Ledakan Sinar-Gamma Menyingkap Susunan Kimiawi yang Tak Terduga pada Galaksi-galaksi Awal

AnehAjaib. Pengamatan baru yang mengejutkan ini mengungkapkan bahwa beberapa galaksi tersebut sudah sangat dilimpahi dengan elemen berat kurang dari dua miliar tahun setelah Big Bang.

Tim astronom internasional menggunakan cahaya singkat yang cemerlang dari ledakan sinar-gamma sebagai penerang untuk mempelajari susunan galaksi yang sangat jauh. Yang mengejutkan, observasi yang menggunakan Very Large Telescope milik ESO ini, mengungkapkan bahwa dua galaksi di alam semesta awal ternyata dilimpahi dengan elemen-elemen kimiawi yang lebih berat dari Matahari. Kedua galaksi itu mungkin sedang dalam proses penggabungan. Peristiwa seperti itu di alam semesta awal akan mendorong pembentukan bintang-bintang baru dan mungkin menjadi pemicu ledakan sinar-gamma.

Ledakan sinar-gamma adalah ledakan yang paling terang di alam semesta. Pertama kali ditemukan oleh observatorium orbital yang mendeteksi ledakan pendek sinar-gamma awal. Setelah posisinya menempati taret, ledakan ini kemudian segera dipelajari dengan menggunakan teleskop besar berbasis darat yang dapat mendeteksi sisa kilauan cahaya dan infra merah, yang memancarkan semburan selama berjam-jam hingga berhari-hari.

Salah satunya yang meledak, yang disebut GRB 090323, pertama kali ditemukan oleh Teleskop Fermi Gamma-ray Space milik NASA. Segera setelah ditangkap oleh detektor sinar-X pada satelit Swift NASA dan dengan sistem Grond pada teleskop MPG/ESO 2,2 meter di Chili, kemudian dipelajari secara rinci dengan menggunakan Very Large Telescope (VLT) milik ESO, hanya satu hari setelah ledakan itu terjadi.

Pengamatan VLT menunjukkan bahwa cahaya cemerlang dari ledakan sinar-gamma telah melewati galaksi inangnya sendiri dan galaksi lain di dekatnya. Galaksi-galaksi ini terlihat sebagaimana berada di masa sekitar 12 miliar tahun yang lalu. Galaksi-galaksi jauh tersebut sangat jarang terjebak dalam kilauan ledakan sinar-gamma.

Gambar hasil impresi artis ini menunjukkan dua galaksi di alam semesta awal. Ledakan brilian di sebelah kiri adalah ledakan sinar-gamma. Sebagaimana cahaya ledakan melewati dua galaksi dalam perjalanannya ke Bumi (di luar frame ke kanan) beberapa warna yang diserap oleh gas dingin di galaksi, meninggalkan karakteristik garis-garis gelap dalam spektrum. Studi yang cermat pada spektrum ini telah memungkinkan para astronom untuk menemukan bahwa kedua galaksi ini sangat kaya akan unsur kimia yang lebih berat. (Kredit: ESO/L. Calçada)

“Saat kami mempelajari cahaya dari ledakan sinar-gamma itu kami tidak tahu apa yang mungkin akan kami temukan. Sungguh mengejutkan bahwa gas dingin pada kedua galaksi di alam semesta awal terbukti memiliki susunan bahan kimia yang tak terduga.” jelas Sandra Savaglio (dari Institut Max-Planck untuk Extraterrestrial Fisika, Garching, Jerman), penulis utama makalah. “Galaksi-galaksi itu mengandung elemen-elemen yang lebih berat daripada yang pernah terlihat pada sebuah galaksi yang sangat awal dalam evolusi alam semesta. Kami tidak menduga alam semesta menjadi sedemikian matang, sedemikian berevolusi secara kimiawi, sedemikian awal.”

Saat cahaya ledakan sinar-gamma melewati galaksi, gasnya bertindak seperti saringan, dan menyerap sebagian cahaya ledakan sinar-gamma pada panjang gelombang tertentu. Tanpa ledakan sinar-gamma, galaksi ini akan terlihat samar. Dengan hati-hati menganalisis sidik jari unsur-unsur kimiawinya yang berbeda, tim riset mampu mengetahui komposisi gas dingin dalam galaksi-galaksi yang sangat jauh itu, khususnya bagaimana galaksi-galaksi itu dilimpahi dengan elemen-elemen berat.

Dugaan sebelumnya menyebutkan bahwa galaksi-galaksi di alam semesta muda hanya mengandung sejumlah kecil elemen-elemen berat dibandingkan galaksi-galaksi pada saat ini. Elemen-elemen berat yang dihasilkan selama kehidupan dan kematian generasi-generasi bintang, secara bertahap memperkaya gas di galaksi. Para astronom dapat menggunakan kelimpahan kimiawi dalam galaksi-galaksi untuk menunjukkan seberapa jauh mereka melalui kehidupan mereka. Namun pengamatan baru yang mengejutkan ini mengungkapkan bahwa beberapa galaksi tersebut sudah sangat dilimpahi dengan elemen berat kurang dari dua miliar tahun setelah Big Bang. Sesuatu yang tak terpikirkan hingga saat ini.

Pasangan galaksi muda yang baru ditemukan ini pastilah membentuk bintang-bintang baru pada tingkat yang luar biasa, untuk memperkaya gas dingin dengan sedemikian kuat dan cepat. Karena kedua galaksi itu saling mendekat satu sama lain, mereka mungkin dalam proses penggabungan, yang juga akan memicu pembentukan bintang ketika awan gas saling bertabrakan. Hasil baru ini juga mendukung gagasan bahwa ledakan sinar gamma dapat berhubungan dengan pembentukan bintang masif yang kuat.

Pembentukan bintang energik di galaksi seperti ini mungkin sudah berhenti pada awal sejarah alam semesta. Dua belas miliar tahun kemudian, pada saat ini, sisa-sisa galaksi tersebut akan berisi sejumlah besar sisa-sisa bintang seperti lubang hitam dan bintang kerdil dingin, membentuk populasi “galaksi mati” yang sulit untuk dideteksi, yang hanya berupa bayangan samar-samar. Menemukan mayat seperti itu pada masa sekarang akan menjadi sebuah tantangan.

“Kami sangat beruntung dapat mengamati GRB 090323 saat ledakan itu masih cukup terang, sehingga adalah mungkin untuk memperoleh pengamatan spektakuler secara rinci dengan VLT. Ledakan sinar-gamma menunjukkan terangnya hanya dalam waktu yang sangat singkat, dan untuk memperoleh kualitas datanya yang baik sangatlah sulit. Kami berharap bisa mengamati galaksi-galaksi ini lagi di masa depan saat kita memiliki instrumen yang jauh lebih sensitif, mereka akan menjadi target yang sempurna untuk E-ELT,” kata Savaglio.

