...

Distribusi Materi Antar Bintang di Galaksi

by user

on
Category: Documents
3

views

Report

Comments

Transcript

Distribusi Materi Antar Bintang di Galaksi
Tugas AS-4120 Materi Antar Bintang
Distribusi Materi Antar Bintang di Galaksi
Tri Laksmana (NIM 103 99 007)
Sekalipun massanya hanya beberapa persen dari massa bintang, materi antar bintang memainkan
peranan penting dalam pembentukan bintang dan juga kegunaannya dalam menjejak distribusi massa
dalam Bima Sakti.
Sifat Materi Antar Bintang
Pada dasarnya materi antar bintang bintang adalah gas dan campuran debu. Debu memiliki peran
penting karena partikel sub-mikron dalam debu menghamburkan cahaya tampak sedemikian efisien
sehingga absorpsi antar bintang mempengaruhi hampir seluruh pengamatan optik. Materi antar bintang
juga berperan dalam pembentukan Awan Molekular Raksasa (GMCs, Gas Molecular Clouds), di mana
sebagian besar pembentukan bintang terjadi.
Perilaku gas antar bintang berbeda-beda di tempat yang berbeda. Sebagian besar gas netral (HI),
beberapa bersuhu rendah (100 K) dan beberapa lebih tinggi suhunya (beberapa ribu K); namun di
sekitar bintang yang sangat panas hidrogen tersebut terionisasi (Region HII pada hampir 104 K). Juga,
Supernova dapat memanaskan beberapa region hingga 106 K. Terakhir, pada GMC gas dapat sangat
dingin (20 K) dan hidrogennya terutama berbentuk molekular. Yang menjadi paradoks, distribusi region
yang sangat dingin dan sebagian besar hidrogen terionisasi bisa sangat mirip, secara umum maupun
dalam detail, karena GMC adalah region di mana pembentukan bintang dimulai sehingga mereka juga
mengandung region HII yang berasal dari pembentukan bintang.
Debu antar Bintang
Kesulitan yang harus diderita pengamatan optik adalah absorpsi antarbintang. Jumlah absorpsi dapat
diperoleh dengan menentukan jumlah pemerahan (reddening), ditentukan caranya dengan:
1. Perbandingan warna teramati dari bintang yang memiliki kelas spektral sama.
2. Fotometri multiwarna.
Untuk kedua metode, harus diketahui rasio antara absorpsi terhadap pemerahan. Metode kedua
bergantung pada sifat bulir-bulir debu, namun ternyata sifatnya sangat seragam, kecuali pada tempattempat yang anomalis, seperti di Nebula Orion.
Menentukan rasio absorpsi terhadap pemerahan tidak mudah, namun dapat ditentukan dalam dua cara:
1. Digunakan fakta bahwa absorpsi mendekati nol pada panjang gelombang yang sangat tinggi.
Dipilih dua bintang dengan kelas spektrum yang sama namun memiliki warna tampak yang
berbeda. Keduanya kemudian dibandingkan pada panjang gelombang yang berbeda.
Perbandingan pada panjang gelombang terpanjang akan akan memberitahukan perbandingan
sejati magnitudo-nya, namun pada panjang gelombang yang lebih pendek perbedaan magnitudo
akan berbeda-beda untuk setiap panjang gelombang.
2. Melakukan pengamatan bintang deret utama kelas awal dalam gugus atau asosiasi, dan
dibandingkan secara serempak perbedaan warna dan magnitudonya.
Apabila tidak dapat dilakukan pengukuran pemerahan, sebagaimana dalam kasus medan lintang-tinggi,
dimungkinkan untuk m
nggunakan kopel dari gas dan debu. Dapat dikalibrasikan kerapatan kolom dari HI pada 21 cm terhadap
jumlah serapan. Metode ini dapat digunakan digunakan untuk menentukan seberapa besar pemerahan
1
antara kita menuju gugus bola atau galaksi, di mana objek-objek ini dapat diyakini terletak di luar
seluruh materi antar bintang yang berkontribusi pada kerapan kolom.
Mengamati Gas antar Bintang
Gas antar bintang memancar dalam banyak cara, seringkali merupakan karakteristik dari sifat-sifat fisis
yang berbeda, dan menghasilkan kegunaan dan derajat kegunaan yang berbeda dalam pemetaan materi
antar bintang di Galaksi kita. Daerah HII tidak banyak menceritakan distribusi umum dari gas tersebut
namun sangat berguna untuk menentukan lokasi daerah-daerah pembentukan bintang. Mereka juga
penjejak lengan spiral yang baik. Daerah HII yang tampak secara optik memiliki keuntungan di atas
pemancar antar bintang lainnya karena jaraknya dapat dihitung tanpa keraguan, dari pengamatan
bintang yang mengeksitasinya. Magnitudo absolut dari bintang ini dapat ditentukan secara
spektroskopik, dan absorpsi antar bintang dapat ditentukan dari pemerahan yang teramati, sehingga
jarak dapat dihitung dengan mudah. Kelemahan metode ini adalah, absorpsi antar bintang justru
membatasi pengamatan daerah HII yang dekat dalam skala Galaktik.
