Study Solves Mystery of How Massive Stars Form

Caption : Volume renderings of the density field in a region of the simulation at 55,000 years of evolution. The left panel shows a polar view, and the right panel shows an equatorial view. The fingers feeding the equatorial disk are clearly visible. Images by Krumholz et al

For a long time, scientists have understood that stars form when interstellar matter inside giant clouds of molecular hydrogen undergoes gravitational collapse. But massive stars–up to 120 times the mass of the Sun—generate strong radiation and stellar winds. How do they maintain the clouds of gas and dust that feed their growth without blowing it all away? The problem, however, turns out to be less mysterious than it once seemed. A study published this week in the journal Science shows how the growth of a massive star can proceed despite outward-flowing radiation pressure that exceeds the gravitational force pulling material inward.

The new findings also explain why massive stars tend to occur in binary or multiple star systems, said lead author Mark Krumholz, an assistant professor of astronomy and astrophysics at the University of California, Santa Cruz. Co-authors are Richard Klein, Christopher McKee, and Stella Offner of UC Berkeley, and Andrew Cunningham of Lawrence Livermore National Laboratory.

Radiation pressure is the force exerted by electromagnetic radiation on the surfaces it strikes. This effect is negligible for ordinary light, but it becomes significant in the interiors of stars due to the intensity of the radiation. In massive stars, radiation pressure is the dominant force counteracting gravity to prevent the further collapse of the star.

"When you apply the radiation pressure from a massive star to the dusty interstellar gas around it, which is much more opaque than the star's internal gas, it should explode the gas cloud," Krumholz said. Earlier studies suggested that radiation pressure would blow away the raw materials of star formation before a star could grow much larger than about 20 times the mass of the Sun. Yet astronomers observe stars much more massive than that.

The research team has spent years developing complex computer codes for simulating the processes of star formation. Combined with advances in computer technology, their latest software (called ORION) enabled them to run a detailed three-dimensional simulation of the collapse of an enormous interstellar gas cloud to form a massive star. The project required months of computing time at the San Diego Supercomputer Center.

The simulation showed that as the dusty gas collapses onto the growing core of a massive star, with radiation pressure pushing outward and gravity pulling material in, instabilities develop that result in channels where radiation blows out through the cloud into interstellar space, while gas continues falling inward through other channels.

Caption : Computer simulation of the formation of a massive star yielded these snapshots showing stages in the process over time. Panels on the left represent a polar view (the axis of rotation is perpendicular to the plane of the image), and panels on the right represent an equatorial view. Plus signs indicate projected positions of stars. Colors represent density. Images by Krumholz et al

"You can see fingers of gas falling in and radiation leaking out between those fingers of gas," Krumholz said. "This shows that you don't need any exotic mechanisms; massive stars can form through accretion processes just like low-mass stars."

Watch movie simulation of star formation.

The rotation of the gas cloud as it collapses leads to the formation of a disk of material feeding onto the growing "protostar." The disk is gravitationally unstable, however, causing it to clump and form a series of small secondary stars, most of which end up colliding with the central protostar. In the simulation, one secondary star became massive enough to break away and acquire its own disk, growing into a massive companion star. A third small star formed and was ejected into a wide orbit before falling back in and merging with the primary star.

When the researchers stopped the simulation, after allowing it to evolve for 57,000 years of simulated time, the two stars had masses of 41.5 and 29.2 times the mass of the Sun and were circling each other in a fairly wide orbit.

"What formed in the simulation is a common configuration for massive stars," Krumholz said. "I think we can now consider the mystery of how massive stars are able to form to be solved. The age of supercomputers and the ability to simulate the process in three dimensions made the solution possible."

Source: UC Santa Cruz

Cited from : universe today

Gerhana Matahari Cincin 26 Januari 2009

Setelah melihat ada artikel baru di Langit Selatan tentang GMC tanggal 26 Januari 2009, Saya baru ingat bahwa waktunya sudah cukup dekat. Oleh sebab itu, di dalam artikel ini akan coba dibahas lebih dalam seluk beluk tentang gerhana Matahari cincin.