Sumber

Dark Matter

AnehAjaib. Sebagian besar bukti materi gelap datang dari studi gerakan galaksi. Banyak dari gerakan ini terlihat seragam, namun dengan teorema virial energi kinetik total seharusnya separuh energi ikatan gravitasi total galaksi. Secara eksperimental, energi kinetik total ternyata jauh lebih besar: khususnya dengan asumsi kalau massa gravitasional hanya disebabkan oleh materi tampak galaksi, bintang-bintang jauh dari pusat galaksi memiliki kecepatan yang jauh lebih tinggi daripada yang diramalkan teorema virial. 

Kurva rotasi galaksi, yang menggambarkan kecepatan rotasi versus jarak ke pusat galaksi, tidak dapat dijelaskan hanya dengan materi tampak. Dengan asumsi kalau bahan tampak menyusun hanya sebagian kecil kluster adalah cara paling langsung untuk mengatasi hal ini. Galaksi-galaksi menunjukkan tanda-tanda kalau ia tersusun dari halo materi gelap yang simetri bulat dan berpusat di tengah galaksi dengan materi tampak bertumpuk di sebuah cakram di pusatnya. Galaksi cebol kecemerlangan rendah adalah sumber informasi penting untuk mempelajari materi gelap, dan memiliki hanya sedikit bintang terang di pusatnya yang dapat merusak pengamatan kurva rotasi bintang luar.

Ada tempat-tempat dimana materi gelap terlihat sedikit atau sama sekali tidak ada. Kluster bola memiliki sedikit bukti kalau ia mengandung materi gelap, walaupun interaksi orbit mereka dengan galaksi memang menunjukkan keberadaan materi gelap galaktik. Untuk sementara waktu, pengukuran profil kecepatan bintang-bintang terlihat menunjukkan konsentrasi materi gelap di cakram Bima Sakti, namun sekarang terlihat kalau konsentrasi tinggi materi barionik di cakram galaksi (khususnya dalam medium antar bintang) dapat menjelaskan gerakan ini. Profil massa galaksi diduga terlihat sangat berbeda dari profil cahaya. Model tipikal galaksi materi gelap adalah distribusi bulat halus dalam halo. Dengan demikian ia akan menghindari efek dinamika bintang skala kecil. Penelitian bulan Januari 2006 oleh Universitas Massachussets Amherst menjelaskan warp yang sebelumnya misterius dalam cakram Bima Sakti oleh interaksi Awan Magellan Besar dan Kecil dan meramalkan peningkatan 20 kali lipat massa Bima Sakti dengan mempertimbangkan materi gelap.

Penemuan dan konfirmasi radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) terjadi tahun 1964. Sejak itu, banyak pengukuran lebih lanjut pada CMB telah mendukung dan membatasi teori ini, mungkin yang paling terkenal adalah Cosmic Background Explorer (COBE) milik NASA.  COBE menemukan suhu residual 2.73 K dan tahun 1992 mendeteksi untuk pertama kalinya adanya fluktuasi (anisotropi) dalam CMB, pada level sekitar satu bagian dari seratus ribu. Selama dekade selanjutnya, anisotropi CMB diselidiki lebih jauh oleh sejumlah eksperimen berbasis darat dan balon. Tujuan utama eksperimen ini adalah mengukur skala angular puncak akustik pertama spektrum tenaga anisotropi tersebut, dimana COBE tidak memiliki cukup resolusi. Tahun 2000-2001, beberapa eksperimen, khususnya BOOMERanG menemukan kalau alam semesta hampir datar secara spasial dengan mengukur ukuran angular tipikal (ukuran langit) anisotropi. Saat 1990an, puncak pertama diukur dengan sensitivitas semakin tinggi dan tahun 2000, eksperimen BOOMERanG melaporkan fluktuasi tenaga tertinggi terjadi pada skala sekitar satu derajat. Pengukuran ini menghapus teori formasi struktur kosmik lewat string kosmik, dan menyarankan kalau teori inflasi kosmik adalah yang benar.

Sejumlah interferometer berbasis darat memberi pengukuran fluktuasi ini lebih teliti lagi dalam tiga tahun kemudian, termasuk Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer (DASI) dan Cosmic Background Imager (CBI). DASI membuat deteksi pertama polarisasi CMB dan CBI memberi spektrum polarisasi mode-E pertama dengan bukti nyata kalau ia lewat fase dengan spektrum mode-T. Penerus COBE, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) memberikan pengukuran paling detil pada anisotropi skala besar CMB tahun 2009. Pengukuran WMAP berperan kunci dalam menyusun Model Standar Kosmologi bernama model Lambda-CDM, sebuah alam semesta datar yang didominasi energi gelap,, dipasok oleh materi gelap dan atom dengan gejolak kepadatan yang dibenihkan oleh sebuah proses Gaussian adiabatik yang hampir invarian pada skala. Sifat dasar alam semesta ini ditentukan oleh lima bilangan: kepadatan materi, kepadatan atom, usia alam semesta (atau ekuivalen dengan tetapan Hubble), amplitudo fluktuasi awal, dan ketergantungan skala. Model ini juga memerlukan sebuah periode inflasi kosmik. Data WMAP menyingkirkan beberapa model inflasi kosmik yang lebih kompleks, walaupun mendukung satu Lambda-CDM dari yang lain.

Lebih lanjut, data dari sejumlah bukti lain selain kurva rotasi galaksi dan WMAP, adalah lensa gravitasi, formasi struktur, dan pecahan barion dalam kluster serta kelimpahan kluster digabungkan dengan bukti independen kepadatan barion, menunjukkan kalau 85-90 persen massa alam semesta tidak berinteraksi dengan gaya elektromagnet. Materi gelap non barionik ini dibuktikan lewat efek gravitasinya. Akibatnya, pandangan yang paling dipegang sekarang adalah bahwa materi gelap adalah umumnya non barionik, terbuat dari satu atau lebih partikel elementer yang pastinya bukan elektron, proton, neutron, dan neutrino yang kita kenal. Partikel yang paling umum diajukan adalah aksion, neutrino steril, dan WIMP (Weakly Interacting Massive Particle, termasuk neutralino).

Source: wawasan

Big Bang

AnehAjaib. Big Bang merupakan petunjuk nyata bahwa alam semesta telah ‘diciptakan dari ketiadaan‘, dengan kata lain ia diciptakan oleh Allah. Karena alasan ini, para astronom yang meyakini paham materialis senantiasa menolak Big Bang dan mempertahankan gagasan alam semesta tak hingga. 

Alasan penolakan ini terungkap dalam perkataan Arthur Eddington, salah seorang fisikawan materialis terkenal yang mengatakan: “Secara filosofis, gagasan tentang permulaan tiba-tiba dari tatanan Alam yang ada saat ini sungguh menjijikkan bagi saya”.

