Pembentukan dan evolusi galaksi
Studi tentang Pembentukan dan evolusi galaksi berkaitan dengan proses terbentuknya alam semesta heterogen dari awal yang homogen, pembentukan galaksi pertama, cara galaksi berubah dari waktu ke waktu, dan proses yang menghasilkan berbagai struktur yang diamati di galaksi terdekat. Pembentukan galaksi dihipotesiskan terjadi dari teori pembentukan struktur, sebagai akibat dari fluktuasi kuantum skala kecil setelah Big Bang. Model paling sederhana yang secara umum sesuai dengan fenomena yang diamati adalah model Lambda-CDM — yaitu, pengelompokan dan penggabungan memungkinkan galaksi dengan mengakumulasi massa, menentukan bentuk dan strukturnya.
Sifat Sifat galaksi yang umum diamati
suntingKarena ketidakmampuan untuk melakukan eksperimen di luar angkasa, satu-satunya cara untuk "menguji" teori dan model evolusi galaksi adalah membandingkannya dengan observasi. Penjelasan bagaimana galaksi terbentuk dan berevolusi harus dapat memprediksi sifat dan jenis galaksi yang diamati.
Edwin Hubble menciptakan skema klasifikasi galaksi pertama yang dikenal sebagai diagram garpu tala Hubble. Ini membagi galaksi menjadi elips, spiral normal, spiral berjeruji (seperti Bima Sakti), dan tak beraturan. Jenis galaksi ini menunjukkan sifat berikut yang dapat dijelaskan oleh teori evolusi galaksi saat ini:
- Banyak sifat galaksi (termasuk diagram besaran-warna galaksI) yang menunjukkan bahwa pada dasarnya terdapat dua jenis galaksi. Kelompok-kelompok ini terbagi menjadi galaksi pembentuk bintang biru yang lebih mirip jenis spiral, dan galaksi merah pembentuk bintang yang lebih mirip galaksi elips.
- Galaksi spiral cukup tipis, padat, dan berputar relatif cepat, sedangkan bintang di galaksi elips memiliki orbit yang berorientasi acak.
- Mayoritas galaksi raksasa mengandung lubang hitam supermasif di pusatnya, dengan massa mulai dari jutaan hingga milyaran kali massa Matahari. Massa lubang hitam terikat pada tonjolan galaksi induk atau massa sferoid.
- Metalik memiliki korelasi positif dengan magnitudo absolut (luminositas) galaksi.
Ada kesalahpahaman umum bahwa Hubble salah percaya bahwa diagram garpu tala menggambarkan urutan evolusi galaksi, dari galaksi eliptis melalui lentikular hingga galaksi spiral. Ini bukan kasusnya; sebaliknya, diagram garpu tala menunjukkan evolusi dari yang sederhana ke kompleks tanpa konotasi temporal yang dimaksudkan.[1] Para astronom sekarang percaya bahwa galaksi cakram kemungkinan besar terbentuk lebih dulu, kemudian berevolusi menjadi galaksi elips melalui penggabungan galaksi.
Model saat ini juga memprediksi bahwa sebagian besar massa di galaksi terdiri dari materi gelap, materi yang tidak dapat diamati secara langsung, dan mungkin tidak berinteraksi melalui cara apa pun kecuali gravitasi. Pengamatan ini muncul karena galaksi tidak mungkin terbentuk sebagaimana mestinya, atau berputar seperti yang terlihat, kecuali galaksi tersebut memiliki massa yang jauh lebih banyak daripada yang dapat diamati secara langsung.
Pembentukan galaksi cakram
suntingTahap paling awal dalam evolusi galaksi adalah pembentukannya. Ketika galaksi terbentuk, ia memiliki bentuk cakram dan disebut galaksi spiral karena struktur "lengan" seperti spiral yang terletak pada cakramnya. Ada teori yang berbeda tentang bagaimana distribusi bintang seperti cakram ini berkembang dari awan materi: namun, saat ini, tidak ada yang tepat memprediksi hasil pengamatan.
Teori top-down
suntingOlin Eggen, Donald Lynden-Bell L, dan Allan Sandage[2] pada tahun 1962, mengajukan teori bahwa galaksi cakram terbentuk melalui runtuhnya awan gas besar secara monolitik. Distribusi materi di alam semesta awal berada dalam gumpalan yang sebagian besar terdiri dari materi gelap. Gumpalan ini berinteraksi secara gravitasi, menempatkan torsi pasang pada satu sama lain yang bertindak untuk memberi mereka momentum sudut. Sebagai materi baryonic mendingin, itu menghilangkan beberapa energi dan berkontraksi menuju pusat. Dengan kekekalan momentum sudut, materi di dekat pusat mempercepat rotasinya. Kemudian, seperti bola adonan pizza yang berputar, materi tersebut membentuk cakram yang rapat. Setelah piringan mendingin, gas tidak stabil secara gravitasi, sehingga tidak bisa tetap menjadi awan homogen tunggal. Ia pecah, dan awan gas yang lebih kecil ini membentuk bintang. Karena materi gelap tidak menghilang karena hanya berinteraksi secara gravitasi, ia tetap terdistribusi di luar cakram dalam apa yang dikenal sebagai lingkaran cahaya gelap. Pengamatan menunjukkan bahwa ada bintang yang terletak di luar cakram, yang tidak sesuai dengan model "adonan pizza". Ini pertama kali diusulkan oleh Leonard Searle dan Robert Zinn[3] bahwa galaksi terbentuk oleh penggabungan galaksi terdahulu yang lebih kecil. Dikenal sebagai skenario formasi top-down, teori ini cukup sederhana namun tidak lagi diterima secara luas.
