Galaksi: Perbedaan antara revisi

|accessdate=4 Maret 2011

}} Didasarkan pada:

|last1=Graham |first1=A. W.

|last2=Guzmán |first2=R.

|doi=10.1086/374992

|arxiv = astro-ph/0303391 }}

{{cite web

|last1=Jarrett |first1=T. H.

}}</ref>

 

Pengetahuan bahwa kita hidup di dalam sebuah galaksi dan bahwa terdapat banyak galaksi lainnya, diperoleh seiring dengan penemuan-penemuan kita tentang Bima Sakti dan [[nebula|nebula-nebula]] lainnya di langit malam.

{{Main|Bima Sakti}}

[[Filsafat yunani|Filsuf Yunani]] [[Democritus]] (450–370 SM) mengemukakan bahwa pita kabut putih di langit malam hari yang dikenal sebagai Bima Sakti kemungkinan terdiri dari bintang-bintang yang sangat jauh jaraknya.<ref name="Plutarch">{{cite book

| title=The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies

}}</ref> Pada tahun 1750 astronom Inggris [[Thomas Wright (astronom)|Thomas Wright]], dalam bukunya ''An original theory or new hypothesis of the Universe'' (Teori asli atau hipotesis baru tentang Alam Semesta), berspekulasi (namun benar) bahwa Bima Sakti kemungkinan adalah sebuah badan berputar dari bintang-bintang dalam jumlah besar yang diikat oleh [[gravitasi|gaya gravitasi]], serupa dengan tata surya namun dalam skala yang jauh lebih besar. Piringan bintang yang dihasilkan dapat terlihat sebagai pita di langit dari sudut pandang kita dalam piringan tersebut.<ref name="our_galaxy"/> Dalam risalah pada tahun 1755, [[Immanuel Kant]] mengembangkan ide Wright tentang struktur Bima Sakti.

 

Usaha pertama untuk menggambarkan bentuk Bima Sakti dan letak [[matahari]] di dalamnya dilakukan oleh [[William Herschel]] pada tahun 1785 dengan cara menghitung secara hati-hati jumlah bintang yang ada di berbagai wilayah langit yang beda. Dia menghasilkan sebuah diagram bentuk Bima Sakti dengan tata surya terletak dekat dengan pusatnya.<ref name=paul1993>{{harvnb|Paul|1993|pp=16–18}}</ref> Menggunakan pendekatan yang lebih baik, [[Jacobus Kapteyn]] pada tahun 1920 sampai pada kesimpulan berupa sebuah gambar galaksi elipsoid kecil (dengan garis tengah kira-kira 15&nbsp;kiloparsec) dengan matahari terletak dekat dengan pusat galaksi. Metode yang berbeda oleh [[Harlow Shapley]] berdasarkan pengatalogan [[gugus bola]] menghasilkan gambar yang sangat jauh berbeda: sebuah piringan pipih dengan garis tengah kira-kira 70&nbsp;kiloparsec dan matahari terletak jauh dari pusat galaksi.<ref name="our_galaxy" /> Kedua analisis tersebut gagal memperhitungkan [[kepunahan (astronomi)|penyerapan cahaya]] oleh [[debu kosmis|debu antarbintang]] yang ada di [[bidang galaksi]], namun setelah [[Robert Julius Trumpler]] menghitung efek ini pada tahun 1930 dengan mempelajari [[gugus terbuka]], gambaran terkini galaksi tuan rumah kita, Bima Sakti, terlahir.<ref>

{{cite journal

}}</ref>

 

Pada abad ke-10, astronom Persia [[As-Sufi]] membuat pengamatan yang tercatat paling awal terhadap [[galaksi Andromeda]], menggambarkannya sebagai "awan kecil".<ref name="NSOG">{{harvnb|Kepple|Sanner|1998|p=18}}</ref> As-Sufi yang menerbitkan temuannya dalam ''[[Kitab Bintang-Bintang Tetap]]'' pada tahun 964, juga mengenali [[Awan Magellan Besar]] yang dapat dilihat dari [[Yaman]], walau bukan dari [[Isfahan]]; dan galaksi ini tidak akan dilihat oleh orang Eropa hingga perjalanan [[Ferdinand Magellan|Magellan]] pada abad ke-16.<ref name="obspm">