Seorang materialis lain, astronom terkemuka asal Inggris, Sir Fred Hoyle termasuk yang paling merasa terganggu oleh teori Big Bang. Di pertengahan abad ke-20, Hoyle mengemukakan suatu teori yang disebut Steady-state yang mirip dengan teori ‘alam semesta tetap‘ di abad ke-19.

Teori Steady-state menyatakan, alam semesta berukuran tak hingga dan kekal sepanjang masa. Dengan tujuan mempertahankan paham materialis, teori ini sama sekali berseberangan dengan teori Big Bang, yang mengatakan bahwa alam semesta memiliki permulaan. Mereka yang mempertahankan teori steady-state telah lama menentang teori Big Bang. Namun, ilmu pengetahuan justru meruntuhkan pandangan mereka.

Pada tahun 1948, Gerge Gamov muncul dengan gagasan lain tentang Big Bang. Ia mengatakan, setelah pembentukan alam semesta melalui ledakan raksasa, sisa radiasi yang ditinggalkan oleh ledakan ini haruslah ada di alam. Selain itu, radiasi ini haruslah tersebar merata di segenap penjuru alam semesta.

Bukti yang ‘seharusnya ada‘ ini pada akhirnya diketemukan. Pada tahun 1965, dua peneliti bernama Arno Penziaz dan Robert Wilson menemukan gelombang ini tanpa sengaja. Radiasi ini, yang disebut ‘radiasi latar kosmis‘, tidak terlihat memancar dari satu sumber tertentu, akan tetapi meliputi keseluruhan ruang angkasa. Demikianlah, diketahui bahwa radiasi ini adalah sisa radiasi peninggalan dari tahapan awal peristiwa Big Bang. Penzias dan Wilson dianugerahi hadiah Nobel untuk penemuan mereka.

Pada tahun 1989, NASA mengirimkan satelit Cosmic Background Explorer [COBE] ke ruang angkasa untuk melakukan penelitian tentang radiasi latar kosmis. Hanya perlu 8 menit bagi COBE untuk membuktikan perhitungan Penziaz dan Wilson. COBE telah menemukan sisa ledakan raksasa yang telah terjadi di awal pembentukan alam semesta. Dinyatakan sebagai penemuan astronomi terbesar sepanjang masa, penemuan ini dengan jelas membuktikan teori Big Bang.

Bukti penting lain bagi Big Bang adalah jumlah hidrogen dan helium di ruang angkasa. Dalam berbagai penelitian, diketahui bahwa konsentrasi hidrogen-helium di alam semesta bersesuaian dengan perhitungan teoritis konsentrasi hidrogen-helium sisa peninggalan peristiwa Big Bang. Jika alam semesta tak memiliki permulaan dan jika ia telah ada sejak dulu kala, maka unsur hidrogen ini seharusnya telah habis sama sekali dan berubah menjadi helium.

Segala bukti meyakinkan ini menyebabkan teori Big Bang diterima oleh masyarakat ilmiah. Model Big Bang adalah titik terakhir yang dicapai ilmu pengetahuan tentang asal muasal alam semesta. Begitulah, alam semesta ini telah diciptakan oleh Allah Yang Maha Perkasa dengan sempurna tanpa cacat: 

“Yang telah menciptakan tujuh langit berlapis-lapis. Kamu sekali-kali tidak melihat pada ciptaan Tuhan Yang Maha Pemurah sesuatu yang tidak seimbang. Maka lihtatlah berulang-ulang, adakah kamu lihat sesuatu yang tidak seimbang.” (Al-Mulk:3).

Source:  Big Bang

Evolusi Bintang

AnehAjaib. Seperti manusia, bintang juga mengalami perubahan tahap kehidupan. Sebutannya adalah evolusi. Mempelajari evolusi bintang sangat penting bagi manusia, terutama karena kehidupan kita bergantung pada matahari. Matahari sebagai bintang terdekat harus kita kenali sifat-sifatnya lebih jauh.

Dalam mempelajari evolusi bintang, kita tidak bisa mengikutinya sejak kelahiran sampai akhir evolusinya. Usia manusia tidak akan cukup untuk mengamati bintang yang memiliki usia hingga milyaran tahun. Jika demikian tentunya timbul pertanyaan, bagaimana kita bisa menyimpulkan tahap-tahap evolusi sebuah bintang?  

Pertanyaan tersebut dapat dijawab dengan kembali menganalogikan bintang dengan manusia. Jumlah manusia di bumi dan bintang di angkasa sangat banyak dengan usia yang berbeda-beda. Kita bisa mengamati kondisi manusia dan bintang yang berada pada usia/tahapan evolusi yang berbeda-beda. Ditambah dengan pemodelan, akhirnya kita bisa menyusun teori evolusi bintang tanpa harus mengamati sebuah bintang sejak kelahiran hingga akhir evolusinya.

Kelahiran Bintang

Bintang lahir dari sekumpulan awan gas dan debu yang kita sebut nebula. Ukuran awan ini sangat besar (diameternya mencapai puluhan SA) tetapi kerapatannya sangat rendah. Awal dari pembentukan bintang dimulai ketika ada gangguan gravitasi (misalnya, ada bintang meledak/supernova), maka partikel-partikel dalam nebula tersebut akan bergerak merapat dan memulai interaksi gravitasi di antara mereka setelah sebelumnya tetap dalam keadaan setimbang. Akibatnya, partikel saling bertumbukan dan temperatur naik.

Eagle Nebula, tempat kelahiran bintang (Sumber: Hubblesite)

Semakin banyak partikel yang merapat berarti semakin besar gaya gravitasinya dan semakin banyak lagi partikel yang ditarik. Pengerutan awan ini terus berlangsung hingga bagian intinya semakin panas. Panas tersebut dapat mendorong awan di sekitarnya. Hal ini memicu terjadinya proses pembentukan bintang di sekitarnya. Demikian seterusnya hingga terbentuk banyak bintang dalam sebuah awan besar. Maka tidaklah heran jika kita mengamati sekelompok bintang yang lahir pada waktu yang berdekatan di lokasi yang sama. Kelompok bintang inilah yang biasa kita sebut dengan gugus.

Akibat pengerutan oleh gravitasi, temperatur dan tekanan di dalam awan naik sehingga pengerutan melambat. Di tahap ini, bola gas yang terbentuk disebut dengan proto bintang. Apabila massanya kurang dari 0,1 massa Matahari, maka proses pengerutan akan terus terjadi hingga tekanan dari pusat bisa mengimbanginya. Pada saat tercapai kesetimbangan, temperatur di bagian pusat awan itu tidak cukup panas untuk dimulainya proses pembakaran hidrogen. Maksud dari pembakaran di sini adalah reaksi fusi atom hidrogen menjadi helium. Awan ini pun gagal menjadi bintang dan disebut dengan katai gelap.

