User Rating: 3 / 5

Star ActiveStar ActiveStar ActiveStar InactiveStar Inactive
 

Sejak dulu bangsa kita sudah melihat adanya penampakan kabut putih membentang dari langit utara ke selatan seperti selendang awan. Pada bagian tertentu terdapat daerah gelap, seperti gambaran orang sedang bertarung dengan ular besar. Diyakini bahwa itu adalah gambaran salah satu tokoh Pandawa Lima dalam kisah Mahabarata, yaitu Bima yang sedang bertarung dengan naga. Bima memenangkan pertarungan sedemikian lahirlah nama Bima Sakti untuk kabut putih itu. Lain halnya dengan bangsa di Eropa, gambarannya adalah air susu dewi Juno yang tumpah di langit sedemikian mereka menyebutnya Milky Way (Jalur Susu atau Kabut Susu). Masalah ini telah dibahas pada artikel Bima Sakti: Mitologi dalam Budaya Jawa dan Bima Sakti: Mitologi Manca Negara. Yang dipaparkan di sini, akan dibahas berbasis setelah pembuatan teleskop atau teropong bintang oleh Galileo. Sebagai catatan dalam artikel, apabila disebut “Bima Sakti” artinya lajur kabut putih membentang yang dilihat pada malam hari seperti yang disaksikan sejak dulu oleh nenek moyang kita; dan apabila merujuk pada keluarga besar bintang termasuk Matahari didalamnya, disebut galaksi Bima Sakti atau galaksi saja.

 

Awal Penelitian

Galileo Galilei (1564–1642) kelahiran Pisa – Itali Utara, pada usia 26 tahun sudah menjadi profesor pengajar Matematika, Fisika, dan Astronomi di Universitas Pisa dan Padua. Salah satu penelitiannya adalah benda langit yang disebut nova tahun 1604. Sebenarnya yang dilihatnya adalah supernova, bukan sekedar nova. Rasa penasaran membuatnya berusaha untuk melihat lebih jauh lagi ke kedalaman alam semesta, yaitu dengan merancang ulang alat bantu lihat jauh berbasis optik yang populer disebut teleskop pada tahun 1609. Beliau adalah orang pertama yang secara sistematis mengamati Bima Sakti dengan teleskop buatannya. Ternyata lajur kabut putih tersebut terdiri dari sedemikian banyak bintang, sangat padat, dan praktis tidak dapat dipisahkan secara kasat mata walau dengan teleskop sekalipun. Sebagiannya memang berupa awan materi yang terang akibat dicahayai oleh bintang cemerlang di latar depan. Adapun bagian yang gelap diduga saat itu sebagai awan materi gas dan debu yang begitu tebal dengan kerapatan tinggi, sedemikian cahaya bintang-bintang yang begitu banyak di latar belakang tidak dapat menembusnya (Pasachoff, p.24-5).

Jalur putih itu bila diamati akan tampak mengelilingi kita. Setelah diteliti ternyata hal ini karena kita berada di dalam piringan kumpulan bintang yang sukar terhitung jumlahnya. Bintang-bintang di jalur putih tadi, termasuk Matahari, ternyata membentuk sebuah keluarga besar perbintangan yang di Indonesia populer disebut galaksi Bima Sakti. Masalahnya, bagaimana para ahli menentukan bentuk dan ukuran galaksi kita; sementara kita berada didalamnya? Nyatanya butuh puluhan tahun untuk menjawabnya dan bukan sesuatu yang sederhana. Ibarat kita tiba-tiba tersadar telah berada di suatu ruangan kecil dalam sebuah gedung pencakar langit. Kita tidak akan pernah tahu bentuk ataupun karakter keseluruhan gedungnya kecuali bila kita dapat berjalan-jalan menjelajah ruang demi ruang dan hingga pergi ke luar gedung untuk memastikan ukuran dan bentuknya. Dalam dimensi galaksi, memang sangat sulit terbayangkan. Sekedar untuk jalan-jalan ke bintang terdekat saja butuh waktu puluhan ribu tahun, dan keluar galaksi (ambil jarak tepi terdekat) ternyata butuh waktu ratusan juta tahun.

