PENGUKURAN JARAK ANTAR GALAKSI

Tugas AstronomiKD 4

Disusun Guna Memenuhi Tugas Mata Kuliah Astronomi yang Diampu oleh Dyah Fitriana Masithoh, M. ScKelompok 5a:1. Alex Gandung P.(K2310005)

2. Dian Suryati P.(K2310025)

3. Fitri Aprilianingrum(K2310041)Pendidikan Fisika 2010 AJURUSAN PMIPAFAKULTAS KEGURUAN DAN ILMU PENDIDIKAN

UNIVERSITAS SEBELAS MARET SURAKARTA

2013Pengukuran Jarak Antar GalaksiProblem Penentuan Jarak Ekstragalaksi

Memasuki abad ke-20, salah satu problem terpenting dalam astronomi adalah penentuan skala Bima Sakti kita dan apakah galaksi-galaksi lain (saat itu masih disebut nebula dan disamakan dengan awan-awan gas lain) merupakan bagian dari Bima Sakti kita atau merupakan sebuah aglomerasi bintang-bintang yang identik dengan Bima Sakti, sebuah pulau kosmik atau island universe sebagaimana telah dibayangkan oleh Thomas Wright dan Immanuel Kant secara terpisah. Pertanyaan kedua akan mudah dijawab apabila kita dapat mengetahui besarnya Galaksi Bima Sakti dan juga jarak menuju nebula-nebula tersebut. Problem penentuan jarak menuju nebula-nebula inilah yang kemudian menjadi studi sendiri yang disebut problem penentuan jarak ekstragalaksi. Setelah disadari bahwa Bima Sakti adalah sebuah kumpulan bintang yang membentuk sebuah sistem bernama galaksi dan bahwa nebula-nebula lain yang jaraknya luar biasa jauh itu juga merupakan sebuah galaksi tersendiri, melalui sebuah perdebatan yang panjang terutama antara Harlow Shapley dan Heber Curtisyang kemudian disebut sebagai The Great Debate, maka studi galaksi untuk memahami proses fisika yang berlangsung dalam sistem bintang ini pun menemukan kemapanannya. Selanjutnya, pada tahun 1929, Edwin Powell Hubble menunjukkan, melalui observasi pergeseran merah (redshift) galaksi-galaksi yang jauh, bahwa galaksi-galaksi bergerak menjauhi kita dan memberikan bukti tak terbantahkan bahwa alam semesta mengembang. Laju pengembangan alam semesta ini berhubungan secara proporsional terhadap radius alam semesta dan konstanta yang kemudian disebut Konstanta Hubble. Konstanta ini memegang peranan penting dalam kosmologi karena tidak hanya memberitahu kita laju pengembangan alam semesta tetapi juga kerapatan alam semesta, besarnya percepatan (atau perlambatan) pengembangan alam semesta, usia alam semesta, dan radius alam semesta teramati. Penentuan Konstanta Hubble yang akurat membawa permasalahan tersendiri. Kecepatan resesi galaksi dapat diperoleh dengan mudah, namun penentuan jarak menjadi problem tersendiri karena semakin jauh objek semakin sulit jaraknya dapat ditentukan dengan akurat.

Problem penentuan jarak ekstragalaksi menjadi penting dalam studi fisika galaksi karena informasi jarak yang akurat terhadap objek-objek ekstragalaksi tidak hanya memungkinkan kita, pada hal yang paling dasar, menghitung kecerlangan sejati atau luminositas dari objek tersebut dan mencoba memperoleh properti mendasar dari objek-objek jauh tersebut: bagaimana mekanisme produksi energinya, tetapi juga dapat menentukan besarnya Konstanta Hubble dengan lebih akurat.

