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 benda-

benda 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:

logI (r)I e

=−3,33 [( rre

)1/4

−1] (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: (radius [kcp])1/4. 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

I (r )=I 0e−r / r0 (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 ρ ( R ) adalah

I (r )=∫−∞

∞

ρ(R)dz

Karena z2=R2−r2, sebuah perubahan variabel diperoleh integrasi

I (r )=2∫r

∞ρ ( R ) RdR

√R2−r2

Ini dikenal sebagai persamaan integral Abel untuk ρ ( R ), dan mempunyai solusi

ρ ( R )=−1πR

ddR

∫R

∞I (r ) rdr

√r2−R2

¿−1π∫R

∞ ( dIdr

)dr

√r2−R2

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: sin i=b /a.

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

cos2i=1−q2

1−q02

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: sin i=b /a.

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 << kecepatan rotasi (artinya momentum sudut

keseluruhan besar) dan laju pembentukan bintang lambat, maka akan terbentuk

galaksi spiral yang lebih pipih.

Selain hal tersebut di atas, bentuk galaksi bisa juga disebabkan karena

penggabungan dua buah galaksi (atau tumbukan antar galaksi) atau bisa juga

karena proses ‘kanibalisme’ galaksi yang akan menghasilkan bentuk galaksi

beraturan tetapi juga tidak beraturan sehingga bentuknya menjadi aneh disebabkan

bentuk asalnya yang sudah terdistorsi

3. Pada tabrakan antara dua galaksi, bintang-bintangnya sendiri secara individual

tidak akan saling bertrabrakan. Benarkah pernyataan tersebut? Jelaskan!

Pada tabrakan antara dua galaksi, bintang-bintangnya sendiri secara

individual tidak akan saling bertrabrakan. Ukuran rata-rata galaksi adalah 100 kpc

sementara jarak antar galaksi rata-rata kurang dari 1 Mpc sehingga

perbandingannya adalah :

ukuranjarak pisah

>0,1

Sementara ukuran rata-rata bintang dibandingkan dengan jarak pisah antar

bintang di dalam galaksi sekitar 10-7. Artinya galaksi di alam semesta lebih sering

bertabrakan dibandingkan tabrakan antar bintang-bintang di dalam galaksi. Jadi

meskipun dua galaksi bertabrakan, kemungkinan tubrukan antar bintang sangat

kecil sekali, tetapi tentu saja orbit bintang di dalam galaksi akan berubah jika dua

galaksi bertabrakan.