Tentu penelitian terhadap bentuk ini awalnya bervariasi karena bermula dari penelitian sederhana. Thomas Wright (1711–1786), astronom amatir Inggris menyatakan bahwa bentuk galaksi kita layaknya seperti lempengan. Lebih rinci lagi, Matahari berada di antara 2 tangkupan lempeng berbentuk layaknya roda. Sedangkan Matahari dikatakan tidak harus berada di pusat galaksi. Disampaikan pula bahwa galaksi kita tidaklah sendirian. Barangkali apa yang selama ini dilihat sebagai nebula adalah galaksi-galaksi lain di luar galaksi kita. Konsep keberadaan banyak nebula ini yang kemudian digunakan oleh Immanuel Kant dalam menyusun teori tentang pembentukan Tata Surya (Lihat artikel Pembentukan Tata Surya). Teori dan hipotesis Wright dituangkan pada buku karyanya, An Original Theory or New Hypothesis of the Universe pada tahun 1750 (Darling, 525).

Di lokasi lain, (Frederick) William Herschel (1738–1822) pada tahun 1781 berhasil menemukan planet Uranus. Selang 6 tahun, berhasil menemukan 2 satelitnya, yaitu Oberon dan Titania. Penemuan berikutnya tahun 1789 adalah satelitnya Saturnus, yaitu Mimas dan Enceladus. Tiba tahun 1784-5, dengan berbekal teleskopnya berhasil memetakan wilayah Bima Sakti (metode cacah bintang) yang menghasilkan kesimpulan bahwa bentuk galaksi kita pipih dengan tepi tidak beraturan. Bila dilihat selintas dari arah kutub, maka bentuknya mirip pohon cemara. Namun, Matahari olehnya dianggap berlokasi di pusat galaksi. Penelitiannya berlanjut ketika tahun 1789 berhasil membuat teleskop dengan panjang fokus 12 meter dan cermin parabolik berdiameter 120 cm. Pemetaan yang dilakukan semakin akurat (Darling, 231-2).

 

Antara Bola Rugby dan Cakram

Jacobus Cornelius Kapteyn (1851–1922), astronom Belanda, pada tahun 1904 mencoba mempelajari gerak diri (proper motion) bintang, khususnya di daerah Bima Sakti. Didapati bahwa gerak bintang di alam semesta tidaklah acak. Ada 2 kecenderungan arah gerak bintang yang diperolehnya dan uniknya arah keduanya berlawanan. Pada era setelahnya barulah disadari bahwa inilah bukti pertama kali tentang adanya gerak rotasi galaksi. Kecepatan rotasi ini yang kemudian diperoleh pada tahun 1927 oleh Bertil Lindblad (1895–1965) dan Jan Hendrik Oort (1900–1992; terkenal dengan penelitian asal muasal komet).

Mulai tahun 1906, Kapteyn melakukan penelitian tentang distribusi bintang di galaksi dengan metode cacah bintang pada 206 zona langit (masing-masing dengan luas 10 x 10). Untuk daerah padat bintang (yang kemudian diketahui ke arah pusat) ditambah 46 zona lagi. Penelitiannya berbasis kecerlangan, tipe bintang, kecepatan radial, gerak diri yang diolah dengan analisis statistik terkait tata koordinatnya. Penelitian ini kala itu termasuk berskala sangat besar yang melibatkan lebih dari 40 observatorium di dunia.

Tahun 1910, Kapteyn memperbaiki hasil Herschel dengan menampilkan model galaksi yang berbentuk ellipsoidal (mirip bola rugby) berdasar metode pemetaan distribusi bintang yang lebih akurat. Dalam modelnya, Tata Surya berada di pusat galaksi. Dalam hal ini, ia saat itu masih menganggap kerapatan bintang serba sama. Jarak bintang diukur berdasar data paralaks dan gerak diri bintang. Didapat kesimpulan bahwa galaksi kita mempunyai diameter sumbu panjang kisaran 5.000 tahun cahaya (1 tc adalah jarak yang ditempuh cahaya dengan kecepatan kisaran 300.000 km per detik selama 1 tahun atau setara dengan 9,46 x 1012 km).