Overview
Gerhana Matahari Cincin (Annular Solar Eclipse) adalah peristiwa terhalangnya piringan Matahari oleh piringan Bulan, namun karena Bulan saat itu ada di apogee (jarak terjauhnya dari Bumi) sehingga piringan Bulan sedikit lebih kecil dibandingkan dengan piringan Matahari. Alhasil, piringan Matahari tertutup Bulan tetapi bagian tepinya tidak tertutup dan nampak seperti cincin. Untuk lebih jelasnya, perhatikan ilustrasi di bawah ini:

Sumber : en.wikipedia.org

Simulasi Gerhana Matahari Cincin (GMC) dapat Anda lihat di bawah ini (sumber : www.astrodeneb.org):

Penduduk bumi yang ada di daerah B saja yang pada tanggal 26 Januari nanti bisa mengamati GMC, sisanya (di daerah C) hanya bisa mengamati GM sebagian. Di luar kedua daerah tersebut, tidak akan teramati gerhana apapun. Pada momen GMC 26 Januari 2009 ini, bayang-bayang utama (umbra) Bulan yang jatuh di permukaan Bumi hanya selebar 280 km, sehingga tidak seluruh tempat berkesempatan untuk menyaksikan fase cincin. Momen puncak gerhana sendiri hanya berlangsung kurang dari 8 menit.

Lintasan Gerhana
Gerhana Matahari pertama di tahun 2009 ini terjadi saat Bulan ada di titik simpul naiknya (ascending node) di daerah rasi Capricornus. Gerhana ini termasuk dalam rangkaian gerhana Saros 131. Gerhana Matahari Cincin akan dapat teramati pada daerah yang cukup luas, melewati Samudera Hindia dan bagian barat Indonesia. Gerhana Matahari Sebagian akan dapat diamati dari daerah yang lebih luas, mencakup bagian selatan Afrika, Madagaskar, Australia kecuali daerah Tasmania, tenggara India, Asia tenggara dan Indonesia.

Pada gambar di atas ini, kedua garis biru masing-masing menandai batas paling utara ("atas") dan paling selatan ("bawah") untuk dapat menyaksikan fase cincin GMC. Garis merah adalah jejak greatest eclipse, yaitu momen yang berlangsung ketika jarak sumbu bayang-bayang Bulan dengan pusat Bumi mencapai maksimum. Animasi di bawah ini menunjukkan daerah mana saja yang dapat mengamati gerhana tersebut (sumber: NASA).

Di Indonesia sendiri, daerah yang dilalui lintasan gerhana Matahari cincin ini akan melintasi bagian selatan pulau Sumatera (Lampung dan sekitarnya), bagian barat pulau Jawa (Cilegon, Serang, Anyer, dan sekitarnya) dan bagian tengah pulau Kalimantan. Sedangkan pengamat di wilayah Indonesia lainnya hanya bisa menyaksikan gerhana Matahari sebagian.

Peristiwa GMC 26 Januari 2009
Proses GMC itu akan diawali dengan tertutupnya piringan Matahari oleh Bulan pada pukul 15.21 WIB. Kemudian Matahari akan berubah menjadi bentuk sabit hingga akhirnya seluruh piringan Bulan sudah berada di dalam piringan Matahari. Inilah yang disebut dengan puncak GMC, yang akan terjadi pada pukul 16.40 WIB. Kita akan melihat Matahari berbentuk cincin selama sekitar 6 menit. Setelah itu Bulan mulai keluar dari piringan Matahari hingga pada pukul 17.52 WIB Bulan sudah benar-benar meninggalkan piringan Matahari sebagai tanda bahwa peristiwa GMC ini sudah berakhir. Jadi dari perhitungan di atas, berarti waktu yang kita miliki untuk melihat Bulan menutupi Matahari adalah sekitar 90 menit.

Di Tanjung Karang (Lampung), fase cincin dimulai pukul 16.38 WIB, puncak gerhana 16.41 WIB, dan fase cincin berakhir pada pukul 16.44 WIB.Si Samarinda (Kaltim), fase cincin dimulai pukul 17.48 WITA, puncak gerhana 17.49 WITA, dan fase cincin berakhir pada pukul 17.50 WITA.Sebagian kecil daratan di Sulawesi juga dilintasi bayang-bayang Bulan. Di Manado, awal gerhana (kontak I) dimulai pukul 16.42 WITA, momen puncak gerhana 17.49 WITA, dan akhir gerhana (kontak 4) pada pukul 18.50 WITA.

Untuk simulasi GMC ini dari berbagai daerah, silakan dilihat di sini.