Garis radio dari molekul CO dapat digunakan untuk mengidentifikasi GMC di seluruh Galaksi. Karena
GMC cenderung merupakan region pembentukan bintang, teknik yang baik adalah dengan mencari
emisi hidrogen pada daerah inframerah, dicari hanya pada region di mana emisi CO memberikan tandatandanya. Pada bagian terdalam Bima Sakti, terlebih lagi, region HII sangat berlimpah sehingga dapat
ditemukan melalui pancaran rekombinasi dalam daerah radio.
Garis Hidrogen 21 cm merupakan sentral dari pengamatan materi antar bintang. Kita mengamatinya
sebagai emisi spontan saat atom hidrogen jatuh dari keadaan hiperhalus teratas menuju keadaan
terbawah dalam tingkat energi dasarnya. Karakteristik terpenting dari garis ini adalah kemungkin
transisinya yang sangat rendah, yang berkorespondensi pada kala hidup 107 pada keadaan teratasnya. Ini
menjamin adanya absorpsi yang lemah, sehingga hidrogen transparan terhadap radiasinya.
Sebagai pertimbangan tambahan, 90% dari atom antar bintang adalah hidrogen, dan pada daerah yang
tidak terionisasi hidrogen tersebut berada pada keadaan dasarnya. Keadaan teratas dipopulasi oleh
tumbukan dan faktor Boltzmann-nya hampir mendekati 1. Berat statistiknya menjamin bahwa pada
setiap saat 75% dari hidrogen dipastikan memancarkan foton 21 cm dan faktor kegagalan hanyalah
probabilitas transisi yang rendah. Dan terakhir, rotasi Galaksi memungkinkan kita, pada sebagian besar
arah, untuk membedakan hidrogen pada jarak yang besar.
Pancaran radio dari hidrogen juga terdeteksi melalui region HII. Radiasi ini muncul dari transisi
rekombinasi pada level sangat tinggi di mana lompatan kecil energi membawa pada bagian spektrum
radio. Garis ini tak dapat diamati pada laboratorium, hanya ruang antarbintang berkerapatan rendah
yang memungkinkan atom hidrogen tetap memegang satu elektron hingga tingkat sejauh itu tanpa
adanya campur tangan dari atom tetangga. Untungnya, semua yang perlu kita ketahui dari sifat-sifat
transisi ini dapat dihitung karena hidrogen sebagai sistem dua benda adalah atom unik yang memiliki
solusi mekanika kuantum yang lengkap. Rekombinasi garis dari elemen-elemen yang lebih berat dapat
dihitung pula, karena inti yang dikelilingi oleh (Z-1) elektron—di mana Z adalah besarnya muatan inti—
sangat persis dengan inti hidrogen.
Selama beberapa tahun garis rekombinasi radio memberikan survey terbaik pada daerah HII yang jauh.
Garis rekombinasi juga menyumbangkan informasi penting tentang studi gradien kelimpahan kimia di
Galaksi. Kelimpahan ini juga datang dari pengamatan optik dari garis emisi pada region HII, namun kuat
garis yang diturunkan dari pengamatan ini sangat sensitif pada nilai temperatur elektron yang sangat
sulit dihitung melalui pengamatan optis. Temperatur elektron dapat diturunkan melalui pengamatan
garis rekombinasi. Gradien kelimpahan yang dihitung dengan cara ini sesuai dengan, dan telah
memperluas, hasil yang diperoleh melalui pengamatan optik.
Munculnya gelombang milimeter menambah penjejak baru yang penting dalam studi struktur Galaksi:
Molekul CO. Sangat mudah diamati dan berlimpah pada GMC. Garis teramati adalah transisi rotasional
pada 1.3 dan 2.6 mm. Keuntungan lain lain adalah panjang gelombangnya yang pendek sehingga ukuran
beam yang baik untuk pemetaan dapat dilakukan bahkan dengan teleskop radio yang kecil. Teleskop
yang besar, terlalu kecil untuk survey Galaksi namun dapat digunakan untuk pemetaan di dalam GMC
atau di dalam galaksi lain.