Metode selanjutnya berhasil diperbaiki dan tertuang dalam karyanya, First Attempt at a Theory of the Arrangement and Motion of the Sidereal System yang diterbitkan tahun 1922. Pada buku ini disebutkan bahwa bentuk galaksi layaknya lensa di mana kerapatan bintangnya mengecil bila semakin jauh dari pusat galaksi. Model ini populer dengan sebutan Kapteyn’s Universe. Dalam permodelannya bahwa galaksi kita memiliki diameter kisaran 40.000 tc dan Matahari terletak sekitar  2.000 tc dari pusat. Kecermatan ini sesuai dengan hasil observasi kala itu, namun berlaku hanya pada daerah di luar bidang galaksi. Hal ini karena pemahaman tentang adanya serapan materi antar bintang belum mapan. Ini sangat penting karena Kapteyn berlandas acu pada kecerlangan semu bintang yang sangat dipengaruhi serapan materi tadi.

Bersamaan, antara tahun 1917 hingga 1920, Harold Shapley (1885–1972), astronom Amerika Serikat, mencoba penelitiannya dengan metode cacah bintang dan menggunakan bintang variabel Cepheid di gugus bola (globular cluster) sebagai indikator penentu jarak (standard candle). Gugus ini merupakan kumpulan bintang yang anggotanya ribuan sampai ratusan ribu buah dan tersebar simetris terhadap pusat massanya sedemikian bentuk gugus ini tampak mirip bola. Pada gugus ini banyak dijumpai bintang variabel Cepheid (lihat gambar 1) berupa bintang raksasa atau maharaksasa (diameter puluhan hingga ratusan kali Matahari) yang cahayanya berubah-ubah secara berkala. Karena sifatnya yang sama dimanapun ditemukan dan sangat cemerlang sedemikian digunakan sebagai indikator penentu jarak. Ibarat lampu 100 watt, diletakkan di Jakarta atau Bogor tetap 100 watt. Perbedaannya hanyalah pada tingkat kecerlangannya. Perbedaan terang inilah yang diukur pada bintang variabel tersebut oleh Shapley.

 

Gambar 1 RR Puppis

Foto bintang variabel Cepheid bernama RR Puppis ini layaknya bunga cahaya. RR Puppis tampak cemerlang diselubungi materi gas dan debu sisa pembentukannya. Massanya 10 kali lebih besar dibanding Matahari dengan ukuran 200 kali diameter Matahari. Bila kita berada pada jarak Bumi – Matahari, maka kecerlangannya mencapai 15.000 kali terang Matahari. Keunikan bintang ini adalah denyutannya (terang – redup) yang teratur dengan periode 6 minggu. Lokasinya berjarak 6.500 tc. Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-Hubble/Europe Collaboration Acknowledgment: H. Bond (STScI and Pennsylvania State University)

 