Pengamatan Gerhana
Untuk mengamati gerhana ini, ada beberapa hal yang harus Anda perhatikan:

1. Safety Procedures.
Mengamati gerhana Matahari dengan cara yang salah (tanpa pelindung, baik dengan mata langsung maupun dengan menggunakan binokular, teropong, teleskop tak berpelindung) dapat mengakibatkan KEBUTAAN PERMANEN. Hal ini disebabkan pada saat kita mengamati piringan Matahari (meskipun sudah tertutup sebagian) tetap memancarkan energi yang besar yang dapat mengurangi kepekaan mata bahkan membakar retina kita!. Tapi, tentunya hal ini jangan membuat Anda menjadi paranoid atau takut untuk mengamati gerhana.

Cara yang aman untuk mengamati Gerhana Matahari antara lain dengan :
a. Kamera lobang jarum.


b. Filter Matahari
Filter ini umumnya sering digunakan untuk mengamati gerhana matahari dengan alat pengamatan seperti teleskop.

Filter Matahari ini juga ada yang dapat dipakai untuk pengamatan langsung.

Anda juga dapat membuat filter Matahari ini sendiri. Lihat penjelasannya di sini.

c. Mengamati gerhana lewat proyeksinya. Cara ini juga murah dan sederhana untuk dilakukan jika kita mempunyai dan ingin menggunakan alat bantu optik (misalnya teleskop) untuk mengamati gerhana. Anda dapat meletakkan selembar kertas putih di belakang teleskop untuk menangkap proyeksi peristiwa gerhana tersebut.

Source : ESO

Safety procedures lainnya dapat di sini.

Sekali lagi diingatkan :

JANGAN SEKALIPUN MENGAMATI MATAHARI TANPA FILTER PENAPIS CAHAYA MATAHARI, BAIK MEMAKAI MATA TELANJANG, (apalagi) TELESKOP, ATAU ALAT BANTU OPTIK LAINNYA, KARENA AKAN MERUSAK DAN BAHKAN MEMBUTAKAN MATA ANDA SECARA PERMANEN.

2. Lokasi pengamatan
Seperti yang sudah dijelaskan di atas, GMC ini hanya bisa diamati dari daerah-daerah tertentu saja. Jika Anda tidak tinggal di daerah yang dilewati lintasan umbra Bulan, maka Anda harus melakukan perjalanan luar kota. Hal yang perlu diperhatikan adalah transportasi dan akomodasi Anda selama di sana.

3. Cuaca
Kita tidak bisa memastikan bahwa cuaca pada hari-H akan cerah. Oleh karena itu kita harus mempersiapkan diri jika terjadi hujan besar saat itu. Peralatan yang kita bawa harus bebas dari resiko basah terkena hujan. Anda dapat melengkapi bawaan dengan sejumlah tas plastik besar (trash bag) sebagai antisipasi darurat kala hujan turun tiba-tiba.

(diadaptasi dari : Langit Selatan (dan Weblog Astronomi Berbahasa Indonesia), Wikipedia, NASA, Bosscha)

"Lighthouse" Analogy No Longer Works for Pulsars

NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope has found 12 previously unknown gamma-ray only pulsars, as well as identifying gamma-ray emissions from 18 known or suspected radio pulsars. And what the telescope is finding is changing the way we think of these stellar cinders. The old analogy for pulsars was a lighthouse: gamma-rays were thought to pulse out in a narrow beam from the neutron star's magnetic poles. But this new research shows that cannot be the case. A new class of gamma-ray-only pulsars shows that the gamma rays must form in a broader region than the lighthouse-like radio beam. "We used to think the gamma rays emerged near the neutron star's surface from the polar cap, where the radio beams form," says Alice Harding of NASA's Goddard Space Flight Center. "The new gamma-ray-only pulsars put that idea to rest." She and Roger Romani from Stanford University in California spoke today at the American Astronomical Society meeting.