2
Interpretasi kuat garis CO dalam terminologi kerapatan tidaklah mudah. Pertama-tama harus diketahui
rasio CO terhadap H2, yang membentuk sebagian besar massa awan molekular. Ini sulit untuk dihitung
karena sifat-sifat kimiawi dari campuran gas dingin dan bulir debu masih belum dimengerti.. Namun
jumlah CO dapat dikorelasikan secara empirik dengan ekstingsi antarbintang
Distribusi Radial Skala-Besar dari Medium Antar Bintang
Masing-masing komponen materi antar bintang memiliki distribusi radial yang berbeda. Jika kerapatan
rata-rata dirata-ratakan untuk jarak radial yang sama sehingga kita menghindari iregularitas lokal ataupun
struktur spiral, komponen HI dan HII akan menujukkan profil yang sama sekali berbeda. Kerapatan HI
rendah di pusat, memuncak di sekitar radius solar dan perlahan-lahan merendah ke arah luar. Region
HII dan GMC di lain pihak, memuncak di daerah pusat dan relatif sangat jarak di luar radius solar.
Deskripsi Struktur Spiral
Morgan dan kawan-kawan pada tahun 1952 adalah yang pertama menggambarkan sketsa lengan spiral
Galaksi dengan mengukur jarak menuju region HII. Semenjak itu, objek-objek terang lainnya telah
digunakan: Cepheid panjang, gugus muda terbuka, bintang OB, dan lain-lainnya. Penjejak lengan spiral
haruslah objek-objek muda karena kita harus mengamati objek tersebut saat pembentukan bintang baru
saja terjadi sehingga lokasi region pembentukan bintang pun tak banyak berpindah. Karena bintang
muda dapat memiliki kecepatan hingga 10 km s-1 maka usia maksimal agar objek tidak berpindah lebih
dari 1 pc dari region pembentuk bintangnya adalah beberapa kali 107 tahun. Inilah sebabnya mengapa
Cepheid periode pendek tidak dapat digunakan karena bintang progenitornya terlalu tua.
Namun, pengamatan objek-objek ini justru dihambat oleh absorpsi antar bintang sehingga peta optis
dari struktur spiral masih terbatas hingga 2 kpc di sekitar matahari. Nama-nama untuk lengan spiral
dinamakan menurut konstelasi yang memiliki fitur dominan, namun interpretasinya tidak demikian.
Pendapat yang sering diutarakan adalah bahwa lengan tempat matahari bukanlah lengan sejati, nama
lainnya adalah “Taji Orion” (dan bukan “Lengan Orion”). Kenyataannya, struktur spiral di sekitar
matahari mungkin tak sederhana. Perlu diingat bahwa spiral berlengan dua yang kontinu dan rapi adalah
perkecualian dan bukan aturan. Kita mungkin juga tinggal dalam Galaksi dengan struktur spiral yang
berantakan.
Pemetaan selanjutnya dilakukan dengan astronomi radio, menggunakan terutama garis 21 cm. Pemetaan
dilakukan dengan menentukan jarak awan hidrogen yang memancarkan pergeseran Doppler tertentu
sepanjang jarak pandang dalam arah tertentu. Kecepatan ini muncul akibat rotasi diferensial galaksi dan
interpretasi terhadap awan hidrogen bergantung pada pengetahuan akan kurva rotasi Galaksi. Pada
sebagian besar profil 21 cm, diubah menjadi pergeseran 21 cm, dapat memberikan distribusi hidrogen
pada arah pandang tertentu.
Pemetaan juga pada kenyataannya tidak mudah. Persoalan serius adalah “pengerumunan kecepatan.”
Ketika kecepatan memiliki ketergantungan yang kecil terhadap jarak, kecepatan menjadi diskriminan
yang buruk. Contohnya, di sekitar bujur galaksi 0o dan 180o, kecepatan radial mendekati nol sehingga
memberikan areal kosong dalam peta hidrogen. Diskriminasi juga buruk di mana kecepatan sepanjang
garis pandang menjadi ekstrim, yang terjadi di daerah dalam lingkaran yang terletak dalam jarak
setengah jarak matahari menuju Pusat Galaksi. Persoalan lain adalah kecepatan non-sirkular yang
mendistorsikan semua jarak.
Usaha mendeskripsikan struktur spiral galaksi dapat dilakukan dengan mencari daerah-daerah HII di
seluruh Galaksi dan mengukur jaraknya masing-masing. Adanya absorpsi antar bintang akan
mendorong pekerjaan ini dilakukan dalam region inframerah. Hal ini dapat dilakukan dengan mencari
daerah HII melalui garis rekombinasi radio dan kemudian mengamatinya dalam panjang gelombang
inframerah. Sayangnya, bintang OB tidak terlalu terang dalam daerah inframerah dan bahkan pada
panjang gelombang tersebut serapan masih terlalu tinggi, namun pengamatan yang sukses masih
dimungkinkan untuk bintang yang lebih cerlang dalam arah-arah lebih jernih (disebut juga “jendela”).