Berbagai cara pun dikembangkan untuk menentukan jarak ekstragalaksi yang lebih teliti. Prinsip penentuan jarak ekstragalaksi sama sekali berbeda dengan penentuan objek-objek di dalam galaksi kita. Metode tradisional dalam astronomi, paralaks trigonometri, tidak dapat digunakan karena sudut paralaks yang dihasilkan dari objek-objek tersebut sangat kecil dan tak terukur. Sebagai ilustrasi, galaksi Awan Magellan Besar yang berjarak 50 kpc dari galaksi kita, akan memiliki sudut paralaks sebesar 210-5 detik busur, sebuah sudut luar biasa kecil yang belum bisa diukur oleh instrumen pengukur sudut manapun. Metode paralaks spektroskopi atau metode main sequence fitting, yang mengasumsikan bahwa bintang dengan kelas spektrum dan kelas luminositas yang sama akan memiliki magnitudo mutlak yang sama, tak dapat dilakukan karena bintang pada galaksi luar terlalu jauh sehingga tidak dapat diresolusikan menjadi bintang individual yang dapat ditentukan kelas spektrumnya.

Jarak astronomis adalah penggambaran dengan menggunakan angka-angka dalam menyatakan seberapa jauh obyek-obyekastronomiberada. Angka-angka ini begitu meraksasa jika menggunakan standar kehidupan manusia sehari-hari. Sebagai contoh, bintang paling dekat dengan BumisetelahMatahari, yaituProxima Centauri, memiliki jarak 39.900.000.000.000 kilometer. Oleh sebab itu diciptakansatuan-satuanuntuk menyederhanakan penyebutannya, antara lain:

tahun cahaya1 tahun cahaya adalah jarak yang ditempuh oleh cahaya (photon) dalam satu tahun. Bila suatu objek berjarak 100 tahun cahaya, maka waktu yang dibutuhkan oleh cahaya dari objek tersebut untuk sampai ke Bumi adalah 100 tahun. Satuan ini biasanya digunakan untuk mengukur jarak antarbintangatau galaksi

parsecParsec setara dengan jarak Bumi terhadap benda langit yang mempunyai sudut paralaks 1 arc-detik (1 arc-detik = 1/3.600 derajat) terhadap langit saat Bumi bergerak 1 SA mengorbit Matahari.

1 parsec = 3,26 tahun cahaya. 1 parsec setara dengan 103.132 kali perjalanan bolak-balik ke Matahari.

satuan astronomi1 Satuan Astronomi (1 SA) adalah jarak rata-rata Bumi-Matahari, yaitu sekitar 150 juta km. Satuan ini umumnya dipakai untuk mengukur jarak antara objek dalam Tata Surya.

Terdapat beberapa metode untuk mengukur jarak antar galaksi:

a. paralaks trigonometri

b. paralaks fotometri

c. paralaks spektroskopi

d. lilin standar

e. hukum Hubble

Metode di atas telah diurutkan dari penentuan jarak bintang-bintang dekat (paralaks trigonometri) hingga penentuan jarak galaksi-galaksi terjauh (hukum Hubble). Urutan ini pada akhirnya akan membentuk tangga jarak kosmik.a. paralaks trigonometri

Metode penentuan jarakbintang dan objek luar angkasa lainnya yang paling sederhana adalah metode paralaks trigonometri. Akibat perputaran Bumi mengitariMatahari, maka bintang-bintang yang dekat tampak bergeser letaknya terhadap latar belakang bintang-bintang yang jauh. Dengan mengukur sudut pergeseran itu (disebut sudut paralaks), dan karena kita tahu jarak Bumi ke Matahari, maka jarak bintang dapat ditentukan.Sudut paralaks ini sangat kecil hingga cara ini hanya bisa digunakan untuk bintang-bintang yang jaraknya relatif dekat, yaitu hanya sampai beberapa ratus tahun cahaya (bandingkan dengan diameter galaksi kita yang 100.000 tahun cahaya, dan jarak galaksi Andromeda yang dua juta tahun cahaya). Ada metode lain yang dapat meraih jarak lebih jauh, yaitu metode fotometri.

b. paralaks fotometriMagnitudo adalah suatu sistem skala ukuran kecerlangan bintang. Sistem magnitudo ini dibuat pertama kali oleh Hipparchus pada abad 2 sebelum masehi. Dia membagi terang bintang menjadi 6 kelompok berdasarkan penampakkannya dengan mata telanjang. Bintang yang paling terang diberi magnitudo 1 sedangkan bintang yang paling lemah yang bisa diamati oleh mata telanjang diberi magnitudo 6.