A pulsar is a rapidly spinning and highly magnetized neutron star, the crushed core left behind when a massive sun explodes. Most were found through their pulses at radio wavelengths, and were thought to be caused by narrow, lighthouse-like beams emanating from the star's magnetic poles. If the magnetic poles and the star's spin axis don't align exactly, the spinning pulsar sweeps the beams across the sky. Radio telescopes on Earth detect a signal if one of those beams happens to swing our way. Unfortunately, any census of pulsars is automatically biased because we only see those whose beams sweep past Earth. "That has colored our understanding of neutron stars for 40 years," Romani says. The radio beams are easy to detect, but they represent only a few parts per million of a pulsar's total power. Its gamma rays, on the other hand, account for 10 percent or more. "For the first time, Fermi is giving us an independent look at what heavy stars do," he adds.

Watch an animation of the new look at these pulsars.

Pulsars are phenomenal cosmic dynamos. Through processes not fully understood, a pulsar's intense electric and magnetic fields and rapid spin accelerate particles to speeds near that of light. Gamma rays let astronomers glimpse the particle accelerator's heart.

Astronomers now believe the pulsed gamma rays arise far above the neutron star. Particles produce gamma rays as they accelerate along arcs of open magnetic field. For the Vela pulsar, the brightest persistent gamma-ray source in the sky, the emission region is thought to lie about 300 miles from the star, which is only 20 miles across.

Existing models place the gamma-ray emission along the boundary between open and closed magnetic field lines. One version starts at high altitudes; the other implies emission from the star's surface all the way out. "So far, Fermi observations to date cannot distinguish which of these models is correct," Harding says.

Because rotation powers their emissions, isolated pulsars slow as they age. The 10,000-year-old CTA 1 pulsar, which the Fermi team announced in October, slows by about a second every 87,000 years.

Fermi also picked up pulsed gamma rays from seven millisecond pulsars, so called because they spin between 100 and 1,000 times a second. Far older than pulsars like Vela and CTA 1, these seemingly paradoxical objects get to break the rules by residing in binary systems containing a normal star. Stellar matter accreted from the companion can spin up the pulsar until its surface moves at an appreciable fraction of light speed.

"We know of 1,800 pulsars, but until Fermi we saw only little wisps of energy from all but a handful of them," said Romani. "Now, for dozens of pulsars, we're seeing the actual power of these machines."

Source: NASA

Cited from : www.universetoday.com by Nancy Atkinson

Soal - Soal Latihan

Di bawah ini ada beberapa soal latihan yang dapat Anda manfaatkan untuk bahan latihan. Selamat belajar.

=========================================================

1.The following statements are true or false:

(a) Of all the natural satellites in the Solar System only the Moon always turns the same face towards its primary.

(b) The mass of a planet in the Solar System can be determined only if it possesses one or more satellites.

(c) The planet with the largest apparent angular diameter when nearest the Earth is Venus.

(d) Pluto is the planet farthest from the Sun.

(e) A lunar eclipse may occur if the Moon is new.

2. Calculate the mean density of Jupiter from the following data, assuming the orbits of Earth and Jupiter to be circular and coplanar:

· Angular semi-diameter of Jupiter at opposition = 21”,8

· Orbital radius of Jupiter = 5,2 A.U.

· Mass of Jupiter/mass of Earth = 318

· Mean density of Earth = 5,5 kg/m^-3

· Sun’s horizontal parallax = 8”,8

3. The two components of a binary star are approximately equal brightness. Their maximum separation is 1”,3 and the period is 50,2 years. The composite spectrum shows double lines with a maximum separation of 0,18 Angstrom at 5000 Angstrom. Assuming that the plane of the orbit contains the line of sight, calculate (i) the total mass of the system in the terms of the solar mass, (ii) the parallax of the system.

===================================================

(sumber : Astronomy, The Structure Of Universe).

Dasar - Dasar Spektroskopi Bintang

Spektroskopi adalah suatu cabang ilmu dalam astronomi yang mempelajari spektrum benda langit. Dari spektrum suatu benda langit dapat kita peroleh informasi mengenai temperatur, kandungan/ komponen zat penyusunnya, kecepatan geraknya, dll. Oleh sebab itu, spektroskopi merupakan salah satu ilmu dasar dalam astronomi. Spektrum sebuah bintang diperoleh dengan menggunakan alat yang disebut spektrograf.