Jika massanya lebih dari 0,1 massa Matahari, bagian pusat proto bintang memiliki temperatur yang cukup untuk memulai reaksi fusi saat dirinya setimbang. Reaksi ini akan terus terjadi hingga helium yang sudah terbentuk mencapai 10 – 20 % massa bintang. Setelah itu pembakaran akan terhenti, tekanan dari pusat menurun, dan bagian pusat ini runtuh dengan cepat. Akibatnya temperatur inti naik dan bagian luar bintang mengembang. Saat ini, bintang menjadi raksasa dan tahap pembakaran helium menjadi karbon pun dimulai. Di lapisan berikutnya, berlangsung pembakaran hidrogen menjadi helium. Setelah ini kembali akan kita lihat bahwa evolusi bintang sangat bergantung pada massa.

Untuk bintang bermassa kecil (0,1 – 0,5 massa Matahari), proses pembakaran hidrogen dan helium akan terus berlangsung sampai akhirnya bintang itu menjadi katai putih. Sedangkan pada bintang bermassa 0,5 – 6 massa Matahari, pembakaran karbon dimulai setelah helium di inti bintang habis. Proses ini tidaklah stabil, akibatnya bintang berdenyut. Bagian luar bintang mengembang dan mengerut secara periodik sebelum akhirnya terlontar membentuk planetary nebula. Bagian bintang yang tersisa akan mengerut dan membentuk bintang katai putih.

Berikutnya adalah bintang bermassa besar (lebih dari 6 massa Matahari). Di bintang ini pembakaran karbon berlanjut hingga terbentuk neon. Lalu neon pun mengalami fusi membentuk oksigen. Begitu seterusnya hingga secara berturut-turut terbentuk silikon, nikel, dan terakhir besi. Kita bisa lihat di diagram penampang bintang di bawah ini, bahwa reaksi fusi sebelumnya tetap terjadi di luar lapisan inti. Sehingga ada banyak lapisan reaksi fusi yang terbentuk ketika di bagian pusat bintang sedang terbentuk besi.

Lapisan-lapisan reaksi fusi (Sumber: Wikipedia)

Evolusi Lanjut

Setelah reaksi yang membentuk besi terhenti, tidak ada proses pembakaran selanjutnya. Akibatnya, tekanan menurun dan bagian inti bintang memampat. Karena begitu padatnya, jarak antara neutroon dan elektron pun mengecil sehingga elektron bergabung dengan neutron dan proton. Peristiwa ini menghasilkan tekanan yang sangat besar dan mengakibatkan bagian luar bintang dilontarkan dengan cepat. Inilah yang disebut dengan supernova.

Apa yang terjadi setelah supernova bergantung pada massa bagian inti bintang yang tadi terbentuk. Apabila di bawah 5 massa Matahari (batas massa Schwarzchild), supernova menyisakan bintang neutron. Disebut demikian karena partikel dalam bintang ini hanya neutron. Bintang neutron biasanya terdeteksi sebagai pulsar (pulsating radio source, sumber gelombang radio yang berputar). Pulsar adalah bintang yang berputar dengan sangat cepat, periodenya hanya dalam orde detik. Putarannya itulah yang menyebabkan pulsasi pancaran gelombang radionya.

Diagram evolusi berbagai bintang (Sumber: Chandra Harvard)

Di atas 5 massa Matahari, gaya gravitasi di inti bintang begitu besarnya sehingga dirinya runtuh dan kecepatan lepas partikelnya melebihi kecepatan cahaya. Objek seperti ini disebut dengan lubang hitam. Tidak ada objek yang sanggup lepas dari pengaruh gravitasinya, termasuk cahaya sekalipun. Makanya benda ini disebut lubang hitam, karena tidak memancarkan gelombang elektromagnetik. Satu-satunya cara untuk mendeteksi keberadaan lubang hitam adalah dari interaksi gravitasinya dengan benda-benda di sekitarnya. Pusat galaksi kita adalah salah satu lokasi ditemukannya lubang hitam. Kesimpulan ini diambil karena bintang-bintang di pusat galaksi bergerak dengan sangat cepat, dan kecepatannya itu hanya bisa ditimbulkan oleh gaya gravitasi yang sangat kuat, yaitu oleh sebuah lubang hitam.

Hingga saat ini, pengamatan terhadap bintang-bintang masih terus dilakukan. Teori evolusi bintang di atas bisa saja berubah kalau ada bukti-bukti baru. Tidak ada yang kekal dalam sains, dan tidak ada kebenaran mutlak. Apa yang menjadi kebenaran saat ini bisa saja terbantahkan di kemudian hari. Itulah uniknya sains: dinamis.

Diolah Dari Berbagai Sumber

About Galaxy

AnehAjaib. Galaksi adalah suatu sistem bintang-bintang, gas dan debu yang amat luas, dimana anggotanya saling mempengaruhi secara gravitasional. Matahari kita (bersama-sama 9 buah planet yang mengitarinya) adalah anggota dari sebuah galaksi yang kita beri nama Galaksi Bima Sakti. Galaksi Bima Sakti termasuk tipe galaksi spiral dan berbentuk seperti cakram. Untuk membayangkan bagaimana kira-kira bentuk galaksi kita, kita dapat membayangkan dua buah telur mata sapi yang bagian bawahnya disatukan.

Gambar 1. Milky Way

Berdasarkan perhitungan terakhir, galaksi kita diperkirakan bergaris tengah sekitar 100.000 tahun cahaya. Istilah tahun cahaya ini menggambarkan jarak yang ditempuh oleh cahaya dalam waktu satu tahun. Dengan kecepatan 300.000 km/s, dalam waktu satu tahun cahaya akan menempuh jarak sekitar 9,5 juta juta kilometer. Jadi satu tahun cahaya adalah 9,5 juta juta km. Ini berarti garis tengah galaksi kita sekitar 100.000 x 9,5 juta juta km, atau 950 ribu juta juta km (950 diikuti oleh 15 buah nol di belakangnya). Untuk memudahkan perhitungan, maka digunakan satuan jarak adalah tahun cahaya. Dengan satuan ini, tebal bagian pusat galaksi kita sekitar 10.000 tahun cahaya.

Gambar 2. Alpha Centauri, bintang paling terang 
di Rasi Centaurus, terletak di langit selatan 

Lantas di mana letak Matahari kita? Matahari terletak sekitar 30.000 tahun cahaya dari pusat Bima Sakti. Matahari bukanlah bintang yang istimewa, tetapi hanyalah salah satu dari 200 milyar buah bintang anggota Bima Sakti. Bintang bintang anggota Bima Sakti ini tersebar dengan jarak dari satu bintang ke bintang lain berkisar 4 sampai 10 tahun cahaya. Bintang terdekat dengan matahari adalah Proxima Centauri (anggota dari sistem tiga bintang: Alpha Centauri), yang berjarak 4,23 tahun cahaya. Semakin ke arah pusat galaksi, jarak antar bintang semakin dekat, atau dengan kata lain kerapatan galaksi ke arah pusat semakin besar.