Dari telaahnya didapat bukti bahwa gugus bola pun ternyata tersebar simetris terhadap suatu titik di arah rasi bintang Sagittarius. Akhirnya disimpulkan bahwa gugus bola mempunyai titik pusat sebaran yang terletak di arah rasi tersebut. Berdasarkan data statistiknya bahwa jarak titik-pusat-sebaran berada pada jarak sekitar 30.000 tc dari Bumi. Data sebaran bintang juga menunjukkan bahwa kerapatan bintang makin dekat ke arah Sagittarius semakin tinggi. Hal ini merupakan penguat bukti dari dugaan Kapteyn dan mempertegas hasil bahwa galaksi kita berbentuk cakram dan pusatnya berada di arah Sagittarius berjarak kisaran 30.000 tc dari Matahari. Jadi bila pada malam yang cerah kita memandang ke arah rasi bintang ini, sama saja artinya kita sedang memandang ke arah pusat galaksi. Pada arah berlawanan dengan arah pusat, yaitu ke rasi bintang Gemini, menunjukkan bahwa bagian tepi galaksi (ditandai dengan kerapatan bintang yang sangat kecil) jaraknya sekitar 20.000 tc. Dengan demikian, disimpulkan bahwa diameter galaksi kita mencapai 100.000 tc, dengan bentuk cakram (agak menggelembung dipusatnya dengan ketebalannya kisaran 15.000 tc, lihat gambar 2). Sebagai catatan bahwa awal perhitungan Shapley sebenarnya adalah 300.000 tc di mana hasil ini kemudian ditelaah oleh Robert Trumpler (1886–1956) yang berhasil memperbaiki perhitungannya dengan adanya faktor serapan dan mendapati bahwa diameter galaksi kita hanya sekitar 100.000 tc. Trumpler sendiri terkenal dengan penelitian obyek gugus bintang terbuka (open cluster, yang sifatnya berbeda dengan gugus bola, yaitu bentuknya tidak beraturan). Dikenal adanya Trumpler Classification untuk gugus tersebut. (Darling, 271-2, 497).

Sejenak diurai tentang dimensi jarak. Diketahui jarak Bumi – Matahari sekitar 150 juta km. Dalam Astronomi dikenal ada satuan jarak tahun cahaya (tc) yang setara dengan 9,46 trilyun km (9,4605 x 1012 km). Maka jarak Bumi-Matahari hanya sekitar 8,3 menit cahaya. Bintang terdekat Matahari adalah Proxima Centauri dengan jarak sekitar 4,2 tc. Bintang ini merupakan anggota sistem bintang bertiga yang dikenal selama ini sebagai Alpha Centauri (sebelum teleskop ditemukan). Bintang Alpha Centauri sendiri merupakan bintang ganda visual, yang artinya relatif mudah dilihat dengan teleskop. Apabila kita anggap jarak Bumi – Matahari 1 meter, maka jarak planet kerdil Pluto kisaran 40 m, dan jarak Proxima Centauri sekitar 260 kilometer. Dengan bekal ini dapat dibayangkan betapa besar galaksi kita yang bergaris tengah sekitar 100 ribu tc. Butuh bermilyard tahun dengan wahana antariksa berjalan-jalan dari satu tepi ke tepi berseberangan.

Memang unik sejarah penentuan dimensi galaksi kita. Pada tahun 1920, berbekal hasil ukuran galaksi yang oleh Shapley kala itu 300.000 tc, sempat terjadi perdebatan sengit yang dilaksanakan di the National Academy of Sciences Amerika Serikat, antara dirinya dengan Heber Doust Curtis (1872–1942) dari Observatorium Lick, membahas ukuran galaksi dan adanya galaksi di luar galaksi kita. Curtis bersama George Ritchey (1864–1945) meneliti nova di sebuah nebula spiral Andromeda (kini diketahui sebagai galaksi besar terdekat galaksi kita, yaitu galaksi Andromeda atau M31 dengan lebih 10 satelit galaksinya) dan supernova dan mendapati bahwa nebula ini merupakan sistem bintang yang terpisah dari galaksi Bima Sakti yang selama ini diteliti Shapley, berjarak 500.000 tc (kini diketahui 2,9 juta tc). Artinya, lebih jauh dari jangkauan ukuran galaksi kita. Juga artinya berada di luar galaksi kita yang kala itu diragukan oleh Shapley. Perdebatan ini tiada berkesudahan hingga penelitian Edwin (Powell) Hubble (1889–1953, dari Mount Wilson Observatory) tahun 1923–9 (Darling, 23, 131, 240). Yang dapat dipetik di sini, bahwa penelitian alam semesta skala makro dimulai berbasis pengamatan. Sebelumnya tidak terbayang adanya pulau perbintangan selain keluarga galaksi Bima Sakti seperti yang dibayangkan oleh Shapley.