Gambar 1. Spektrum

Gambar 2. Cara kerja spektrograf

Salah satu landasan spektroskopi adalah Hukum Kirchoff (1859):

1. Bila suatu benda cair atau gas bertekanan tinggi dipijarkan, benda tadi akan memancarkan energi dengan spektrum pada semua panjang gelombang
2. Gas bertekanan rendah bila dipijarkan akan memancarkan energi hanya pada warna, atau panjang gelombang tertentu saja. Spektrum yang diperoleh berupa garis-garis terang yang disebut garis pancaran atau garis emisi. Letak setiap garis atau panjang gelombang garis tersebut merupakan ciri gas yang memancarkannya.
3. Bila seberkas cahaya putih dengan spektrum kontinu dilewatkan melalui gas yang dingin dan renggang (bertekanan rendah), gas tersebut tersebut akan menyerap cahaya tersebut pada warna atau panjang gelombang tertentu. Akibatnya akan diperoleh spektrum kontinu yang berasal dari cahaya putih yang dilewatkan diselang-seling garis gelap yang disebut garis serapan atau garis absorpsi.

Gambar 3 & 4. Perbedaan spektrum kontinu, absorpsi dan emisi

Deret Balmer
Ilmuwan Swiss yang bernama Balmer merumuskan suatu persamaan deret untuk memprediksi panjang gelombang dari garis serapan yang dihasilkan gas hidrogen. Persamaan terebut dikenal dengan deret Balmer.

dengan : λ: panjang gelombang serapan (cm)
R_H : tetapan Rydberg (= 109678)

Gambar 5 : Spektrum emisi hidrogen yang menampilkan 4 garis spektrum pertama dalam deret Balmer

Teori Kuantum Planck

Planck mempostulatkan bahwa cahaya diradiasikan dalam bentuk paket - paket energi kecil, yang disebut kuantum. Teori inilah yang mendasari terciptanya bidang baru dalam dunia fisika, yaitu fisika kuantum.

Planck mengatakan bahwa energi dari tiap foton

E_o = h. f = hc//λ

h : tetapan Planck (h = 6,63 x 10^-34 J.s)
f : frekuensi dari foton
c = kecepatan cahaya (= 3.10^5 km/s)
λ = panjang gelombang foton

Pembentukan spektrum Bintang
Pola spektrum bintang umumnya berbeda-beda, pada tahun 1863 seorang astronom bernama Angelo Secchi mengelompokan spektrum bintang dalam 4 golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya.

Miss A. Maury dari Harvard Observatory menemukan bahwa klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara kesinambungan hingga spektrum suatu bintang dengan bintang urutan sebelumnya tidak berbeda banyak. Klasifikasi yang dibuat oleh Miss Maury selanjutnya diperbaiki kembali oleh Miss Annie J. Cannon. Hingga sekarang klasifikasi Miss Cannon ini digunakan.

Tabel 1 : Rangkuman klasifikasi bintang yang saat ini umum digunakan (sering digunakan ungkapan : Oh Be A Fine Girl (or Guy), Kiss Me) untuk mengingat urutan klasifikasi kelas spektrum bintang. (klik gambar untuk tampilan lebih jelas!).

Subkelas spektrum
Klasifikasi spektrum bintang O, B, A, F, G, K, M masih dibagi lagi dalam subkelas, yaitu
B0, B1, B2, B3, . . . . . . . . ., B9
A0, A1, A2, A3, . . . . . . . . ., A9
F0, F1, F2, F3, . . . . . . . . . ., F9

Semakin besar angka yang menyatakan menunjukkan suhu bintang semakin rendah pula. Pengunaan subkelas ini dimaksudkan agar pengklasifikasian spektrum bintang menjadi lebih spesifik sehingga lebih jelas dan tepat.
(untuk informasi lebih lanjut tentang kelas spektrum bintang di sini.)

Gambar 6. Spektrum bintang dari berbagai kelas spektrum

M-K Kelas (Kelas Luminositas Bintang)
Bintang dalam kelas spektrum tertentu ternyata dapat mempunyai luminositas yang berbeda. Pada tahun 1913 Adam dan Kohlscutter di Observatorium Mount Wilson menunjukkan ketebalan beberapa garis spektrum dapat digunakan untuk menentukan luminositas bintang.
Berdasarkan kenyataan ini pada tahun 1943 Morgan dan Keenan dari Observatorium Yerkes membagi bintang dalam kelas luminositas, yaitu :

Kelas 1a	Maharaksasa yang sangat terang
Kelas 1b	Maharaksasa yang kurang terang
Kelas II	Raksasa yang terang
Kelas III	Raksasa
Kelas IV	Subraksasa
Kelas V	Bintang deret utama

Tabel 2. Kelas Luminositas Morgan Keenan

Kelas Luminositas Bintang dari Morgan-Keenan (MK) digambarkan dalam diagram Hertzprung-Russell (diagram H-R) di bawah ini.