Gambar 3. Peta Semesta Versi Star Trek

Bima Sakti bukanlah satu-satunya galaksi yang ada di alam semesta ini. Dalam alam semesta, ada begitu banyak sistem seperti ini, yang mengisi setiap sudut langit sampai batas yang bisa dicapai oleh telekop yang paling besar. Jumlah keseluruhan galaksi yang dapat dipotret dengan teleskop berdiameter 500 cm di Mt. Palomar mungkin sampai kira-kira satu milyar buah galaksi. Maka tidak salah jika kita mengira bahwa jika kita mempunyai teleskop yang lebih besar, kita akan dapat melihat jauh lebih banyak lagi.

Gambar 4. The Galaxy Map Versi Star Wars

Sebelum kita memiliki metode pengukuran jarak yang cukup baik, para astronom mengira Bima Sakti adalah keseluruhan dari alam semesta. Bercak-bercak cahaya yang tampak di langit pada mulanya diklasifikasikan sebagai nebula (= kabut), yang juga adalah anggota Bima Sakti. Pada waktu itu, dikenal ada dua macam nebula, yaitu nebula gas dan nebula spiral. Adalah Harlow Shapley dan George Ellery Hale, dua orang astronom yang amat berjasa membangun pengertian kita tentang galaksi. Shapley inilah yang mengembangankan metode untuk mengukur jarak yang diterapkan untuk mengukur diameter Bima Sakti. Sedangkan Hale amat besar perannya dalam pengembangan teleskop-teleskop besar, yang digunakan untuk pengamatan bintang-bintang dan nebula. Atas jasa mereka sekarang kita tahu bahwa yang semula disebut nebula spiral itu adalah galaksi yang juga seperti Bima Sakti, terdiri dari ratusan juta sampai milyaran bintang, dan berada amat jauh dari kita, jauh di luar Bima Sakti. Dan melalui jalan yang telah mereka rintis, kita menyadari bahwa Bima Sakti hanyalah satu dari begitu banyak galaksi-galaksi yang bertebaran di alam semesta yang maha luas ini.

Tipe Galaksi Secara Morfologi

Gambar 5. Galaksi Awan Magellan Besar (LMC) 
dan Awan Magellan Kecil (SMC)

Secara garis besar, menurut morfologinya, galaksi dibagi menjadi 3 tipe, yaitu: tipe galaksi spiral, galaksi elips, dan galaksi tak-beraturan. Pembagian tipe ini berdasarkan bentuk/penampakan galaksi-galaksi tersebut. Galaksi-galaksi yang diamati dan dipelajari oleh para astronom sejauh ini terdiri dari sekitar 75% galaksi spiral, 20% galaksi elips, dan 5% galaksi tak beraturan. Namun ini bukan berarti galaksi spiral adalah galaksi yang paling banyak terdapat di alam semesta ini. Sesungguhnya yang paling banyak terdapat di alam semesta ini adalah galaksi elips. Jika kita mengambil volume ruang angkasa yang sama, kita akan menemukan lebih banyak galaksi elips daripada galaksi spiral. Hanya saja galaksi tipe ini banyak yang amat redup, sehingga amat sulit untuk diamati.

Galaksi tak-beraturan adalah tipe galaksi yang tidak simetri dan tidak memiliki bentuk khusus, tidak seperti dua tipe galaksi yang lainnya. Anggota dari galaksi tipe ini terdiri dari  bintang-bintang tua (populasi II) dan muda (populasi I). Contoh dari galaksi tipe ini adalah Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil, dua buah galaksi tetangga terdekat Bima Sakti, yang hanya berjarak sekitar 180.000 tahun cahaya dari Bima Sakti. Galaksi tak beraturan ini banyak mengandung materi antar bintang yang terdiri dari gas dan debu-debu.

Galaksi elips, sesuai dengan namanya, penampakannya seperti elips. Tapi bentuk yang sebenarnya tidak kita ketahui dengan pasti, karena kita tahu apakah arah pandang kita dari depan, samping, atau atas dari galaksi tersebut. Yang termasuk tipe galaksi ini adalah mulai dari galaksi yang berbentuk bundar sampai galaksi yang berbentuk bola pepat. Struktur galaksi tipe ini tidak terlihat dengan jelas. Galaksi elips sangat sedikit mengandung materi antar bintang, dan anggotanya adalah bintang-bintang tua. Contoh galaksi tipe ini adalah galaksi M87, yaitu galaksi elips raksasa yang terdapat di Rasi Virgo.

Tipe ketiga, yaitu galaksi spiral, adalah tipe yang paling umum dikenal orang. Mungkin karena bentuk spiralnya yang indah itu. Jika kita mendengar kata galaksi, biasanya yang terbayang adalah galaksi tipe ini. Galaksi kita termasuk galaksi spiral. Bagian-bagian utama galaksi spiral adalah halo, bidang galaksi (termasuk lengan spiral), dan bulge (bagian pusat galaksi yang menonjol). Anggota galaksi spiral adalah bintang-bintang muda dan tua. Bintang-bintang tua terdapat pada gugus-gugus bola yang tersebar menyelimuti galaksi.

Gugus bola adalah kumpulan bintang-bintang yang berjumlah puluhan sampai ratusan ribu bintang yang lahir bersama-sama, mengumpul berbentuk bola. Gugus-gugus bola inilah yang membentuk bersama-sama dengan bintang-bintang yang tidak terdapat di bidang galaksi. Bintang-bintang muda terdapat di lengan spiral galaksi yang berada di bidang galaksi. Bintang-bintang muda ini masih banyak diselimuti materi antar bintang, yaitu bahan yang membentuk bintang itu. Bulge pada galaksi spiral adalah bagian yang paling padat. Pada Bima Sakti, pusat galaksi terletak di arah Rasi Sagittarius, tetapi kita tidak dapat mengamatinya dengan mudah, karena materi antar bintang banyak menyerap cahaya yang berasal dari pusat galaksi itu.

Gambar 6. Map Of The Galaxy Versi NEC

Galaksi spiral berotasi dengan kecepatan yang jauh lebih besar dari galaksi elips. Kecepatan rotasinya yang besar itulah yang menyebabkan galaksi ini memipih dan membentuk bidang galaksi. Besar kecilnya kecepatan rotasi pada galaksi spiral ini bergantung pada massa galaksi tersebut. Kecepatan rotasi tiap bagian galaksi spiral sendiri tidaklah sama. Semakin ke arah pusat galaksi, kecepatan rotasinya semakin besar.

Contoh lain galaksi spiral selain dari Bima Sakti adalah galaksi Andromeda. Andai saja kita bisa melihat galaksi Bima Sakti dari luar, kita akan melihatnya seperti bentuk galaksi Andromeda ini. Ukuran galaksi Andromeda ini sedikit lebih besar dari Bima Sakti. Galaksi Andromeda bersama-sama dengan Bima Sakti termasuk galaksi spiral raksasa. Jarak galaksi Andromeda ini sekitar 2,5 juta tahun cahaya. Untuk mengarungi jarak sejauh itu, cahaya memerlukan waktu 2,5 juta tahun. Ini berarti cahaya yang kita terima dari galaksi ini adalah cahaya yang dikirimnya 2,5 juta tahun yang lalu yang menggambarkan keadaan galaksi tersebut pada waktu itu.