 

Gambar 2

Ilustrasi bentuk galaksi Bima Sakti dan bagian pusatnya. Credit: ESA/C. Carreau

 

Gambar 3 M81

Bentuk galaksi M81 berjarak 12 juta tc yang bentuknya spiral. Tampak jelas struktur spiral yang tersusun atas bintang-bintang berusia muda. Credit: NASA/JPL/Caltech/University of Arizona/Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics/NOAO/AURA/NSF

 

Bentuk Galaksi

Pada tahun 1930, Hubble mengetahui bahwa terdapat beragam bentuk galaksi. Salah satunya mirip galaksi kita seperti yang diduga oleh Shapley kala itu, yaitu cakram. Apakah galaksi Bima Sakti juga mempunyai struktur ber-lengan spiral seperti galaksi lainnya yang dijumpai Hubble? Mengamati galaksi spiral lainnya, para astronom mengetahui bahwa bintang-bintang yang muda dan panas terdapat di lengan-lengan spiralnya. Berdasarkan data sebaran bintang di galaksi, maka diketahui pula besaran jarak bintang-bintang yang muda dan panas. Setelah dipetakan, ternyata sangat mendukung sekali bahwa galaksi kita mempunyai lengan-lengan spiral.

Selain itu, hasil penelitian bentuk galaksi didukung dengan observasi yang memakai panjang gelombang radio (teleskop radio), khususnya terhadap sebaran atom hidrogen. Galaksi kita mempunyai bentuk menyerupai cakram, berspiral, dan agak kembung di bagian pusatnya  (lihat gambar 3). Konsentrasi bintang ada di pusatnya di mana hal ini mirip Tata Surya yang massanya terkonsentrasi di Matahari. Daerah di luar pusatnya, daerah yang padat bintang ada di lengan spiralnya. Matahari berada di salah satu lengan spiral yang diberi nama lengan Orion dengan kisaran 30.000 tc dari pusat galaksi. Ruang yang ditempati gugus-gugus bola membentuk daerah yang disebut halo, yang merupakan selubung yang berbentuk bola, dan simetris terhadap pusat galaksi. Bintang yang muda dan panas terdapat pada bidang galaksi. Adapun penghuni halo adalah bintang-bintang tua.

Berdasarkan penelitian modern menunjukkan bahwa kategori bentuk galaksi Bima Sakti cenderung spiral batang (barred spiral). Jadi sebaran massa di pusatnya tidak membentuk struktur bola, melainkan agak memanjang (mirip tabung; gambar 4).

 

 Gambar 4 NGC1300

Galaksi spiral berbatang (barred spiral) NGC1300 di arah rasi Eridanus berjarak 69 juta tc. Kini, galaksi kita diduga kuat berbentuk mirip ini. Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

 

Struktur

Galaksi kita awalnya digolongkan sebagai tipe Sb atau Sbc (S: spiral), yang kini dapat digolongkan sebagai SBb atau SBbc (SB: barred spiral atau spiral batang). Indeks b dan c menunjukkan bahwa struktur lengan spiral tidak terlalu dekat pusatnya, jadi masih cukup jelas pemisahan antara pusat dengan lengannya (kalau tipe a artinya lengan merapat ke pusat galaksi dengan pusat yang cukup besar atau konsentrasi bintang sangat besar dipusatnya). Berdasarkan perhitungan bahwa kandungan bintang di galaksi kita mencapai ratusan milyard bintang. Belum lagi apabila tipe bintang redup seperti bintang katai merah atau bahkan katai coklat dimasukkan didalamnya. Selain itu, juga terdapat ragam nebula (awan gas dan debu) yang sering pula terlihat kasat mata dan merupakan pelengkap penyerta bintang-bintang. Jenis nebula antara lain:

  • Nebula emisi (emission nebula) seperti Nebula Orion (M42);
  • Nebula gelap (dark nebula, absorption nebula) seperti Nebula Kepala Kuda;
  • Awan bintang (star clouds);
  • Nebula refleksi (reflection nebula) seperti Pleiades (M45)