3
Ketebalan Lapisan Gas
Mengukur distribusi gas dalam arah tegak lurus piringan Galaksi memiliki 3 persoalan pengamatan:
Piringan dalam, daerah lokal matahari, dan piringan terluar. Seperti biasa, persoalan krusial adalah
mengetahui jarak setiap gas yang diamati.
Daerah lokal matahari diamati melalui observasi absorpsi Lyman alpha dalam daerah ultraviolet,
dikonsentrasikan pada bintang pada lintang Galaktik tinggi dan pada jarak yang berbeda-beda dalam
bidang Galaksi. Perbandingan antara kekuatan garis Lyα dengan intensitas total garis 21 cm pada arah
tersebut akan menunjukkan fraksi Hidrogen pada z yang lebih rendah dari bintang teramati. Hasil
pengamatan menunjukkan bahwa setengah bagian dari seluruh Hidrogen dapat diaproksimasi oleh
distribusi Gaussian dengan σz=135pc dan setengah bagian lagi dengan fungsi eksponensial dengan skala
tinggi 500pc.
Pengamatan piringan dalam dilakukan dengan metode garis singgung. Pada arah pandang tertentu
kecepatan terbesar akan diberikan oleh hidrogen yang paling dekat dengan pusat galaksi. Dengan cara
ini dapat ditentukan pula distribusi vertikalnya. Dengan metode ini ditemukan bahwa setengah dari
jumlah total atom Hidrogen di bagian dalam Galaksi terletak dalam jarak 150 pc dari pusat galaksi.
Bahkan dapat pula terkandung lebih dari setengah jumlah total Hidrogen karena pengerumunan
kecepatan pada garis singgung dapat membuat kita keliru dalam memperkirakan jarak. Di luar 3 kpc
dari pusat, terdapat komponen tambahan, seperti dalam daerah lokal matahari, dengan skala tinggi 400
pc. Namun dalam 3 kpc dari pusat komponen ini menghilang dan gas di dekat bidang Galaksi juga lebih
terkonsentrasi.
Untuk bagian terluar galaksi, kita harus menggantungkan diri pada jarak kinematik masing-masing
objek. Pengamatan region ini menunjukkan bahwa skala tinggi dari gas meningkat linear hingga lebih
dari 1 kiloparsec pada bagian terjauh pengamatan, yaitu kurang lebih 3 kali jarak matahari ke Pusat
Galaksi. Tidak ada detail tentang distribusi z, kecuali catatan bahwa fungsi distribusinya di antara
Gaussian dan eksponensial.
Gas pada Lintang Tinggi
Meskipun materi antar bintang Galaksi kita terletak dengan bidang Galaksi, ada kelompok material yang
menarik terletak jauh di atas bidang galaksi, yang bisa dideteksi dengan mengamati pada arah lintang
galaktik yang tinggi. Contoh yang paling misterius adalah awan berkecepatan tinggi. Awan berkecepatan
tinggi dideteksi dengan pengamatan emisi 21 cm dengan sensitivitas tinggi. Objek ini tersebar di seluruh
langit. Pengamatan garis 21 cm memberikan jumlah atom hidrogen sepanjang garis pandang dan
kecepatan awan tersebut, namun tidak ada cara untuk mengetahui kecepatannya. Kinematika tidak
berguna karena jelas awan-awan ini tidak ikut dalam rotasi galaksi kita yang relatif cukup halus. Harapan
terbaik adalah dengan mencari garis absorpsi dari objek pemancar dalam jarak yang berbeda dan dalam
arah awan tersebut, untuk menentukan objek mana yang di depan dan di belakang awan. Sayangnya
usaha ini belum berhasil. Tanpa adanya informasi jarak kita tidak tahu sama sekali tentang sifat-sifat
awan ini, yang bergantung pada kekuatan tertentu.
Distribusi dan kinematika awan berkecepatan tinggi menunjukkan keteraturan yang unik. Meskipun
beberapa memiliki kecepatan positif, kecepatan negatif mendominasi dan seluruh kecepatan tertinggi
adalah negatif. Nampak bahwa ada lebih banyak awan berkecepatan tinggi pada dua kuadran pertama
bujur galaksi daripada setengah bagian lain di langit. Juka, kecepatan di dua kuadran pertama cenderung
negatif. Sayangnya, ini hanyalah kecenderungan; awan-awan individu menunjukkan sebaran yang tinggi
dalam perilakunya.