Jarak yang merentang antara Bima Sakti dan Andromeda sejauh 2,5 juta tahun cahaya itu dalam ukuran astronomi masih terhitung dekat. Jarak ke galaksi-galaksi lainnya jauh lebih fantastis. Bahkan ada yang sampai milyaran tahun cahaya.

Gugus Galaksi

Gambar 7. The Nine Type Of Galaxy

Seperti halnya bintang-bintang berkelompok dalam galaksi, galaksi-galaksi juga berkelompok membentuk gugus-gugus galaksi. Bima Sakti dan Andromeda beserta sekitar 25 galaksi sekitarnya (termasuk Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil) membentuk sebuah gugus galaksi yang kita namakan Rumpun Lokal (lihat juga model 3D Rumpun Lokal). Gugus galaksi pun bukannya hanya satu. Ada beribu-ribu gugus galaksi lain selain Rumpun Lokal. Misalnya saja Gugus Virgo yang beranggotakan sekitar 2.500 buah galaksi. Gugus-gugus galaksi yang saling berdekatan membentuk kelompok yang lebih besar lagi yang kita sebut superkluster. Rumpun Lokal (gugus galaksi tempat Bima Sakti berada) bersama-sama dengan gugus-gugus galaksi sekitarnya membentuk superkluster yang kita namakan Superkluster Virgo.

Dari hasil pengamatan yang dilakukan oleh Milton Humason dan Edwin Powell Hubble, diperoleh kesimpulan bahwa galaksi-galaksi bergerak menjauhi Bumi (yang berarti menjauhi Bima Sakti) dengan kecepatan yang berbanding lurus dengan jarak galaksi tersebut. Semakin jauh sebuah galaksi terhadap pengamat, semakin besar kecepatan menjauhnya. Hal ini teramati dari spektrum galaksi-galaksi tersebut yang mengalami pergeseran merah. Ini adalah pembuktian dari teori kosmologi yang meramalkan bahwa alam semesta mengembang. Dan galaksi-galaksi ini dibawa oleh ruang yang mengembang.

Gambar 8. All Galaxy Chart

Pengembangan alam semesta inilah yang menyebabkan spektrum dari galaksi-galaksi yang berada semakin jauh dari kita semakin besar pergeseran merahnya. Pergeseran merah yang disebabkan oleh ruang yang mengembang ini disebut pergeseran merah kosmis (pergeseran merah ekspansi). Dengan menganalisa spektrum cahaya galaksi, kita bisa mengetahui seberapa cepat sebuah galaksi menjauhi kita dengan melihat seberapa besar pergeseran spektrum galaksi tsb.

Gambar 9. Galaksi-galaksi tidak tersebar merata.

Jika sekarang yang kita amati adalah galaksi-galaksi saling menjauhi, ini berarti pada masa lalu jarak antar galaksi lebih dekat dibanding sekarang. Dan jika waktu kita telusur terus ke belakang, kita akan tiba pada waktu ketika galaksi-galaksi itu saling bersentuhan, saling bertumpuk menjadi satu. Dari sinilah lahirnya teori Dentuman Besar (Big Bang), yaitu teori terbaik yang kita miliki sekarang ini untuk menerangkan awal dari alam semesta. Teori ini menyatakan bahwa alam semesta bermula dari suatu keadaan terkompresi/terpadatkan dengan kerapatan yang tak terhingga besarnya, dan mulai mengembang semenjak suatu masa tertentu yang kita namakan Dentuman Besar. Dentuman Besar ini diperkirakan terjadi sekitar 10-20 milyar tahun yang lalu. Dari situlah seluruh materi ruang dan waktu berasal, termasuk manusia.

Source: Ferry's Astronomy Page, Google

Evolusi Bintang

Seperti manusia, bintang juga mengalami perubahan tahap kehidupan. Sebutannya adalah evolusi. Mempelajari evolusi bintang sangat penting bagi manusia, terutama karena kehidupan kita bergantung pada matahari. Matahari sebagai bintang terdekat harus kita kenali sifat-sifatnya lebih jauh.

Dalam mempelajari evolusi bintang, kita tidak bisa mengikutinya sejak kelahiran sampai akhir evolusinya. Usia manusia tidak akan cukup untuk mengamati bintang yang memiliki usia hingga milyaran tahun. Jika demikian tentunya timbul pertanyaan, bagaimana kita bisa menyimpulkan tahap-tahap evolusi sebuah bintang?  

Pertanyaan tersebut dapat dijawab dengan kembali menganalogikan bintang dengan manusia. Jumlah manusia di bumi dan bintang di angkasa sangat banyak dengan usia yang berbeda-beda. Kita bisa mengamati kondisi manusia dan bintang yang berada pada usia/tahapan evolusi yang berbeda-beda. Ditambah dengan pemodelan, akhirnya kita bisa menyusun teori evolusi bintang tanpa harus mengamati sebuah bintang sejak kelahiran hingga akhir evolusinya.

Kelahiran bintang

Bintang lahir dari sekumpulan awan gas dan debu yang kita sebut nebula. Ukuran awan ini sangat besar (diameternya mencapai puluhan SA) tetapi kerapatannya sangat rendah. Awal dari pembentukan bintang dimulai ketika ada gangguan gravitasi (misalnya, ada bintang meledak/supernova), maka partikel-partikel dalam nebula tersebut akan bergerak merapat dan memulai interaksi gravitasi di antara mereka setelah sebelumnya tetap dalam keadaan setimbang. Akibatnya, partikel saling bertumbukan dan temperatur naik.

Semakin banyak partikel yang merapat berarti semakin besar gaya gravitasinya dan semakin banyak lagi partikel yang ditarik. Pengerutan awan ini terus berlangsung hingga bagian intinya semakin panas. Panas tersebut dapat mendorong awan di sekitarnya. Hal ini memicu terjadinya proses pembentukan bintang di sekitarnya. Demikian seterusnya hingga terbentuk banyak bintang dalam sebuah awan besar. Maka tidaklah heran jika kita mengamati sekelompok bintang yang lahir pada waktu yang berdekatan di lokasi yang sama. Kelompok bintang inilah yang biasa kita sebut dengan gugus.

Akibat pengerutan oleh gravitasi, temperatur dan tekanan di dalam awan naik sehingga pengerutan melambat. Di tahap ini, bola gas yang terbentuk disebut dengan proto bintang. Apabila massanya kurang dari 0,1 massa Matahari, maka proses pengerutan akan terus terjadi hingga tekanan dari pusat bisa mengimbanginya. Pada saat tercapai kesetimbangan, temperatur di bagian pusat awan itu tidak cukup panas untuk dimulainya proses pembakaran hidrogen. Maksud dari pembakaran di sini adalah reaksi fusi atom hidrogen menjadi helium. Awan ini pun gagal menjadi bintang dan disebut dengan katai gelap.