Secara garis besar, terdapat 3 komponen utama pada galaksi kita, yaitu bagian pusatnya (bulge), piringan (disk), dan halo (sebut saja, semacam bola yang melingkupi bulge dan disk). Kita bayangkan seolah-olah piringan galaksi membagi dua sama besar bola halo ini, layaknya lingkaran/bidang ekuator atau khatulistiwa yang membagi dua sama besar bola Bumi. Ruang di bagian halo galaksi bukan ruang kosong, demikian pula ruang di antara bintang-bintang. Ada nebula dan juga materi yang disebut materi gelap (dark matter; beraneka macam dari yang berskala mikro seperti partikel elektron hingga berskala layaknya planet atau bintang yang sangat redup atau “dingin”), yang besar massa totalnya diduga hingga satu trilyun besarnya massa Matahari (massa Matahari kisaran 1 juta kali massa Bumi). Dengan penemuan ribuan planet di luar Tata Surya (inipun hanya bintang-bintang yang relatif dekat Matahari dan sejangkauan kemampuan alat deteksi) tentu menambah kuat dugaan bahwa kehadiran materi gelap pengaruhnya cukup besar terhadap dinamika galaksi secara keseluruhan.

Pada bagian piringan yang tebalnya kisaran 2.300 hingga 2.600 tc, terbentuk atas lengan-lengan spiral yang dihuni oleh bintang-bintang relatif muda. Matahari terletak di lengan Orion. Lengan lainnya: lengan luar (Outer arm) dan lengan Perseus. Keduanya lebih jauh dibanding lengan Orion dihitung dari pusat galaksi. Ada lagi lengan Sagittarius-Carina, lengan Scutum, lengan Crux, lengan 3-kiloparsec yang semakin dekat ke arah pusat galaksi (Darling, 340).

Bagian pusatnya (lihat gambar 5) di mana sebagian besar bintang bermukim merupakan daerah yang paling padat bintang, termasuk kandungan energinya. Sumber radiasi inframerah paling terang berada di inti galaksi dengan radius 10 tc. Keseluruhan inti atau pusat galaksi merupakan sumber radiasi sinar-X yang kuat dan sifatnya variabel, bahkan pada daerah 10 satuan astronomi, terdapat sumber energi berbasis panjang gelombang radio sekaligus sinar gamma yang amat sangat kuat.

 

 Gambar 5

Foto ke arah pusat galaksi kita (26.000 tc). Credit: NASA, ESA, Q.D. Wang (University of Massachusetts, Amherst), and S. Stolovy (Caltech)

 

Lubang Hitam (Black Hole) yang populer selama ini biasanya dikaitkan dengan ledakan bintang (supernova, khususnya tipe II). Nyatanya, Lubang Hitam bukan hanya sekedar hasil ledakan bintang. Benda ini bahkan telah ada sejak awal pembentukan alam semesta (Primordial Black Hole yang ukurannya kecil, 10–13 seukuran proton/neutron) sedemikian diprediksi banyak sekali jumlahnya tersebar di seluruh jagad. Bahkan ada dugaan kuat bahwa di pusat galaksi Bima Sakti sendiri terbentuk atas Lubang Hitam Raksasa (supermassive black hole) dengan besar massa jutaan kali massa Matahari. Kini diduga bahwa hal seperti ini juga dijumpai pada galaksi lain.

 

Dinamika

Penelitian mengenai gerak bintang membuktikan bahwa Matahari dan seluruh bintang di galaksi Bima Sakti bergerak mengelilingi titik pusat galaksi. Hal ini dapat teramati dari pergeseran garis spektrum bintang yang ada di sekitar Matahari, juga gerak diri bintang (seperti yang didapati oleh Kapteyn). Peredaran atau revolusi bintang menyerupai planet bergerak mengedari Matahari. Perbedaannya, bila planet semakin jauh dari Matahari semakin lambat (gerak Keplerian), sementara bintang-bintang di Bima Sakti tidak bergerak Keplerian. Geraknya layaknya cakram yang berputar. Matahari be-revolusi searah jarum jam bila dilihat dari atas (kutub utara) dan nyaris membentuk lintasan lingkaran dengan kecepatan kisaran 220 km/detik. Dengan segala sifat orbit dan fisik Matahari, maka Matahari butuh sekitar 230 juta tahun untuk sekali edar.

