Struktur Dan Dinamika Galaksi [PDF]

Citation preview

MAKALAH ASTRONOMI STRUKTUR DAN DINAMIKA GALAKSI



DISUSUN OLEH: SAVIRA NUGRAHENI



(4201411053)



MIRAWATI



(4201411132)



JURUSAN FISIKA FAKULTAS MATEMATIKA DAN ILMU PENGETAHUAN ALAM UNIVERSITAS NEGERI SEMARANG 2013



BAB I PENDAHULUAN



Benda-benda langit berada dan bergerak di antariksa dengan sangat rapi dan teratur, menunjukkan suatu keteraturan dengan perhitungan yang sangat cermat. Beberapa bendabenda langit berkelompok membentuk suatu system bintang atau tata bintang yang kemudian disebut sebagai galaksi. Sebuah galaksi terdiri dari berjuta-juta bahkan bermilyar bintang atau benda langit. Jarak antara bintang-bintang pada umumnya amat jauh sehingga alam semesta tampak “kosong”. Akan tetapi ada pula beberapa puluh ribu bintang yang tampak mengelompok mengelilingi sebuah pusat sehingga tampak seperti kabut. Selain itu ada pula benda langit yang memang merupakan kabut (nebula) yang terdiri atas gumpalan gas kosmis yang maha besar. Galaksi kita dikenal dengan Bima Sakti. Dalam galaksi kita kira-kira terdapat 200 milyar bintang. Hingga awal abada XX, orang masih menganggap bahwa Bima Sakti merupakan isi alam semesta, berbentuk seperti telur dadar dengan matahari sebagai pusatnya. Leavit (1912), menemukan bahwa Awan Magellan berada cukup jauh dari Bima sakti Magellan berada cukup jauh dari Bima sakti (500 000 TC). Hal ini mengindikasikan bahwa ia bukanlah anggota bima sakti. Secara umum bentuk galaksi ada tiga yaitu spiral, elips dan tak beraturan. Setiap bentuk memiliki struktur yang berbeda. Bagian-bagian galaksi tersusun dari debu dan gas yang membentuk halo dan bulge. Semakin dekat suatu bintang terhadap pusat galaksi, gerak revolusinya akan semakin cepat. Pada tahun 1925, Hubble mengajukan klasifikasi galaksi yang sekarang telah diterima, Dalam bentuk aslinya, klasifikasi itu membagi galaksi kedalam 4 kelas utama sebagai berikut: a. Bulat Panjang (E). Galaksi ini mempunyai struktur yang halus, dari suatu pusat yang terang sampai tepi-tepi yang batasnya tidak begitu jelas. b. Spiral Normal (S). Galaksi bentuk ini menunjukkan lengkungan-lengkungan spiral yang keluar dari sebuah nucleus atau pusat galaksi yang terang. c. Spiral Berpalang (SB). Lengkungan spiral galaksi bentuk ini keluar dari tepi-tepi paling ujung dari sebuah palang pada nukleusnya. d. Galaksi tak beraturan (I). Beberapa diantaranya setipe dengan dua galaksi yang disebut Awan Magelanik dan diklasifikasikan magelanik tak beraturan (Im)



BAB II ISI



A. Jenis-jenis Galaksi



B. Struktur Galaksi



Elips dan Bulge. Di semua galaksi bintang tua mempunyai distribusi hampir bundar. Pada Milky Way komponen ini ditunjukkan oleh bintang-bintang populasi II. Bagian dalam disebut bulge, dan bagian luar sering disebut sebagai halo. Tidak ada perbedaan signifikan secara fisik antara bulge dan halo. Bintang populasi tua bisa menjadi penelitian terbaik dalam elips, yang hanya mengandung komponen ini. Bulge dari spiral dan galaksi S0 sangat mirip dengan elips dengan yang memiliki ukuran yang sama. Distribusi kecerahan permukaan pada galaksi eliptik pada dasarnya hanya bergantung pada jarak dari pusat dan arah sumbu mayor dan minor. Jika r adalah radius sepanjang sumbu mayor, kecerahan permukaan I(r) yang didiskripsikan dengan hukum de Vaucouleurs:



