dari 36 buah cermin berbentuk segi enam yang digabungkan menjadi sebuah cermin pemantul (reflektor).