Pada kenyataannya, gerak rotasi bintang pun kini diketahui tidak seperti gerak rotasi benda pejal seperti putaran cakram, atau sederhananya tidak mirip piring berputar. Ada perbedaan kecepatan rotasi sesuai jaraknya ke pusat galaksi. Mungkin ibarat rotasi Matahari di mana terdapat perbedaan kala rotasi antara ekuator dengan wilayah kutubnya yang utamanya karena Matahari bukan benda pejal melainkan gas padat. Hal ini pula yang diduga kuat sebagai penyebab keberadaan lengan-lengan spiral pada galaksi spiral secara umum.

 

Gambar 6

Masing-masing gambar terdiri dari 1 set ellips yang sama; satu-satunya perbedaan adalah orientasi arah sumbunya. Bayangkan bahwa sumbu ini berputar perlahan dengan kecepatan berbeda. Niscaya akan tampak ada bagian-bagian ellips yang saling mendekat, ada yang menjauh. Bagian yang mendekat akan membentuk formasi “seolah-olah” kita lihat ada bentuk spiral didalamnya. Ada dugaan bahwa terbentuknya spiral pada galaksi mirip dengan sketsa di atas. (Ref.: Pasachoff, p.392)

 

Bagaimana menaksir besar massa galaksi ?

Secara sederhana, berdasarkan hukum fisika yang dikembangkan oleh Johannes Kepler (1571–1630) dapat diasumsikan (sekedar pendekatan dan memudahkan) bahwa:

  • Gerak orbit Matahari mengelilingi pusat galaksi berbentuk lingkaran;
  • Massa galaksi terkonsentrasi di pusatnya;
  • Abaikan massa Matahari dan materi-materi yg lebih jauh dari Matahari.

Berdasar pengamatan, diketahui bahwa Matahari bergerak mengelilingi pusat galaksi Bimasakti dengan kecepatan v = 220 km/detik, lalu tinjau massa Matahari dengan massa M¤ berjarak r dari pusat galaksi. Matahari memiliki kecepatan v mengelilingi pusat galaksi. Mengingat bahwa periode orbit Matahari adalah panjang lintasan orbitnya yang berbentuk lingkaran dibagi kecepatannya, maka berdasarkan hukum Kepler ke–3, dapat dihitung bahwa massa galaksi kita kisaran 2 x 1011 massa Matahari.

Sekali lagi diasumsikan bahwa tiap bintang di galaksi kita besar massa rata-ratanya setengah kali massa Matahari, maka jumlah bintang di galaksi kita adalah 100 milyard bintang. Tentu saja ini adalah pendekatan sederhana. Berdasarkan penelitian modern (tidak lagi berasumsi seperti di atas untuk memudahkan masalah), maka taksiran jumlah bintang di galaksi kita kisaran 400 milyard bintang.

 

Satelit Galaksi

Tahun 1912, penelitian Henrietta Swan Leavitt (1868–1921) dari Observatorium Harvard Amerika Serikat berbasis bintang variabel Cepheid menggiringnya pada kesimpulan bahwa ternyata benda langit yang biasa disebut Awan Magellan Kecil (awan ini kasat mata bila malam cerah) jaraknya sekitar 190 ribu tc. Disimpulkan bahwa obyek ini adalah galaksi di luar galaksi kita. Tidak lama diperoleh kesimpulan yang sama terhadap Awan Magellan Besar (163 ribu tc). Keduanya telah dipetakan dengan baik oleh Ferdinand Magellan (1480–1521), pelaut Portugis, dari tahun 1519–1521. Kini keduanya dianggap sebagai satelit galaksi Bima Sakti, di antara 11 satelit galaksi yang diketahui. Keduanya merupakan galaksi kerdil berbentuk tidak beraturan (dwarf irregular galaxy). Kini diketahui bahwa kedua satelit ini tidak lepas begitu saja dari induknya yang tidak lain galaksi kita. Ada materi penghubung berupa partikel hidrogen netral layaknya jembatan (Darling, 283, 286, 296, 340-1, 451).