Teori bottom-up
suntingTeori yang lebih baru termasuk pengelompokan lingkaran cahaya materi gelap dalam proses bottom-up. Alih-alih awan gas besar runtuh untuk membentuk galaksi di mana gas pecah menjadi awan yang lebih kecil, diusulkan bahwa materi bermula dari gumpalan "lebih kecil" ini (massa pada urutan gugus bola), dan kemudian banyak dari gumpalan ini bergabung untuk membentuk galaksi, yang kemudian ditarik oleh gravitasi dan kemudian membentuk gugus galaksi.[4] Hal ini masih menghasilkan distribusi materi baryonik seperti cakram dengan materi gelap membentuk halo untuk semua alasan yang sama seperti dalam teori top-down. Model yang menggunakan proses semacam ini memprediksi lebih banyak galaksi kerdil daripada galaksi besar, yang cocok dengan pengamatan.
Para astronom saat ini tidak tahu proses apa yang menghentikan kontraksi. Faktanya, teori pembentukan galaksi cakram tidak berhasil menghasilkan kecepatan rotasi dan ukuran galaksi cakram. Telah dikemukakan bahwa radiasi dari bintang-bintang terang yang baru terbentuk, atau dari inti galaksi yang aktif dapat memperlambat kontraksi piringan pembentuk. Ini juga telah menyarankan bahwa materi gelap halo dapat menarik galaksi, sehingga menghentikan piringan kontraksi.[5]
Model Lambda-CDM adalah model kosmologis yang menjelaskan pembentukan alam semesta setelah Big Bang. Ini adalah model yang relatif sederhana yang memprediksi banyak properti yang diamati di alam semesta, termasuk frekuensi relatif dari berbagai jenis galaksi; namun, ini meremehkan jumlah galaksi piringan tipis di alam semesta.[6] Alasannya adalah karena model formasi galaksi ini memprediksi banyak penggabungan. Jika galaksi cakram bergabung dengan galaksi lain dengan massa yang sebanding (setidaknya 15 persen dari massanya) penggabungan kemungkinan besar akan menghancurkan, atau setidaknya sangat mengganggu cakram, dan galaksi yang dihasilkan tidak diharapkan menjadi galaksi cakram. Meskipun hal ini tetap menjadi masalah yang belum terpecahkan bagi para astronom, tidak berarti bahwa model Lambda-CDM sepenuhnya salah, melainkan membutuhkan penyempurnaan lebih lanjut untuk secara akurat mereproduksi populasi galaksi di alam semesta.
Penggabungan galaksi dan pembentukan galaksi eliptis
suntingGalaksi elips (seperti IC 1101) adalah salah satu galaksi terbesar yang diketahui sejauh ini. Bintang mereka berada pada orbit yang secara acak diorientasikan di dalam galaksi (yaitu mereka tidak berputar seperti galaksi cakram). Ciri khas galaksi elips adalah bahwa kecepatan bintang tidak serta-merta berkontribusi pada pendataran galaksi, seperti galaksi spiral.[7] Galaksi elips memiliki lubang hitam supermasif pusat, dan massa lubang hitam ini berkorelasi dengan massa galaksi.
Galaksi elips memiliki dua tahapan utama evolusi. Yang pertama adalah karena lubang hitam supermasif yang tumbuh dengan bertambahnya gas pendingin. Tahap kedua ditandai dengan stabilnya lubang hitam dengan menekan pendinginan gas, sehingga meninggalkan galaksi elips dalam keadaan stabil.[8] Massa lubang hitam juga berkorelasi dengan sifat yang disebut sigma yang merupakan penyebaran kecepatan bintang dalam orbitnya. Hubungan ini, yang dikenal sebagai hubungan M-sigma, ditemukan pada tahun 2000.[9] Galaksi elips sebagian besar tidak memiliki cakram, meskipun beberapa tonjolan galaksi cakram menyerupai galaksi elips. Galaksi elips lebih mungkin ditemukan di daerah padat di alam semesta (seperti kelompok galaksi).