Ilmuwan John Herschel mendapatkan bahwa kepekaan mata dalam menilai terang bintang bersifat logaritmik. Bintang yang bermagnitudo 1 ternyata 100 kali lebih terang dibandingkan bintang yang bermagnitudo 6. Berdasarkan fakta ini, Pogson merumuskan skala magnitudo secara kuantitatif. Hal ini menyebabkan sistem magnitudo semakin banyak digunakan hingga saat ini.

Skala Pogson untuk magnitudo (semu):

m1 m2= -2,5log(E1/E2)

dengan :m1: magnitudo (semu) bintang 1

m2: magnitudo (semu) bintang 2

E1: Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 1

E2: Fluks pancaran yang diterima pengamat dari bintang 2

Magnitudo yang menyatakan ukuran fluks energi bintang yang kita terima/ukuran terang bintang yang kita lihat/jumlah foton yang kita terima disebut magnitudo semu (apparent magnitude).Untuk menyatakan luminositas atau kuat sebenarnya sebuah bintang, kita definisikan besaran magnitudo mutlak (intrinsic/absolute magnitude), yaitu magnitudo bintang yang diandaikan diamati dari jarak 10 pc.

Skala Pogson untuk magnitudo mutlak (M) :

M1 M2= -2,5log(L1/L2)

dengan :M1: magnitudo mutlak bintang 1

M2: magnitudo mutlak bintang 2

L1: Luminositas bintang 1

L2: Luminositas bintang 2

Hubungan antara magnitudo semu (m) dan magnitudo mutlak (M) disebut modulus jarak.

m M = -5 + 5 log d

dengan d adalah jarak bintang (dalam pc) dan (m-M) disebut modulus jarak.Persamaan modulus jarak umumnya digunakan dalam menentukan jarak bintang-bintang yang jauh secara tidak langsung (metode indirect). Seperti yang sudah pernah dibahas sebelumnya bahwa metode paralaks trigonometri hanya bisa menentukan jarak secara akurat untuk beberapa bintang dengan jarak kurang dari 500 pc. Untuk bintang yang lebih jauh lagi, perlu digunakan metode-metode tak langsung (indirect). Salah satunya adalah dengan mengukur magnitudo semu bintang lalu memperkirakan magnitudo mutlaknya. Cara memperkirakan magnitudo mutlak ini banyak metode/caranya. Dengan mengetahui magnitudo semu dan perkiraan magnitudo mutlak, maka kita bisa memperkirakan jarak suatu bintang dengan modulus jarak.Hal yang perlu diperhatikan adalah persamaan modulus jarak di atas valid/benar/akurat jika diasumsikan tidak ada materi antar bintang yang terletak di antara arah pandang kita ke bintang. Materi antar bintang tersebut dapat mengabsorpsi sebagian cahaya bintang. Jika keberadaan serapan oleh materi antar bintang (MAB) tidak diabaikan, maka persamaan modulus jaraknya :

m M = -5 + 5 log d + AVdengan AV: konstanta serapan materi antar bintang.