Jika massanya lebih dari 0,1 massa Matahari, bagian pusat proto bintang memiliki temperatur yang cukup untuk memulai reaksi fusi saat dirinya setimbang. Reaksi ini akan terus terjadi hingga helium yang sudah terbentuk mencapai 10 – 20 % massa bintang. Setelah itu pembakaran akan terhenti, tekanan dari pusat menurun, dan bagian pusat ini runtuh dengan cepat. Akibatnya temperatur inti naik dan bagian luar bintang mengembang. Saat ini, bintang menjadi raksasa dan tahap pembakaran helium menjadi karbon pun dimulai. Di lapisan berikutnya, berlangsung pembakaran hidrogen menjadi helium. Setelah ini kembali akan kita lihat bahwa evolusi bintang sangat bergantung pada massa.

Untuk bintang bermassa kecil (0,1 – 0,5 massa Matahari), proses pembakaran hidrogen dan helium akan terus berlangsung sampai akhirnya bintang itu menjadi katai putih. Sedangkan pada bintang bermassa 0,5 – 6 massa Matahari, pembakaran karbon dimulai setelah helium di inti bintang habis. Proses ini tidaklah stabil, akibatnya bintang berdenyut. Bagian luar bintang mengembang dan mengerut secara periodik sebelum akhirnya terlontar membentuk planetary nebula. Bagian bintang yang tersisa akan mengerut dan membentuk bintang katai putih.

Berikutnya adalah bintang bermassa besar (lebih dari 6 massa Matahari). Di bintang ini pembakaran karbon berlanjut hingga terbentuk neon. Lalu neon pun mengalami fusi membentuk oksigen. Begitu seterusnya hingga secara berturut-turut terbentuk silikon, nikel, dan terakhir besi. Kita bisa lihat di diagram penampang bintang di bawah ini, bahwa reaksi fusi sebelumnya tetap terjadi di luar lapisan inti. Sehingga ada banyak lapisan reaksi fusi yang terbentuk ketika di bagian pusat bintang sedang terbentuk besi.

Evolusi Lanjut

Setelah reaksi yang membentuk besi terhenti, tidak ada proses pembakaran selanjutnya. Akibatnya, tekanan menurun dan bagian inti bintang memampat. Karena begitu padatnya, jarak antara neutroon dan elektron pun mengecil sehingga elektron bergabung dengan neutron dan proton. Peristiwa ini menghasilkan tekanan yang sangat besar dan mengakibatkan bagian luar bintang dilontarkan dengan cepat. Inilah yang disebut dengan supernova.

Apa yang terjadi setelah supernova bergantung pada massa bagian inti bintang yang tadi terbentuk. Apabila di bawah 5 massa Matahari (batas massa Schwarzchild), supernova menyisakan bintang neutron. Disebut demikian karena partikel dalam bintang ini hanya neutron. Bintang neutron biasanya terdeteksi sebagai pulsar (pulsating radio source, sumber gelombang radio yang berputar). Pulsar adalah bintang yang berputar dengan sangat cepat, periodenya hanya dalam orde detik. Putarannya itulah yang menyebabkan pulsasi pancaran gelombang radionya.

Di atas 5 massa Matahari, gaya gravitasi di inti bintang begitu besarnya sehingga dirinya runtuh dan kecepatan lepas partikelnya melebihi kecepatan cahaya. Objek seperti ini disebut dengan lubang hitam. Tidak ada objek yang sanggup lepas dari pengaruh gravitasinya, termasuk cahaya sekalipun. Makanya benda ini disebut lubang hitam, karena tidak memancarkan gelombang elektromagnetik. Satu-satunya cara untuk mendeteksi keberadaan lubang hitam adalah dari interaksi gravitasinya dengan benda-benda di sekitarnya. Pusat galaksi kita adalah salah satu lokasi ditemukannya lubang hitam. Kesimpulan ini diambil karena bintang-bintang di pusat galaksi bergerak dengan sangat cepat, dan kecepatannya itu hanya bisa ditimbulkan oleh gaya gravitasi yang sangat kuat, yaitu oleh sebuah lubang hitam.

Hingga saat ini, pengamatan terhadap bintang-bintang masih terus dilakukan. Teori evolusi bintang di atas bisa saja berubah kalau ada bukti-bukti baru. Tidak ada yang kekal dalam sains, dan tidak ada kebenaran mutlak. Apa yang menjadi kebenaran saat ini bisa saja terbantahkan di kemudian hari. Itulah uniknya sains: dinamis!

Source: google, wikipedia

9 Galaxy Terunik

AnehAjaib. Ada yang tahu apa itu galaxy? Bukan samsung galaxy sobat!!! (kalau itu kemenakanku juga tahu!!!) Apa nama dari galaxy tempat bumi berada? Apa jadinya kalau galaxy saling bertubrukan? Kalau malas jawab (atau bahkan tidak tahu!) langsung saja simak 9 galaxy terunik versi AnehAjaib berikut:

1. Galaxy Sombrero

Sombrero Galaxy (juga dikenal sebagai M104 atau NGC 4594) adalah galaxy spiral di konstelasi Virgo. Memiliki inti terang dan luar biasa besar serta tonjolan pusat dan debu terkemuka cenderung jalan. Jalur debu yang gelap dan tonjolan memberikan galaxy ini penampilan sebuah sombrero. Galaxy memiliki magnitudo tampak dari 9,0,sehingga mudah terlihat dengan teleskop amatir. Tonjolan besar, pusat lubang hitam supermasif, dan debu jalan menarik perhatian para astronom profesional yang terjadi di Bima Sakti itu sendiri. Cahaya dari supernova mencapai bumi pada 23 Februari 1987. Supernova pertama ditemukan pada tahun 1987, itu berlabel "1987a". Kilauan cahaya yang memuncak pada bulan Mei dengan besarnya dan perlahan-lahan menurun pada bulan-bulan berikutnya. Ini adalah kesempatan pertama bagi para astronom modern untuk melihat supernova dari dekat.

2. Galaxy Black Eye

Sebuah galaxy spiral di konstelasi Coma Berenices, Messier 64, yang terkenal "Black Eye" galaxy atau "Putri Tidur galaxy," memiliki keunikan pembalut gelap yang menyerap debu di depan inti galaxy. Hal itu terkenal di kalangan astronom amatir karena penampilannya di teleskop kecil.