 

Gambar 7

Analisis gerak rotasi Awan Magellan Besar, yang pada tahun 1987 sempat terjadi ledakan bintang (SN1987A) yang dapat disaksikan dengan kasat mata. Image Credit: NASA, ESA, A. Feild and Z. Levay (STScI), Y. Beletsky (Las Campanas Observatory), and R. van der Marel (STScI). Science Credit: NASA, ESA, R. van der Marel (STScI), and N. Kallivayalil (University of Virginia)

 

Gambar 8

Awan Magellan Kecil (NGC 602, N90). Credit: NASA, ESA, CXC and the University of Potsdam, JPL-Caltech, and STScI

 

Pertimbangan

Dengan perkembangan iptek observasi dalam mengamati pulau perbintangan Bima Sakti dan rekan-rekannya, akhirnya didapat perbandingan karakter antara satu dengan lainnya. Diketahui bahwa banyak galaksi yang jauh lebih besar dengan jumlah bintang hingga lebih dari 2 trilyun bintang. Belum lagi, bahwa antar galaksi berkecenderungan saling menjauh dengan percepatan tertentu (expanding universe). Dalam pemahaman ini, tentu akan membuka mata kita betapa besar galaksi dan betapa besar rumah semesta tempat tinggal kita. Bumi layaknya sebutir pasir di hamparan pasir di pantai yang seolah tiada berujung, apalagi dimensi ukuran manusia yang pada akhirnya hanyalah zarah semata. Sampai saat ini, kebanyakan manusia “menyadari”, walau Jagad Raya begitu luas namun tetap Bumi satu-satunya tempatnya ber-“kehidupan”. Di lain sisi, tetap berusaha dengan segala kerendahan hati untuk mencari sahabat hingga nun jauh di “luar sana”. Dalam ranah lainnya, bahwa apapun ragam penelitiannya, nyatanya masih tetap menunjukkan hasil bahwa lingkungan yang paling nyaman hanyalah Bumi. Sama artinya bahwa satu-satunya cara agar manusia tetap nyaman adalah dengan mengelola, merawat, dan melestarikan Bumi dengan segala isi dan fenomenanya. Dalam pengembaraannya, Bumi dan pulau perbintangan Bima Sakti adalah sahabat sejatinya. Dalam pemahaman ini, siapa yang berkeinginan untuk mengabaikan sebuah persahabatan yang indah? Apa fungsi eksistensi keberadaannya di samudra perbintangan ini? Rasanya hanya hati nurani yang dapat menjawabnya, tanpa ujaran kata yang terucap. Salam Astronomi.–WS–

 

Daftar Pustaka

Darling, D., 2004, The Universal Book of Astronomy, John Wiley & Son, New Jersey, p.23, 131, 231-2, 240, 271-2, 283, 286, 291-3, 296, 339-341, 368, 425, 451, 497, 525

Pasachoff, J. M., 1978, Astronomy: from the Earth to the Universe, Saunders Co., Philadelphia, p.24-5, 288-295, 379-417

Sawitar, W., 2014, Menjelajahi Jagad Raya, Bahan Ajar Penyuluhan Astronomi Tingkat SMP/SMA di Jakarta, Planetarium Jakarta

Sawitar, W., 2014, Apa Itu Astronomi? Makalah Seminar pada acara “Pesta Rakyat Fisika” yang diselenggarakan oleh Himpunan Mahasiwa Departemen Fisika UI – Depok (08/10/2014)

 

Situs

Wikipedia the Free Encyclopedia (ref.: Thomas Wright, Galileo, Herschel, Kapteyn)