Gambar 7. Kelas Luminositas dalam diagram H-R

Klasifikasi spektrum bintang sekarang ini merupakan penggabungan dari kelas spektrum dan kelas luminositas.

Contoh :
- G2 V : Bintang deret utama kelas spektrum G2
- G2 Ia : Bintang maharaksasa yang sangat terang kelas spektrum G2
- B5 III : Bintang raksasa kelas spektrum B5
- B5 IV : Bintang subraksasa kelas spektrum B5

Gerak Bintang
Bintang tidak diam, tapi bergerak di ruang angkasa. Pergerakan bintang ini sangat sukar diikuti karena jaraknya yang sangat jauh, sehingga kita melihat bintang seolah-olah tetap diam pada tempatnya sejak dulu hingga sekarang

Laju perubahan sudut letak suatu bintang disebut gerak sejati (proper motion). Gerak sejati bisanya diberi simbol dengan μ dan dinyatakan dalam detik busur pertahun. Bintang yang gerak sejatinya terbesar adalah bintang Barnard dengan μ = 10”,25 per tahun (dalam waktu 180 tahun bintang ini hanya bergeser selebar bulan purnama).

Gambar 8. Kecepatan bintang

Hubungan antara kecepatan tangensial (Vt) dan gerak sejati (μ):

Vt = 4,74 μ d

dengan :
Vt = kecepatan tangensial bintang (dalam km/s)
μ = laju gerak diri / proper motion (dalam “/ tahun )
d = jarak bintang (dalam parsec)

atau persamaan diatas dapat diubah ke dalam bentuk :

Vt = 4,74 μ/p

dengan p adalah sudut paralaks bintang (dalam detik busur).

Dalam pengukuran gerak sejati yang diukur bukan hanya besarnya tetapi juga ditentukan arahnya.

Gambar 9. Gerak sejati bintang

Persamaan-persamaan yang dapat digunakan untuk memperoleh nilai gerak sejati bintang:

μ_α cos δ = μ sin θ
μ_δ = μ cos θ

dengan :
μ_α = komponen pada arah α (asensiorekta)
μ_δ = komponen pada arah δ (deklinasi)
μ_α dan μ_δ dapat diukur --> μ dan θ dapat ditentukan.

Selain gerak sejati, informasi tentang gerak bintang diperoleh dari pengukuran kecepatan radial, yaitu komponen kecepatan bintang yang searah dengan garis pandang.
Kecepatan radial bintang dapat diukur dari efek Dopplernya pada garis spektrum dengan menggunakan rumus (untuk Vr mendekati c):

Jika Vr jauh lebih kecil dibandingkan kecepatan cahaya (c), maka:

Δλ/λ_o = Vr/c

dengan :
Δλ = selisih antara λ diam (λ_o) dengan λ yang teramati pada bintang. (dalam Å atau nm)
λ_o = panjang gelombang diam (dalam Å atau nm)
V_r = kecepatan radial (dalam km/s)
c = kecepatan cahaya (300.000 km/s )

Gambar 10. Red shift and blue shift

Karena Vt dan Vr sudah dapat kita tentukan dari rumus-rumus yang sudah dibahas tadi, kita bisa menghitung kecepatan linier bintang (kecepatan gerak bintang sebenarnya di ruang angkasa), yaitu :

V² = (V_t)² + (V_r)²

Contoh :
Garis spektrum suatu elemen yang panjang gelombang normalnya adalah 5000 Å diamati pada spektrum bintang berada pada panjang gelombang 5001 Å. Seberapa besarkah kecepatan pergerakan bintang tersebut ? Apakah bintang tersebut mendekati atau menjauhi Bumi ?
(Jawab : 60 km/s, MENJAUHI Bumi)

Sumber referensi:

1. Slide kuliah Astrofisika I, oleh Dr. Djoni N. Dawanas
2. Wikipedia
3. Gambar-gambar diperoleh dari sumber-sumber terpisah dari internet