[( )



⁄



]



(1)



Konstanta pada persamaan (1) sudah dipilih sehingga setengah dari total cahaya galaksi diradiasi dari radius re dan kecerahan permukaan pada radius itu adalah Ie. Parameter re dan Ie ditentukan dengan menyesuaikan persamaan (1) untuk mengamati penampang



kecerahan. Nilai yang biasanya untuk elip, spiral normal dan galaksi S0 adalah dalam jangkauan re = 1-10 kcp dan Ie menyesuaikan hingga perbesaran 20-23 per square arc second. Meskipun hukum de Vaucouleurs hubungan empiris semata, itu masih memberi sebuah representasi yang mengagumkan dari pengamatan distribusi cahaya. Akan tetapi, di wilayah luar dari galaksi eliptik, bisa sering berlangsung: kecerahan permukaan speroid kerdil sering jatuh lebih cepat dari persamaan (1), mungkin karena bagian luar galaksi ini mempunyai kerusakan pada pertemuan dengan galaksi lain. Pada galaksi raksasa tipe cD, kecerahan permukaan jatuh lebih pelan (lihat gb.1). meskipun begitu ini dihubungkan dengan posisi pusat mereka dalam gugus galaksi. Meskipun isophote dalam galaksi eliptis adalah elips untuk sebuah aproksimasi yang bagus, keelipsan dan orientasi galaksi pada sumbu mayor galaksi bisa bervariasi seperti fungsi radius. Galaksi berbeda dengan lebar berbeda dalam hal ini mengindikasikan bahwa struktur eliptik tidak sesederhana itu bisa muncul. Khususnya, fakta bahwa arah sumbu mayor terkadang berubah dalam sebuah galaksi dianjurkan bahwa beberapa eliptik mungkin tidak pada bentuk sumbu simetri. Dari distribusi kecerahan permukaan, struktur 3-dimensi sebua galaksi bisa disimpulkan sebagai penjelasan dalam Bentuk 3-dimensi Galaksi. Hubungan persamaan (1) memberikan tampilan kecerahan yang sangat kuat menuju pusat. Distribusi sesungguhnya dari rasio axial untuk eliptik disimpulkan secara statistik dari pengamatan. Asumsikan bahwa mereka berotasi simetris, yang memperoleh distribusi luas dengan kemiripan maksimum dengan tipe E3-E4. Jika axisymmetris, tidak bisa secara statistik dipastikan tidak sama dari observasi.



Gb.1. Distribusi kecerahan permukaan pada galaksi E dan cD. Ordinat: perbesaran permukaan, mag/sq.arc.sec; absis:



⁄



. Persamaan (1) koresponden untuk garis



lurus pada representasi ini. Itu sesuai dengan galaksi E, tapi untuk tipe cD kecerahan jatuh lebih pelan di wilayah luar. Dibandingkan dengan Gb.2 menunjukkan bahwa distribusi kecerahan pada galaksi S0 pada tampilan yang sama. Galaksi cD sering salah diklasifikasikan sebagai S0.



Disc Sebuah piringan besar seperti bintang dan terang adalah karakteristik untuk S0 dan galaksi spiral yang sering disebut galaksi piringan. Ada indikasi bahwa pada beberapa eliptik ada juga piringan lemah tersembunyi di samping bulge terang. Di Milky Way piringan dibentuk oleh bintang-bintang populasi I. Distribusi kecerahan permukaan pada piringan didiskripsikan oleh persamaan ⁄



(2)



Gb.2 menunjukkan bagaimana pengamatan distribusi kecerahan radial bisa diurai menjadi penjumlahan dua komponen: bulge dominan pusat dan konstribusi piringan dengan signifikan pada radius yang lebih luas. Kecerahan permukaan pusat I0 koresponden dengan tipe 21-22 mag./sq.arcsec, dan panjang skala radial r0 = 1-5 kpc. Pada galaksi Sc total kecerahan bulge umumnya hanya sedikit lebih kecil dari piringan itu, dimana pada tipe Hubble bulge mempunyai total kecerahan lebih besar. Ketebalan piringan diukur pada galaksi yang tampak tepi, kira-kira hampir 1,2 kcp. Kadang-kadang piringan mempunyai tepi luar tajam hampir 4r0.