3. 2MASX J00482185-2507365 Occulting Pair

2MASX J00482185-2507365 occulting pair adalah sepasang galaxy spiral yang tumpang tindih yang ditemukan di sekitar NGC 253, yang disebut Statue Galaxy. Kedua galaxy yang lebih jauh dari NGC 253, dengan latar belakang galaxy, 2MASX J00482185-2507365, terletak di pergeseran merah z = 0,06, dan latar depan galaxy NGC yang terletak di antara 253 dan galaxy di latar belakang (0,0008 <0,06). Pasangan ini menerangi galaxy dengan debu galaxy di luar yang terlihat lengan spiral galaxy. Sejauh ini, tak terduga debu melampaui batas-batas lengan berbintang yang menunjukkan area baru untuk studi astronomi extragalactic. Lengan yang berdebu memperpanjang 6 kali dengan jari-jari tangan yang berbintang galaxy, dan ditunjukkan gambar siluet di HST terhadap pusat dan bagian inti galaxy di latar belakang.

4. The Whirlpool Galaxy

The Whirlpool Galaxy juga dikenal sebagai Messier 51A, M51a, atau NGC 5194, The Whirlpool Galaxy adalah sebuah grand-design yang berinteraksi dengan galaxy spiral yang terletak pada jarak sekitar 23 juta tahun cahaya di konstelasi Venatic Staffi. Galaxy ini adalah salah satu spiral galaxy paling terkenal di langit. Galaxy ini dan pendampingnya (NGC 5195) mudah diamati oleh astronom amatir dan kedua galaxy bahkan dapat dilihat dengan teropong. The Whirlpool Galaxy juga merupakan target yang populer astronom profesional, yang mempelajari ke galaxy lebih memahami struktur (terutama struktur yang terkait dengan lengan spiral) dan galaxy interaksi.

5. Grand Spiral Galaxy

Grand Spiral Galaxy juga dikenal sebagai NGC 123, merupakan galaxy yang menakjubkan dan didominasi oleh jutaan bintang terang dan gelap debu yang terperangkap dalam pusaran gravitasi lengan spiral , sehingga berputar di sekitar pusat. Open cluster berisi bintang-bintang biru terang yang dapat dilihat seperti taburan di sepanjang lengan spiral ini, sementara jalur gelap debu antarbintang padat dapat dilihat di antara mereka. Kurang terlihat, tetapi dapat dideteksi, adalah normal redup miliaran luas bintang-bintang dan gas antar bintang yang bersama-sama memegang massa yang tinggi seperti mereka mendominasi dinamika galaxy. Invisible adalah jumlah lebih besar materi dalam bentuk yang kita belum tahu - meresap materi gelap yang diperlukan untuk menjelaskan gerakan yang terlihat di luar galaxy.

6. Supernova 1987 A

Dua dekade lalu, para astronom melihat salah satu ledakan bintang paling terang di lebih dari 400 tahun: sebuah bintang terkutuk, disebut Supernova 1987a. Gambar ini menunjukkan seluruh wilayah sekitar supernova. Fitur yang paling menonjol dalam gambar adalah sebuah cincin dengan puluhan titik terang. Sebuah gelombang material yang disebabkan oleh ledakan bintang yang terempas ke daerah di sepanjang daerah batin cincin, pemanasan mereka, dan menyebabkan mereka bercahaya. Cincin, sekitar tahun cahaya di seberang, mungkin gudang dengan bintang-bintang sekitar 20.000 tahun sebelum meledak. Dalam beberapa tahun berikutnya, seluruh cincin akan menyala seperti menyerap kekuatan penuh kecelakaan. Cincin yang menyala-nyala diharapkan menjadi cukup terang untuk menerangi bintang lingkungannya, menyediakan astronom dengan informasi baru tentang bagaimana mengusir bintang materi sebelum ledakan. Gambar itu diambil pada bulan Desember 2006 dengan Kamera Hubble untuk Survei. (Kredit: NASA, ESA, dan R. Kirshner; Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).

7. Galaxy NGC 1512

Sebuah galaxy spiral yang terletak sekitar 30 juta tahun cahaya ke arah konstelasi Horologium, Galaxy NGC 1512 cukup terang untuk dilihat dengan teleskop amatir. Galaxy ini sekitar 70.000 tahun cahaya di seberang, yang hampir sama besar dengan kita sendiri galaxy Bima Sakti. Inti galaxy yang luar biasa bagi para "circumnuclear" Starburst ring, yang merupakan lingkaran luar biasa dari kelompok-kelompok bintang muda yang mencakup beberapa tahun cahaya di 2400. Galaxy "starbursts" adalah episode penuh semangat pembentukan bintang baru dan ditemukan di berbagai galaxy lingkungan.

8. M81

Besar dan indah galaxy spiral M81, di konstelasi bintang biduk utara, ini adalah salah satu galaxy paling terang terlihat di langit planet Bumi. Luar biasanya, tampilan rinci mengungkapkan inti cerah,lengan spiral besar dan menyapu debu kosmis jalur dengan skala yang sebanding dengan Bima Sakti. Mengisyaratkan pada masa lalu yang kacau, debu jalan yang luar biasa berjalan lurus melalui disk, bawah dan kanan dari pusat galaxy, bertentangan dengan M81 terkemukanya fitur spiral. Errant adalah jalur debu yang mungkin melekat erat hasil dari pertemuan antara M81 dan galaxy pendamping yang lebih kecil, M82. Bintang variabel pengawasan di M81 (alias NGC 3031) telah menghasilkan salah satu yang terbaik untuk menentukan jarak galaxy eksternal -11,8 juta tahun cahaya.

9. Hoag's Object

Tidak biasanya, jenis galaxy yang dikenal sebagai galaxy cincin, penampilan Hoag's Obyek telah menarik astronom amatir dengan struktur yang lazim dan terpesona profesional. Apakah ini satu galaxy atau dua? Pertanyaan ini terungkap di tahun 1950 ketika astronom Seni Hoag kebetulan extragalactic pada objek yang aneh ini. Di luar adalah sebuah cincin didominasi oleh bintang-bintang biru terang, sedangkan terletak di dekat pusat bola banyak bintang-bintang merah yang mungkin jauh lebih tua. Antara keduanya adalah kesenjangan yang muncul hampir sepenuhnya gelap. Bagaimana Hoag's Obyek terbentuk tetap tidak diketahui, walaupun objek serupa kini telah diidentifikasi dan secara kolektif dicap sebagai bentuk cincin galaxy. Kejadian hipotesis termasuk tabrakan galaxy miliaran tahun yang lalu dan interaksi gravitasi melibatkan inti berbentuk yang luar biasa. Foto di atas diambil oleh Teleskop luar angkasa Hubble pada bulan Juli 2001 belum pernah terjadi sebelumnya mengungkapkan rincian Hoag's Obyek dan dapat menghasilkan pemahaman yang lebih baik. Hoag's Obyek rentang sekitar 100.000 tahun cahaya dan terletak sekitar 600 juta tahun cahaya ke arah konstelasi Serpens. Kebetulan, terlihat di dalam celah cincin lagi-lagi galaxy yang mungkin terletak jauh di kejauhan.

Jangan lupa isi buku tamu dan pos komentar ya...

http://www.twitter.com/YnceEriounios/

Source: wikipedia, kaskus