c. paralaks spektroskopid. lilin standarAda benda-benda langit yang luminositasnya dapat diketahui. Ini disebut sebagai lilin penentu jarak (standard candle). Standar lilin adalah kecerahan cahaya dari objek yang diketahui. Dengan mengamati seberapa terang suatu objek, membantu para astronom menentukan jaraknya objek yang lebih jauh memiliki kecerahan yang lebih redup. Salah satu lilin penentu jarak adalah bintang-bintang variabel Cepheid yang berubah cahayanya dengan irama tetap (periodik). Perubahan cahaya itu disebabkan karena bintang itu berdenyut. Makin panjang periode (selang waktu antara) denyutan, makin terang bintang itu.Sifat tersebut ditemukan oleh astronom wanita Henrietta Leavitt pada tahun 1912. Jadi, luminositas bintang dapat ditentukan dengan cara mengukur periode denyutannya. Variabel Cepheid merupakan bintang yang sangat terang, hingga beberapa puluh ribu kali matahari, karena itu dapat digunakan untuk menentukan jarak galaksi lain.Ada lilin penentu jarak yang jauh lebih terang lagi, yaitu Supernova Type Ia. Ini bintang meledak, terangnya telah dikalibrasi sekitar 10 miliar kali matahari. Ini lilin penentu jarak yang sangat penting karena bisa digunakan untuk menentukan jarak galaksi-galaksi yang sangat jauh. Studi tentang Supernova Type Ia ini intensif dilakukan sekarang.Ketepatan pengukuran jarak yang didasarkan pada periode-luminositas hubungan tergantung terutama pada yang presisi dengan jarak beberapa Cepheid diketahui. Masalah kalibrasi ini telah lama menjadi masalah rumit, tetapi pada tahun 2008, ESO astronom telah memperkirakan dengan ketepatan dalam waktu 1% jarak ke RS Cepheid Puppis, menggunakan cahaya echos dari sebuah nebula di mana tertanam.Beberapa isu lain yang muncul dalam kalibrasi standar Cepheids sebagai lilin. Di antaranya adalah efek pada cahaya bintang oleh campur tangan galaksi debu dan gas: memerah (dengan perubahan warna), dan kepunahan (peredupan keseluruhan cahaya). Masalah lainnya adalah efek diperdebatkan secara aktif metallicity.Periode-hubungan luminositas telah dikalibrasi oleh banyak astronom sepanjang abad kedua puluh, dimulai dengan Hertzsprung.Sebuah kalibrasi diterbitkan oleh Michael Perayaan dan Robin Catchpole pada tahun 1997 dengan menggunakan paralaks trigonometri ditentukan oleh Hipparcos satelit. Hubungan antara Populasi saya periode Cepheid P, dan luminositas, yang diukur sebagai magnitudo mutlak berarti Mv iniM_v = -2,81 log (P) (1,43 \ pm 0.1) \,

dengan P diukur dalam hari. [17] [13] hubungan berikut juga dapat digunakan untuk menghitung jarak d dan reddenings E (B V) untuk klasik Cepheids:

5 \ log_ (10) (d) = V + (3,43) \ log_ (10) (P) (2,58) (VI) + 7,50 \,.5 \ log_ (10) (d) = V + (4,42) \ log_ (10) (P) (3,43) (BV) + 7,15 \,.E (BV) =- (0,27) \ log_ (10) (P) + (0,41) (VJ) 0,26 \,.

Mana J adalah pada sistem fotometrik 2MASS, dan B, aku dan V mewakili biru, dekat inframerah, dan visual, masing-masing.Walaupun demikian, Cepheid juga memiliki kelemahan. Yang pertama adalah keterbatasan jarak yang dapat dicakup oleh metode ini. Ketika jarak terhadap galaksi meningkat (dan resolusi menurun), efek pengerumunan (crowding) membuat bintang Cepheid makin sulit diidentifikasi. Dengan Teleskop Ruang Angkasa Hubble, Cepheid hanya bisa diidentifikasi pada galaksi spiral dalam jarak kurang dari 30 Mpc (Freedman et.al 2001). Dengan demikian, Cepheid saja tidak dapat diamati pada jarak yang cukup untuk menentukan Ho secara langsung sehingga dibutuhkan indikator lain yang dapat menjangkau jarak yang lebih jauh agar Ho dapat ditentukan secara lebih akurat. Kedua, Cepheid adalah bintang muda sehingga banyak ditemukan pada region-region yang berdebu dan oleh karena itu harus ada koreksi terhadap efek absorpsi dan pemerahan dengan didasarkan pada asumsi universalitas hukum ekstingsi galaksi. Ketiga, kebergantungan Hubungan PL terhadap metalisitas belum sepenuhnya dimengerti dan keempat, belum ada kalibrasi geometris dari Hubungan PL pada berbagai metalisitas.Secara umum, jalan untuk menentukan jarak Cepheid (Cepheid distance) menuju sebuah galaksi melibatkan langkah-langkah berikut ini (Jacoby et.al 1992):