Untuk referensi lainnya, silakan kunjungi:
1. Spectroscopy
2. Astronomynotes.com

Selamat belajar

Penelitian terkini tentang supermasif black hole di pusat Bimasakti

(Area pusat galaksi Bima Sakti. Kredit : ESO)

Setelah melakukan studi panjang selama 16 tahun menggunakan teleskop milik ESO, tim astronom dari Jerman berhasil memperlihatkan kondisi paling detil yang pernah ada dari area di sekitar jantung galaksi Bima Sakti - tempat diperkirakan adanya sebuah lubang hitam supermasif (super massive black hole). Penelitian ini mengungkap rahasia yang tersimpan di area tersebut melalui pemetaan orbit 28 bintang. Bahkan satu bintang di antaranya telah berhasil melakukan putaran penuh mengelilingi lubang hitam.

Pengamatan gerak 28 bintang yang mengorbit area pusat galaksi Bima Sakti, menunjukkan keberadaan lubang hitam supermasif Sagittarius A (atau dikenal sebagai bintang Sagittarius A). Berbagai informasi termasuk bentuk istimewa bintang-bintang tersebut dan juga lubang hitam yang mengikat bintang-bintang tersebut berhasil dikuak.

Pusat galaksi merupakan laboratorium yang unik dimana kita bisa belajar proses-proses dasar gravitasi yang besar dan kuat, serta dinamika dan pembentukan bintang yang memiliki keterkaitan yang sangat besar dengan inti galaksi. Di sinilah pabrik kelahiran bintang dan tempat berlabuh sang monster menakutkan, lubang hitam supermasif. Di area ini jugalah kita bisa mempelajari lubang hitam dengan lebih mendetil.

Tapi untuk mengamati area ini tidaklah mudah. Pengamatan dalam panjang gelombang tampak terhalangi oleh debu antar bintang yang mengisi galaksi. Kemampuan teknologi menjadi tantangan untuk dapat mengintip apa yang terjadi di sana. Untuk itu, digunakanlah panjang gelombang infra merah untuk menembus blokade debu antar bintang tersebut. Bintang-bintang di area pusat galaksi kemudian dijadikan partikel penguji untuk mengungkap apa yang ada di sana. Bintang-bintang itu diamati geraknya selama mengorbit Sagittarius A.

Hasil yang diperoleh sangat berguna untuk memahami lubang hitam itu sendiri contohnya dalam hal massa dan jarak dan tampaknya 95% massa yang mempengaruhi gerak bintang tersebut adalah lubang hitam. Oleh karena itu, kecil kemungkinan penyebabnya adalah karena materi kelam lain. Tak pelak, hasil ini menjadi bukti empirik keberadaan lubang hitam supermasif, yang diperlihatkan oleh bintang yang mengorbit pusat galaksi. Dalam pengamatan, diketahui adanya konsentrasi massa yang besar sekitar 4 juta massa Matahari yang diyakini sebagai lubang hitam yang berada pada jarak 27000 tahun cahaya.

Dari ke-28 bintang yang diamati, 6 di antaranya mengorbit lubang hitam dalam sebuah piringan dan bintang-bintang pada area paling dalam memiliki orbit acak. Bintang S2 menjadi satu-satunya bintang yang berhasil mengelilingi pusat Bima Sakti periode 16 tahun tersebut.

Untuk membangun citra jantung Bima Sakti dan menghitung orbit bintang individu, tim ini mempelajari bintang-bintang tersebut selama 16 tahun, dimulai pada tahun 1992 menggunakan kamera SHARP yang dipasang di New Technology Telescope 3,5 meter milik ESO di Observatorium La Silla, Chille. Observasi lainnya dibuat pada tahun 2002 dengan 2 instrumen yang ada di Very Large Telescope (VLT).

Walau penelitian ini berhasil membuka lembaran baru bagi pembelajaran lubang hitam dan kondisi area pusat galaksi dalam tingkat akurasi yang tinggi, namun masih banyak misteri yang belum terkuak di sana. Apalagi bintang-bintang tersebut juga masih sangat muda untuk melakukan perjalanan jauh. Diduga, bintang-bintang ini terbentuk pada orbitnya saat ini dibawah pengaruh gaya pasang surut lubang hitam.

Di masa depan, berbagai rancangan penelitian lanjutan akan dilakukan untuk mengintip monster di jantung Bima Sakti itu. Salah satunya dengan menggunakan teknologi dengan resolusi sudut (angular resolution) yang lebih tinggi.