{{cite web

}}</ref>

 

Pada tahun 1920, apa yang disebut [[Debat Shapley–Curtis|"Debat Besar"]] terjadi antara [[Harlow Shapley]] and [[Heber Curtis]] mengenai sifat Bima Sakti, nebula spiral dan dimensi alam semesta. Untuk mendukung klaimnya yang menyatakan Nebula Andromeda Besar merupakan sebuah galaksi luar, Curtis menunjukkan bukti berupa munculnya jalur-jalur gelap menyerupai awan debu yang terdapat pada Bima Sakti dan juga [[Efek Doppler|pergeseran Doppler]] yang cukup besar.<ref>

{{cite web

|bibcode = 1989JRASC..83..351S }}</ref>

 

 

Pada tahun 1944, [[Hendrik C. van de Hulst|Hendrik van de Hulst]] memperkirakan akan adanya radiasi [[gelombang mikro]] dengan [[garis hidrogen|panjang gelombang 21 cm]] yang berasal dari gas antarbintang yang berisi atom hidrogen;<ref>

}}</ref> Contoh terdekat galaksi (katai) iregular adalah [[Awan Magellan]].

 

{{Main|Galaksi katai}}

Meski galaksi eliptis dan spiral terlihat sangat menonjol, namun sepertinya sebagian besar galaksi di alam semesta merupakan galaksi katai. Galaksi katai tampak relatif kecil jika dibandingkan dengan galaksi lain, kira-kira hanya seperseratus dari ukuran Bima Sakti dan hanya berisi beberapa miliar bintang. Bahkan beberapa galaksi katai ultra-kompak baru-baru ini ditemukan yang hanya berukuran 100&nbsp;parsec panjangnya.<ref>

}}</ref>

 

{{Main|Galaksi yang berinteraksi}}

Jarak antar galaksi jika dibandingkan dengan ukurannya, tidaklah terlalu besar. Jarak rata-rata antar galaksi dalam sebuah gugus hanyalah beberapa puluh kali diameternya; bandingkan dengan jarak antar bintang dalam galaksi yang bisa mencapai ratusan ribu hingga jutaan kali ukurannya.<ref>

|url=http://www.astronomynotes.com/galaxy/s10.htm#A2.9.1

|accessdate=2013-09-15

{{cite web

|url=http://www.astro.umd.edu/education/astro/gal/interact.html

}}</ref>

 

Tabrakan terjadi jika dua galaksi saling menembus tubuh masing-masing, namun masih memiliki momentum relatif yang cukup untuk tidak menyebabkan keduanya menyatu. Bintang-bintang dalam kedua galaksi ini biasanya bergerak lolos tanpa bertabrakan. Namun gas dan debu dari kedua galaksi akan berinteraksi. Hal ini dapat memicu lonjakan pembentukan bintang-bintang baru ketika medium antarbintang terganggu dan terpampatkan. Tabrakan dapat mengubah secara radikal bentuk salah satu atau kedua galaksi, dan menciptakan struktur-struktur baru seperti batang, cincin atau ekor galaksi.<ref name="umda" /><ref name="suia" />

 

Interaksi antar galaksi yang paling ekstrem adalah penggabungan galaksi. Dalam kasus ini, momentum relatif kedua galaksi tidak cukup untuk kedua galaksi dapat saling menembus. Yang terjadi malah, kedua galaksi tersebut perlahan bergabung membentuk galaksi tunggal yang lebih besar. Penggabungan dapat menyebabkan perubahan luar biasa terhadap bentuk galaksi jika dibandingkan dengan bentuk kedua galaksi asal. Namun, jika salah satu galaksi jauh lebih besar dari yang lainnya, penggabungan demikian disebut [[Galaksi yang berinteraksi#kanibalisme|kanibalisme]]. Dalam kasus ini, galaksi yang lebih besar akan tetap relatif tak terganggu akibat penggabungan tersebut, sementara galaksi yang lebih kecil tercabik-cabik. Galaksi Bima Sakti saat ini sedang dalam proses penganibalan [[Galaksi Eliptis Katai Sagitarius]] dan [[Galaksi Katai Canis Major]].<ref name="umda" /><ref name="suia" />