1. Pengamatan objek pada berbagai epoch2. identifikasi bintang-bintang variabel

3. perkiraan magnitudo

4. perkiraan periode

5. perkiraan magnitudo rata-rata dan warna pada sistem standar

6. koreksi ekstingsi dan perkiraan jarak.

e. hukum Hubble

Pada tahun 1929 Edwin Hubble di Observatorium Mount Wilson, Amerika, mendapatkan adanya hubungan antara kecepatan menjauh galaksi dan jarak galaksi. Makin jauh suatu galaksi, makin besar kecepatannya. Jika kita menganggap bahwa pergeseran merah ini disebabkan olehefek Dopplerdi mana galaksi menjauhi kita maka hal ini membawa kita pada suatu gambaran tentangalam semestayang mengembang dan, dengan melakukan ekstrapolasi waktu ke belakang, kita sampai pada teoridentuman dahsyatatauBig Bang. Hubble membandingkan jarak ke galaksi dekat denganpergeseran merahmereka, dan menemukan hubungan yang linear. Perkiraannya tentang suatu konstanta perbandingan ini dikenal dengan namakonstanta Hubble(dan sekarang juga dikenal sebagai "parameter Hubble" karena ternyata hal ini bukanlah sekedar konstanta, melainkan suatu parameter yang tergantung pada waktu yang menandakan perluasan alam semesta yang dipercepat), sebenarnya meleset dengan faktor 10. Lebih jauh lagi, jika seseoarang menggunakan pengamatan Hubble yang asli dan kemudian memakai jarak yang paling akurat dan kecepatan yang sekarang diketahui, ia akan memperoleh suatu grafikscatter plotyang acak tanpa hubungan yang jelas antara pergeseran merah dengan jarak. Sekalipun demikian, hubungan yang hampir linear antara pergeseran merah dan jarak dikuatkan oleh pengamatan setelah Hubble. Hukum ini dapat dinyatakan sebagai berikut:

v=H0Ddi manavadalah pergeseran merah, biasanya dinyatakan dalam km/s (kecepatan di mana galaksi menjauhi kita, untuk menghasilkan pergeseran merah ini melalui efek Doppler),H0adalah parameter Hubble (pada pengamat, seperti dilambangkan dengan indeks 0), danDadalah jarak sekarang dari pengamat ke galaksi, yang diukur dalammega