Gb.2. Distribusi kecerahan permukaan pada tipe S0 dan Sb. Ordinat: mag/sq.arc sec; absis: radius [arc sec]. Kecerahan permukaan yang teramati diurai menjadi penjumlahan konstribusi bulge dan piringan. Komponen piringan terbesar pada tipe Sb.



Insterstellar Medium Galaksi elips dan S0 mengandung hidrogen netral hampir 0,1% dari massa total yang terdeteksi, dan di galaksi yang sama ada juga yang sering menandai formasi bintang baru. Pada beberapa galaksi massa gas lebih besar dari yang suda diamati, tapi jumlah relatif gas sangat variabel dari satu galaksi ke galaksi lain. Kelemahan gas pada galaksi relatif tak terduga, selama evolusi mereka bintang-bintang melepaskan lebih banyak gas dari yang telah diamati. Jumlah relatif gas hidrogen netral pada galaksi spiral dihubungkan dengan tipe Hubble mereka. Sehingga kandungan spiral Sa kira-kira 2%, spiral Sc 10% dan galaksi Irr I hingga 30% atau lebih. Distribusi atom hidrogen netral dipetakan dengan detail pada galaksi yang saling berdekatan dengan maksud observasi radio. Di bagian dalam galaksi gas berbentuk sebuah piringan tipis dengan ketebalan relatif konstan sekitar 200 pc, kadang-kadang dengan lubang pusat berdiameter beberapa kpc. Piringan gas semakin menjauhi piringan optik, menjadi lebih tebal dan sering membengkok dari pusat bidang piringan. Kebanyakan gas di antara bintang-bintang pada galaksi spiral dalam bentuk hidrogen molekuler. Molekul hidrogen tidak dapat diamati secara langsung, tapi distribusi karbonmonoksida suda dipetakan oleh pengamatan radio. Distribusi hidrogen molekuler bisa diturunkan dengan mengasumsikan bahwa rasio antara massa jenis CO dan H2 dimanapun sama, meskipun ini tidak bisa selalu benar. Sehingga didapatkan bahwa distribusi sama dengan hukum eksponensial seperti bintang muda dan wilayah H II, meskipun pada beberapa galaksi (seperti Milky Way) ada sebuah massa jenis minimum pusat. Massa jenis permukaan gas molekuler bisa lima kali lebih besar dari H I, tapi karena konsentrasi pusat kuat massa total hanya dua kali lebih besar. Distribusi sinar kosmik dan medan magnet pada galaksi bisa dipetakan dengan observasi radio dari radiasi sinkrotron dari elektron relatif. Kekuatan medan magnet disimpulkan dengan cara ini adalah dengan tipe 0,5-1 nT. Emisi yang diamati adalah polarisasi, menunjukkan bahwa medan magnetik relatif teratur pada skala besar. Karena bidang polarisasi tegak lurus dengan medan magnet, struktur skala besar medan magnet dapat dipetakan. Tetapi, bidang polarisasi berubah dengan rotasi Faraday, dan untuk alasan ini pengamatan pada beberapa panang gelombang diperlukan dalam usaha menentukan arah



medan. Jawaban menunjukkan bahwa medan umumnya paling kuat di bidang piringan, dan diarahkan sepanjang lengan spiral pada bidang. Medan yang lewat itu dihasilkan oleh aksi kombinasi kenaikan elemen gas, yang mungkin diproduksi oleh ledakan supernova, dan rotasi diferensial, dengan prinsip yang sama seperti hasil medan magnet surya.