 

{{Main|Galaksi starburst}}

{{cite web

|date=24 April 2006

}}</ref>

 

{{Main|Inti aktif galaksi}}

Sebagian dari galaksi yang dapat kita amati tergolong aktif. Maksudnya, di dalam galaksi tersebut terdapat sebuah sumber tunggal selain bintang, debu atau [[medium antarbintang]] yang memancarkan energi dalam jumlah yang signifikan dari keseluruhan energi keluarannya.

}}</ref>

 

Galaksi-galaksi aktif yang memancarkan radiasi tinggi energi dalam bentuk sinar x diklasifikasikan sebagai [[Galaksi Seyfert]] atau [[kuasar]], tergantung kecemerlangannya. Dapat juga berupa [[Blazar]] yang dipercaya merupakan galaksi aktif yang salah satu [[semburan relativistis]]-nya mengarah ke bumi. Ada juga [[galaksi radio]] yang memancarkan frekuensi radio dari semburan relativistis.

Sebuah model terpadu dari jenis-jenis galaksi aktif ini menjelaskan bahwa perbedaan tiap jenis didasarkan pada sudut pandang pengamat.<ref name="monster" />

|arxiv = astro-ph/9704108 }}</ref>

 

{{Main|Pembentukan dan evolusi galaksi}}

Studi tentang pembentukan dan evolusi galaksi berusaha untuk menjawab pertanyaan tentang bagaimana galaksi terbentuk dan jalur evolusi yang ditempuhnya sepanjang sejarah alam semesta. Beberapa teori di bidang ini telah dapat diterima secara luas, tetapi bidang ini masih merupakan bidang yang aktif berkembang dalam [[astrofisika]].

 

 

Model kosmologi yang ada saat ini mengenai alam semesta awal didasarkan pada teori [[Dentuman Besar]]. Sekitar 300.000 tahun setelah peristiwa Dentuman Besar, atom-atom [[hidrogen]] dan [[helium]] mulai terbentuk, dalam sebuah peristiwa yang disebut [[Rekombinasi (kosmologi)|rekombinasi]]. Hampir semua hidrogen adalah netral (tidak terionisasi) dan dengan mudah menyerap cahaya, serta belum ada bintang yang terbentuk. Akibatnya periode ini disebut "[[Kronologi alam semesta#Zaman kegelapan|Zaman Kegelapan]]". Dari fluktuasi kepadatan (atau ketidakseragaman [[anisotropi]]) dalam materi purba inilah [[pembentukan struktur|struktur-struktur yang lebih besar]] mulai muncul. Hasilnya, massa materi [[barion]]ik mulai memadat dalam cincin cahaya [[materi gelap dingin]].<ref name="hqrdvj">

}}</ref>

 

Dalam masa satu miliar tahun pembentukan galaksi, struktur-struktur kunci mulai muncul: [[Gugus bola|gugus-gugus bola]], lubang hitam supermasif pusat, dan sebuah [[tonjolan (astronomi)|tonjolan galaksi]] yang terdiri dari [[Metalisitas#Bintang Populasi II|bintang Populasi II]] yang miskin logam sudah terbentuk. Terciptanya sebuah lubang hitam supermasif tampaknya memainkan peranan penting dalam mengatur pertumbuhan galaksi secara aktif, dengan membatasi jumlah materi tambahan yang ditambahkan.<ref>

{{cite news

}}</ref>

 