HYPERLINK "http://id.wikipedia.org/wiki/Parsec" \o "Parsec"parsec: Mpc.Kita dapat menurunkan hukum Hubble secara matematis jika ia menganggap bahwa alam semesta mengembang (atau menyusut) dan menganggap bahwa alam semesta adalahhomogeneous, yang berarti bahwa semua titik di dalamnya adalah sama.Selama sebagian besar dari pertengahan kedua abad ke-20, nilai dariH0diperkirakan berada di antara 50 dan 90 km/s/Mpc. Nilai dari konstanta Hubble sudah merupakan topik kontroversi yang cukup lama dan pahit antaraGrard de Vaucouleursyang menyatakan bahwa nilainya adalah 100 danAllan Sandageyang menyatakan bahwa nilainya adalah 50. Proyek HubbleKey benar-benar melakukan perbaikan penting dalam menentukan nilai ini dan pada bulan Mei 2001 mempublikasikan perkiraanya sekitar 72+/-8 km/s/Mpc. Pada tahun 2003 satelitWMAPmenyempurnakan lebih jauh menjadi71+/-4, menggunakan cara yang sama sekali berbeda, berdasarkan pada pengukuran anisotropi padaradiasi latar belakang gelombang mikro kosmik. Angka ini kemudian dikoreksi lagi pada Agustus 2006. Berdasarkan data dari Observatorium Sinar X Chandra (Chandra X-ray Observatory), nilai konstanta Hubble ditetapkan pada angka 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2.Konstanta Hubble adalah "konstan" dalam arti bahwa konstanta ini dipercaya bisa dipakai untuk semua kecepatan dan jarak pada masasekarang. Nilai dariH(yang biasa disebut sebagaiparameter Hubbleuntuk membedakannya dengan nilai sekarang,konstanta Hubble) berkurang terhadap waktu. Jika kita menganggap bahwa semua galaksi mempertahankan kecepatannya relatif terhadap kita dan tidak mengalami percepatan atau perlambatan, maka kita memilikiD=vtdan oleh karena ituH= 1/t, di manatadalah waktu sejak dentuman dahsyat(Big Bang). Rumus ini dapat digunakan untuk memperkirakan usia alam semesta dariH.Berdasarkan pengamatan akhir-akhir ini, sekarang dipercaya bahwagalaksi dipercepat menjauhi kita, yang berarti bahwaH> 1/t(tetapi tetap saja berkurang terhadap waktu) dan perkiraan 1/H0(antara 11 dan 20 milyar tahun) sebagai usia alam semesta terlalu kecil.Hubble mendapatkan hubungan itu linier dan menuliskannya dalam rumus V = H D dengan V = kecepatan menjauh, D = jarak galaksi dan H disebut tetapan Hubble. Dengan rumus Hubble itu dapat diperoleh bahwa semua galaksi itu dulu menyatu di suatu titik. Kapan ? Waktunya adalah t = D / V atau t = 1 / H. Pada waktu itulah terjadi big bang atau ledakan besar yang membentuk alam semesta ini.Pengamatan pada galaksi dankuasaryang jauh menunjukkan bahwa objek-objek ini mengalamipergeseran merah, yakni bahwa pancarancahayaobjek ini telah bergeser menuju panjang gelombang yang lebih panjang. Pergeseran ini dapat dilihat dengan mengambilspektrum frekuensisuatu objek dan mencocokkannya dengan polaspektroskopigaris emisiataupungaris absorpsiatom suatu unsur kimia yang berinteraksi dengan cahaya. Pergeseran ini secara merata isotropis, dan terdistribusikan merata di kesemuaan objek terpantau di seluruh arah pantauan. Jikageseran merahini diinterpretasikan sebagaigeseran Doppler,kecepatanmundur suatu objek dapat dikalkulasi. Untuk beberapa galaksi, dimungkinkan pula perkiraan jarak menggunakantangga jarak kosmis.Dengan menggunakan hukum Hubble, galaksi yang dapat ditentukan pergeseran merah atau red shift-nya (dengan kata lain kecepatan menjauhnya), maka jaraknya dapat ditentukan. Galaksi Abell 1835 IR1916, yang merupakan galaksi yang terjauh, ditentukan jaraknya dengan cara ini. Garis spektrum yang berasal dari hidrogren (disebut Lyman-alpha) di galaksi ini yang seharusnya berada di warna ultraviolet bergeser ke warna inframerah.

Jarak galaksi itu 13,23 miliar tahun cahaya. Bila alam semesta ini berumur 13,7 miliar tahun, berarti kita melihat galaksi itu hanya 470 juta tahun setelah big bang, sewaktu umur alam semesta baru 3,4 persen dari umurnya sekarang. Bila kita umpamakan alam semesta ini kakek berumur 80 tahun, yang kita lihat adalah balita berumur 2,5 tahun.