Bentuk 3-Dimensi Galaksi Persamaan (1) dan (2) mendeskripsikan distribusi cahaya galaksi diproyeksikan pada bidang angkasa. Distribusi cahaya 3-dimensi pada galaksi diperoleh dengan membalikkan proyeksi. Ini paling mudah untuk galaksi spiral.



Anggap bahwa galaksi spiral diproyeksi distribusi cahaya I(r) (anggap sama seperti (1)). Dengan koordinat yang dipilih berdasarkan pada gambar, I(r) diberikan dengan syarat distribusi cahaya 3-dimensi



adalah ∫



Karena



, sebuah perubahan variabel diperoleh integrasi



∫



√



Ini dikenal sebagai persamaan integral Abel untuk



∫



∫



√



, dan mempunyai solusi



√



Pada gambar kurva menunjukkan distribusi cahaya 3-dimensi diperoleh dari hukum Vancouleur.



Jika galaksi tidak spiral, bentuk 3-dimensi hanya bisa ditentukan jika kecenderungan dengan melihat pada garis pandangan diketahui. Karena piringan galaksi tipis dan ketebalan konstan, inklinasi i lempeng galaksi diperoleh secara langsung dari rasio sumbu gambar yang diproyeksikan:



.



Ketika inklinasi diketahui, rasio sumbu sesungguhnya dari bulge q0 bisa ditentukan dari nilai proyeksi q. Untuk rotasi bulge simetri hubungan antara q dan q0 adalah



Pemaparan dari bulge piringan ditentukan dari hubungan pada range q0 = 0,3-0,5. Karena inklinasi elips umumnya tidak diketahui, distribusi statistik q bisa didapatkan dari q0. C. Dinamika Galaksi Kita sudah melihat bagaimana massa galaksi bisa ditentukan dengan mengamati kecepatan gas dan bintang. Observasi yang sama dapat digunakan untuk mempelajari distribusi internal massa lebih detail. Slowly Rotating Systems Dinamika bulge galaksi elips dan galaksi piringan dipelajari dengan melebarkan garis absorbsi. Dengan mengamati bagaimana panjang gelombang dan lebar deretan spectral berlaku sebagai fungsi radius, bisa didapatkan beberapa anggapan menjadi distribusi massa galaksi.



Jika galaksi elips sesungguhnya revolusi elips, hubungan statistik (ketika efek proyeksi bisa dijabarkan) antara kedataran, kecepatan rotasi, dan dispersi kecepatan. Beberapa elips tercerah berotasi sangat lambat. Sehingga tidak bisa memaparkan karena rotasi. Dependensi radial dari dispersi kecepatan didapat dari distribusi massa galaksi. Karena itu juga bergantung bagaimana bentuk orbit pada galaksi sudah didistribusikan, memerlukan interpretasi model dinamika. Rotation Curves Distribusi massa galaksi spiral bisa dipelajari dengan langsung menggunakan pengamatan kecepatan rotasi gas antara bintang-bintang. Ini bisa diamati dengan panjang gelombang optik dari deretan emisi gas terionisasi pada wilayah H II atau pada panjang gelombang radio dari deretan hidrogen 21 cm. Kurva rotasi tipe Hubble naik semakin curam mendekati pusat dan mencapai kecepatan semakin besar di wilayah flat (Sa kira-kira 300 km s-1 , Sc kira-kira 200 km s-1). Keceatan rotasi yang semakin tinggi mengindikasikan massa semakin besar, sehingga tipe Sa pasti mempunyai massa jenis semakin besar mendekati pusat. Struktur Spiral Galaksi spiral adalah objek dengan relatif cerah. Beberapa mempunyai pola spiral berlengan dua, dimana struktur spiral lain membentuk sejumlah lengan filamen pendek. Struktur spiral tampak jelas di debu antar bintang, wilayah H II, dan kumpulan OB dibentuk oleh bintang muda. Debu sering membentuk bidang tipis sepanjang tepi dalam lengan spiral, dengan bintang membentuk wilayah luar mereka. Tidak diketahui bagaimana gelombang spiral dihasilkan. Pada galaksi lengan banyak, lengan spiral hidup pendek, bentuk konstan dan lenyap, tapi lebar, regular, pola lengan dua hidup lebih panjang.