Saat ini kebanyakan pembentukan bintang terjadi pada galaksi yang lebih kecil, di mana gas dingin belum begitu terkuras.<ref name="sa296" /> Galaksi spiral seperti Bima Sakti, hanya memproduksi bintang-bintang generasi baru selama mereka masih memiliki [[awan molekul]] padat, berisi hidrogen antarbintang, di lengan spiralnya.<ref>

{{cite journal

}}</ref>

 

{{Main|Alam semesta teramati#Struktur skala besar|Kelompok dan gugus galaksi}}

Survei terhadap langit jauh menunjukkan bahwa galaksi sering kali ditemukan relatif berdekatan dengan galaksi lain. Galaksi terasing yang selama satu miliar tahun terakhir tidak berinteraksi secara signifikan dengan galaksi lain yang bermassa sebanding, relatif langka. Hanya sekitar 5% dari galaksi yang disurvei ditemukan benar-benar terpencil. Namun demikian, formasi terpencil ini mungkin pernah berinteraksi atau bahkan bergabung dengan galaksi lain di masa lalu, dan mungkin masih diedari oleh beberapa galaksi satelit yang lebih kecil. Galaksi terpencil<ref group=note>Istilah "galaksi medan" (''field galaxy'') terkadang digunakan untuk merujuk pada galaksi terpencil, meskipun istilah tersebut juga digunakan untuk menggambarkan galaksi yang tidak termasuk dalam gugus galaksi tapi merupakan anggota dari sebuah kelompok galaksi.</ref> bisa menghasilkan bintang dengan laju yang jauh di atas normal, karena gas dalam galaksi yang demikian tidak terlucuti oleh gravitasi galaksi lain.<ref>

|bibcode=1988ARA&A..26..631B

|doi=10.1146/annurev.aa.26.090188.003215

{{cite journal

|last1=Mandolesi |first1=N.

}}</ref>

 

{{See also|Astronomi pengamatan}}

Setelah diketahui bahwa terdapat galaksi-galaksi di luar Bima Sakti, pengamatan-pengamatan awal yang dilakukan kebanyakan menggunakan [[spektrum kasat mata|cahaya kasat mata]]. Radiasi puncak kebanyakan bintang memang berada dalam spektrum ini, sehingga pengetahuan yang berhubungan dengan pengamatan terhadap bintang-bintang pembentuk galaksi merupakan bagian penting dari bidang [[astronomi optik]]. Spektrum ini juga cocok digunakan untuk mengamati [[Wilayah H II|wilayah-wilayah H II]] yang terionisasi, dan untuk memeriksa distribusi lengan debu galaksi.

 

</gallery></center>

 

* [[Galaksi gelap]]

* [[Orientasi galaksi]]

{{reflist|3}}

 

{{refbegin}}

|last=Al-Biruni

|others=R. Ramsay Wright (transl.)

|isbn=0-7661-9307-1

}}

|last1=Belkora |first1=L.

|year=2003

|isbn=0-7503-0730-7

}}

|last1=Bertin |first1=G.

|last2=Lin |first2=C.-C.

|isbn=0-262-02396-2

}}

|last1=Heidarzadeh |first1=T.

|year=2008

|isbn=1-4020-8322-X

}}

|last1=Kepple |first1=G. R.

|last2=Sanner |first2=G. W.

|isbn=0-943396-58-1

}}

|last1=Mohamed |first1=M.

|year=2000

|oclc=48759017

}}

|last1=Paul |first1=E. R.

|year=1993

|isbn=0-521-35363-7

}}

|last1=Sparke |first1=L. S.

|last2=Gallagher III |first2=J. S.

|isbn=0-521-59740-4

}}

|last1=Waller |first1=W. H.

|last2=Hodge |first2=P. W.

{{refend}}

 

{{Wiktionary}}

{{Commons|Galaxy|Galaksi}}

{{Link FA|af}}

{{Link FA|en}}

{{Link FA|it}}

{{Link FA|ru}}

{{Link FA|th}}

{{Link GA|ja}}

{{Link GA|sv}}