Asimetri bujur dari kecepatan tersebut menganjurkan bahwa awan tersebut mungkin bergerak lebih
lambat terhadap Pusat Galaksi daripada bintang pada daerah lokal matahari, namun asimetri nampak
terpusat pada garis sekitar 30o dari arah pusat-antipusat. Dominasi kecepatan negatif menganjurkan
adanya runtuhan (infall), namun keberadaan kecepatan positif yang besar menunjukkan bahwa tidak
seluruh gerakan berupa runtuhan.
Berbagai pendapat telah dibuat mengenai asal muasal awan berkecepatan tinggi. Barangkali yang paling
tidak masuk akal yang pernah diajukan membayangkan materi panas yang dilontarkan supernova keluar
4
dari bidang galaksi dan mendingin sejalan dengan jatuhnya kembali. Gambaran ini biasa disebut sebagai
model pancuran Galaksi. Namun pemahaman awan-awan ini terhambat karena ketiadaan akan
informasi jarak dan juga kurangnya pengetahuan tentang corona Galaksi yang kemungkinan saling
berinteraksi.
Entitas lain yang juga misterius, barangkali tidak berhubungan dengan awan berkecepatan tinggi, adalah
Arus Magellan (Magellanic Stream). Arus ini berupa pita sempit HI yang mengarah 90o menjauhi
Awan Magellan, mungkin bukan bagian dari Bima Sakti, sekalipun Galaksi kita berhubungan terhadap
asal muasalnya. Sebagaimana awan berkecepatan tinggi, jarak menuju berbagai bagian arus ini masih tak
pasti.
Ada indikasi bahwa Arus Magellan nmengekor di belakang awan-awan seiring dengan orbitnya
mengelilingi (atau melewati) Bima Sakti. Tepi dari awan yang berseberangan dari Arus sangat terlihat
jelas, seolah-olah menemui tumbukan tekanan dari suatu medium tipis pada jarak Galaktosentiknya
yang sekarang, sekitar 50 kpc.
Banyak usaha dilakukan untuk menginterpretasikan Arus Magellan terutama dengan model dinamika.
Kebanyakan model memandang Arus tersebut sebagai sobekan dari Awan Magellan yang diakibatkan
oleh pertemuan dengan Bima Sakti, sekitar 2 × 108 tahun lalu. Namun di luar ini ada sedikit
kesepakatan, sebagian besar karena jaraknya yang tak diketahui namun juga untuk beberapa hal karena
kita tak tahu banyak dengan batas-batas terluar halo gelap kita. Pada sebuah simposium baru-baru ini
dua buah paper review mengambil dua pendapat yang berseberangan: 1) Awan Magellan berada pada
orbit terikat mengelilingi Bima Sakti dan 2) mereka berada dalam orbit Hiperbolik, karena dalam orbit
terikat gas akan terlempar keluar pada saat ini.
Ide tentang tekanan tumbukan pada Awan Magellan mengimplikasikan bahwa Bima Sakti memiliki gas
hingga sejauh itu. Keberadaan gas ini mengimplikasikan kecepatan tinggi dan kemungkinan suhu tinggi
pula. Keberadaan gas “korona” yang panas yang dekat dengan bidang Galaksi diciptakan karena
tekanannya dibutuhkan untuk menahan awan-awan dingin yang memiliki kecepatan internal yang dapat
membawa mereka terbang berantakan. Gas panas ini tak terdeteksi hingga beberapa tahun kemudian
ketika pesawat luar angkasa mampu mendeteksi garis serapan Ultraviolet dari spektrum Awan Magellan
dan beberapa bintang yang jauh dari bidang Galaksi. Sebutan korona untuk gas ini mengimplikasikan
temperaturnya yang tinggi dan didukung oleh fakta bahwa garis teramati datang dari unsur yang
terionisasi tinggi. Namun juga dimungkinkan bahwa ionisasi ini dihasilkan oleh foton energi tinggi dari
bintang panas dalam cakram atau oleh sinar kosmis.
Lebih parah lagi, kita tak mengetahui di mana di sepanjang garis pandang garis-garis ionisasi ini
diproduksi. Gas tersebut dapat terletak di luar piringan Galski atau dapat pula letaknya sangat jauh.
Material ini juga memiliki kecepatan yang tidak seperti kecepatan objek-objek dalam piringan. Seperti
awan berkecepatan tinggi, kecepatannya juga jauh tertinggal di belakang rotasi Galaksi.
5
Fly UP