BAB III PENUTUP



Distribusi sinar kosmik dan medan magnet pada galaksi bisa dipetakan dengan observasi radio dari radiasi sinkrotron dari elektron relatif. Kekuatan medan magnet disimpulkan dengan cara ini adalah dengan tipe 0,5-1 nT. Emisi yang diamati adalah polarisasi, menunjukkan bahwa medan magnetik relatif teratur pada skala besar. Ketika galaksi tidak spiral, bentuk 3-dimensi hanya bisa ditentukan jika kecenderungan dengan melihat pada garis pandangan diketahui. Karena piringan galaksi tipis dan ketebalan konstan, inklinasi i lempeng galaksi diperoleh secara langsung dari rasio sumbu gambar yang diproyeksikan:



.



Soal dan jawaban 1. Menurut teori, dalam Galaksi seharusnya sekitar 1.000 bintang lahir setiap tahunnya, tetapi pada kenyataannya jauh lebih kecil dari angka ini, yaitu 3 bintang saja. Apakah penyebabnya? Jelaskan! Menurut teori evolusi bintang, bintang-bintang lahir di dalam sebuah awan molekul raksasa (Giant Molecular Cloud – GMC). Pengamatan menunjukkan bahwa GMC dapat memiliki massa yang sedemikian besar sehingga laju pembentukan bintang dalam galaksi Bima Sakti dapat mencapai 1000 bintang berukuran Matahari dalam satu tahun, tetapi pengamatan hanya menunjukkan laju 3 bintang saja per tahun. Faktor-faktor yang dapat menghentikan laju GMC melahirkan bintang adalah rotasi GMC, medan magnet GMC dan temperatur GMC. Tetapi pengamatan menunjukkan bahwa ketiga aspek tersebut sangat kecil untuk dapat menahan laju pembentukan bintang yang cepat sehingga harus ada mekanisme lain yang dapat menahan laju pembentukan bintang ini. Faktor yang tersisa adalah gerakan acak tiap molekul awan atau gerakan turbulensi yang mana gerakannya dapat mencapai kecepatan suara (supersonik) dan pengamatan menunjang faktor ini (teramati melalui pelebaran Dopler yang dihasilkan). Darimanakah sumber energi gerak turbulen molekul dalam awan ini yang harus terjadi secara terus-menerus? Satu skenario menyatakan bahwa energi ini berasal dari rotasi Galaksi itu sendiri, yang juga ditunjang oleh keberadaan materi gelap yang tidak memperlambat gerak rotasi galaksi meskipun berada di pinggir galaksi. Energi rotasi ini dapat diubah oleh GMC menjadi gerak turbulen yang dapat menahan laju pembentukan bintang di dalam GMC itu. 2. Faktor apakah yang menentukan tipe morfologi sebuah galaksi? Jelaskan!



Ada tiga kelompok tipe galaksi yang dikenal, yaitu elips, spiral dan tidak beraturan. Bentuk ketiga kelompok itu sangat ditentukan oleh kecepatan random tiap bintang, kecepatan rotasi galaksi (ditentukan oleh massa pusat galaksi) dan laju pembentukan bintang-bintang baru (ditentukan oleh jumlah gas dan debu). Jika kecepatan random > kecepatan rotasi (artinya momentum sudut keseluruhan kecil) dan laju pembentukan bintang lambat, maka akan terbentuk galaksi elips Jika kecepatan random < kecepatan rotasi (artinya momentum sudut keseluruhan besar) dan laju pembentukan bintang cepat, maka akan terbentuk galaksi spiral Jika kecepatan random >> kecepatan rotasi (artinya momentum sudut keseluruhan kecil) dan laju pembentukan bintang cepat, maka akan terbentuk galaksi elips atau galaksi tidak beraturan. Jika kecepatan random