Para astronom sekarang melihat galaksi elips sebagai salah satu sistem yang paling berkembang di alam semesta. Sudah diterima secara luas bahwa pendorong utama evolusi galaksi elips adalah penggabungan galaksi yang lebih kecil. Banyak galaksi di alam semesta yang terikat secara gravitasi ke galaksi lain, yang berarti bahwa mereka tidak akan pernah lepas dari tarikan timbal baliknya. Jika galaksi berukuran sama, galaksi yang dihasilkan akan tampak mirip dengan kedua pendahulunya,[10] tetapi akan berbentuk elips. Ada banyak jenis penggabungan galaksi, yang tidak selalu menghasilkan galaksi elips, tetapi mengakibatkan perubahan struktural. Misalnya, peristiwa penggabungan kecil diperkirakan terjadi antara Bima Sakti dan Awan Magellan.
Penggabungan antara galaksi-galaksi besar seperti itu dianggap sebagai hal yang tidak biasa, dan interaksi gesekan gas antara kedua galaksi dapat menyebabkan gelombang kejut gravitasi, yang mampu membentuk bintang baru di galaksi elips baru.[11] Dengan mengurutkan beberapa gambar dari tabrakan galaksi yang berbeda, seseorang dapat mengamati garis waktu dua galaksi spiral yang bergabung menjadi satu galaksi elips.[12]
Dalam Grup Lokal, Bima Sakti dan Galaksi Andromeda terikat secara gravitasi, dan saat ini saling mendekati dengan kecepatan tinggi. Simulasi menunjukkan bahwa Bima Sakti dan Andromeda berada pada jalur tabrakan, dan diperkirakan akan bertabrakan dalam waktu kurang dari lima miliar tahun. Selama tabrakan ini, diharapkan Matahari dan bagian Tata Surya lainnya akan keluar dari jalurnya orbitnya saat ini di sekitar Bima Sakti. Sisa sisa tabrakan mungkin akan membentuk galaksi elips raksasa.[13]
Referensi
sunting- ^ Hubble, E. P. (1926-12). "Extragalactic nebulae". The Astrophysical Journal. 64: 321. doi:10.1086/143018. ISSN 0004-637X.
- ^ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962-11). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". The Astrophysical Journal. 136: 748. doi:10.1086/147433. ISSN 0004-637X.
- ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978-10). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". The Astrophysical Journal. 225: 357. doi:10.1086/156499. ISSN 0004-637X.
- ^ White, S. D. M.; Rees, M. J. (1978-07-01). "Core condensation in heavy halos: a two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (dalam bahasa Inggris). 183 (3): 341–358. doi:10.1093/mnras/183.3.341. ISSN 0035-8711.
- ^ Christensen, Lars Lindberg; Shida, Raquel Yumi; De Martin, Davide, ed. (2009). "Cosmic Collisions". doi:10.1007/978-0-387-93855-4.
- ^ Steinmetz, Matthias; Navarro, Julio F. (2002-06). "The hierarchical origin of galaxy morphologies". New Astronomy. 7 (4): 155–160. doi:10.1016/s1384-1076(02)00102-1. ISSN 1384-1076.
- ^ Hot interstellar matter in elliptical galaxies. Kim, Dong-Woo, 1958-, Pellegrini, Silvia. Heidelberg: Springer Science+Business Media, LLC. 2012. ISBN 978-1-4614-0580-1. OCLC 759858084.
- ^ Churazov, E.; Sazonov, S.; Sunyaev, R.; Forman, W.; Jones, C.; Bohringer, H. (2005-10-01). "Supermassive black holes in elliptical galaxies: switching from very bright to very dim". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 363 (1): L91–L95. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x. ISSN 1745-3925.
- ^ Gebhardt, Karl; Bender, Ralf; Bower, Gary; Dressler, Alan; Faber, S. M.; Filippenko, Alexei V.; Green, Richard; Grillmair, Carl; Ho, Luis C. (2000-08-10). "A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion". The Astrophysical Journal. 539 (1): L13–L16. doi:10.1086/312840. ISSN 0004-637X.
- ^ Barnes, Joshua E. (1989-03). "Evolution of compact groups and the formation of elliptical galaxies". Nature. 338 (6211): 123–126. doi:10.1038/338123a0. ISSN 0028-0836.
- ^ "When Galaxies Collide". Science. 316 (5833): 1809c–1809c. 2007-06-07. doi:10.1126/science.316.5833.1809c. ISSN 0036-8075.
- ^ The Wandering Astronomer. IOP Publishing Ltd. ISBN 0-7503-0693-9.
- ^ Mutch, Simon J.; Croton, Darren J.; Poole, Gregory B. (2011-07-11). "THE MID-LIFE CRISIS OF THE MILKY WAY AND M31". The Astrophysical Journal. 736 (2): 84. doi:10.1088/0004-637x/736/2/84. ISSN 0004-637X.