Sumber : ESO

Cited with necessary change from : Langit Selatan - Situs Astronomi Indonesia

Astronomers 'Time Travel' to 16th Century Supernova

On November 11, 1572 Danish astronomer Tycho Brahe and other skywatchers observed what they thought was a new star. A bright object appeared in the constellation Cassiopeia, outshining even Venus, and it stayed there for several months until it faded from view. What Brahe actually saw was a supernova, a rare event where the violent death of a star sends out an extremely bright outburst of light and energy. The remains of this event can still be seen today as Tycho’s supernova remnant. Recently, a group of astronomers used the Subaru Telescope to attempt a type of time travel by observing the same light that Brahe saw back in the 16th century. They looked at 'light echoes' from the event in an effort to learn more about the ancient supernova.

A ‘light echo’ is light from the original supernova event that bounces off dust particles in surrounding interstellar clouds and reaches Earth many years after the direct light passes by; in this case, 436 years ago. This same team used similar methods to uncover the origin of supernova remnant Cassiopeia A in 2007. Lead project astronomer at Subaru, Dr. Tomonori Usuda, said “using light echoes in supernova remnants is time-traveling in a way, in that it allows us to go back hundreds of years to observe the first light from a supernova event. We got to relive a significant historical moment and see it as famed astronomer Tycho Brahe did hundreds of years ago. More importantly, we get to see how a supernova in our own galaxy behaves from its origin.”

The view of the light echoes from Tycho’s supernova. Credit: Subaru Telescope

On September 24, 2008, using the Faint Object Camera and Spectrograph (FOCAS) instrument at Subaru, astronomers looked at the signatures of the light echoes to see the spectra that were present when Supernova 1572 exploded. They were able to obtain information about the nature of the original blast, and determine its origin and exact type, and relate that information to what we see from its remnant today. They also studied the explosion mechanism. What they discovered is that Supernova 1572 was very typical of a Type Ia supernova. In comparing this supernova with other Type Ia supernovae outside our galaxy, they were able to show that Tycho's supernova belongs to the majority class of Normal Type Ia, and, therefore, is now the first confirmed and precisely classified supernova in our galaxy. This finding is significant because Type Ia supernovae are the primary source of heavy elements in the Universe, and play an important role as cosmological distance indicators, serving as ‘standard candles’ because the level of the luminosity is always the same for this type of supernova. For Type Ia supernovae, a white dwarf star in a close binary system is the typical source, and as the gas of the companion star accumulates onto the white dwarf, the white dwarf is progressively compressed, and eventually sets off a runaway nuclear reaction inside that eventually leads to a cataclysmic supernova outburst. However, as Type Ia supernovae with luminosity brighter/fainter than standard ones have been reported recently, the understanding of the supernova outburst mechanism has come under debate. In order to explain the diversity of the Type Ia supernovae, the Subaru team studied the outburst mechanisms in detail. This observational study at Subaru established how light echoes can be used in a spectroscopic manner to study supernovae outburst that occurred hundreds of years ago. The light echoes, when observed at different position angles from the source, enabled the team to look at the supernova in a three dimensional view. This study indicated Tycho's supernova was an aspherical/nonsymmetrical explostion. For the future, this 3D aspect will accelerate the study of the outburst mechanism of supernova based on their spatial structure, which, to date, has been impossible with distant supernovae in galaxies outside the Milky Way.

The results of this study appear in the 4 December 2008 issue of the science journal Nature.

Source: Subaru Telescope

Cited from : universe today by Nancy Atkinson

Animasi : Pengaruh Lintang Terhadap Bola Langit (Celestial Sphere)

Di bawah ini ditampilkan dua buah animasi (.gif dan flash) tentang pengaruh lintang terhadap bola langit. Pengamat pada lintang yang berbeda akan mengamati bintang terbit dan terbenam pada arah yang berbeda. Gerak edar harian nya juga berbeda. Hal ini menyebabkan ada bintang - bintang tertentu tidak pernah terbit atau tidak pernah terbenam (meskipun tidak terlihat saat siang hari). Bintang-bintang tersebut dikenal dengan nama bintang sirkumpolar.

Flash animation of Orion star trails at different latitudes

(sumber : www.astronomynotes.com)