GALAKSI DAN INDIKATOR-INDIKATOR TERJADINYA INTERAKSI

Bab II
GALAKSI DAN INDIKATOR-INDIKATOR
TERJADINYA INTERAKSI GALAKSI
II.1
Pendahuluan Galaksi
Langit malam yang penuh bintang merupakan sebuah pemandangan indah
nan menakjubkan. Begitu banyaknya bintang membuat kita bertanya-tanya
bagaimana sebenarnya alam semesta kita. Apakah bintang-bintang itu merupakan
obyek-obyek tunggal yang tak saling terikat satu sama lain ataukah merupakan
komponen-komponen kecil yang menyusun sebuah sistem yang lebih besar.
Pertanyaan-pertanyaan
mendasar,
namun
menggelitik,
seperti
itu
membangkitkan motivasi umat manusia untuk mencari jawaban-jawaban dari
pertanyaan-pertanyaan tersebut. Untuk menjawab pertanyaan-pertanyaan tersebut
dilakukanlah penelitian mengenai alam semesta kita. Pada awalnya sedikit sekali
informasi yang dapat dikumpulkan. Namun seiring perkembangan zaman, ilmu
pengetahuan dan teknologi juga semakin berkembang, semakin modern pula
instrumen yang mampu dibuat manusia. Dengan berbekal instrumen dan teknologi
yang semakin modern, semakin banyak pula informasi yang bisa digali dari alam
semesta yang amat sangat besar ini.
Dengan dilakukan penelitian dan pengamatan terhadap bintang-bintang,
ternyata disimpulkan bahwa bintang-bintang bukan merupakan obyek yang berdiri
sendiri. Bintang-bintang merupakan komponen kecil yang menyusun sistem yang
lebih besar, yakni sistem yang dinamakan galaksi. Galaksi merupakan sebuah
sistem yang sangat besar bila dibandingkan dengan bintang. Sebuah galaksi dapat
tersusun dari milyaran jumlah bintang. Sebagai contoh galaksi Bimasakti kita
tersusun tak kurang dari 200 milyar bintang yang terdistribusi di bagian bulge,
piringan (dan lengan spiral), dan bagian halo galaksi. Komponen-komponen
galaksi seperti ini (bulge, disk, dan halo) merupakan karakteristik dari galaksi
5
spiral (akan dibahas lebih mendalam pada sub-bab II.2 mengenai klasifikasi
galaksi). Selain bintang, galaksi juga tersusun dari materi lain seperti gas dan debu
serta materi yang tak terlihat yang dinamakan dark matter (nantinya komponenkomponen apa saja yang menyusun suatu galaksi akan dibahas lebih lanjut dalam
sub-bab II.2 mengenai klasifikasi galaksi). Milyaran galaksi yang ada di alam
semesta cukup merepresentasikan besar dan luasnya alam semesta, dimana galaksi
juga nantinya akan bergabung satu sama lain membentuk grup ataupun gugus
galaksi. Jadi secara sederhana dapat disimpulkan bahwa galaksi didefinisikan
sebagai kumpulan dari materi tampak (bintang dan materi antar bintang) dan
materi tak tampak (dark matter) yang saling berinteraksi secara gravitasional dan
membentuk sebuah sistem yang berada dalam keadaan setimbang (tervirialisasi).
Galaksi-galaksi dipercaya terbentuk pada waktu yang hampir bersamaan,
sekitar 13 milyar tahun yang lalu. Teori klasik pembentukan galaksi adalah dari
awan gas yang ukurannya sangat besar, jauh lebih besar dari galaksi yang
terbentuk olehnya. Awan tersebut nantinya akan kolaps karena pengaruh tarikan
gravitasi dari dalam awan itu sendiri yang lebih dominan dibanding tekanan
dalam awan. Bila awan tersebut berotasi dengan lambat, maka awan yang kolaps
akan membentuk bintang-bintang sebelum awan menjadi pipih seperti piringan.
Galaksi yang dihasilkan adalah galaksi elips. Namun bila awan gas berotasi
dengan cepat, awan gas yang kolaps akan membentuk piringan sebelum bintangbintang lain terbentuk. Hasilnya adalah galaksi spiral.
Teori lain adalah adanya awan gas yang sangat besar (lebih besar dari
teori yang pertama) dimana awan gas raksasa tersebut terfragmentasi menjadi
awan-awan gas yang lebih kecil. Awan-awan gas yang lebih kecil inilah yang
akan membentuk galaksi-galaksi seperti yang ada pada saat ini. Teori ini sekaligus
juga menjelaskan bagaimana gugus galaksi terbentuk. Namun teori ini tak cukup
kuat karena model galaksi semacam ini memerlukan waktu yang sangat panjang
sehingga bila teori ini memang benar adanya, maka sampai saat ini seharusnya
pembentukan galaksi masih terjadi. Namun kenyataanya sampai saat ini
pembentukan galaksi tidak teramati.
Sedangkan satu lagi teori yang berkembang mengenai pembentukan
galaksi adalah bergabungnya komponen-komponen yang lebih kecil (obyek-
6
obyek seperti gugus bola dengan massa hingga jutaan massa Matahari). Saat alam
semesta masih cukup muda, obyek-obyek seperti ini sangat mungkin kolaps dan
membentuk sebuah galaksi. Nantinya galaksi-galaksi juga akan berkumpul
membentuk gugus galaksi dan gugus-gugus galaksi akan berkumpul membentuk
super gugus galaksi. Model ini mengharuskan akan lebih banyak ditemukan
galaksi yang kecil dibandingkan dengan galaksi yang besar. Fakta seperti ini
memang ditemukan dalam pengamatan galaksi. Di samping itu, dengan teori
seperti ini, gugus galaksi dan super gugus galaksi juga seharusnya masih terus
terbentuk, dan sekali lagi hal ini terbukti secara pengamatan.
II.2
Klasifikasi Morfologi Galaksi
Bila kita meninjau galaksi secara umum sebagai sebuah obyek tunggal,
maka kita dapat membuat klasifikasi mengenai morfologi galaksi. Adapun dasar
dari klasifikasi morfologi galaksi adalah pengamatan fotografi. Dengan kata lain
pengelompokkan dilakukan dengan metode pengamatan (secara fotografi)
berdasarkan kemiripan bangun galaksi saat galaksi tersebut diamati.
Pengelompokkan galaksi pada awalnya dilakukan oleh Edwin J. Hubble.
Sistem klasifikasi Hubble dinamakan diagram garpu tala Hubble (ditunjukkan
oleh gambar II.1). Hubble mengklasifikasikan galaksi ke dalam tiga kelompok
besar, yaitu galaksi elips, galaksi spiral, dan galaksi lenticular (S0). Skema
klasifikasi Hubble ini pertama kali diterbitkan dalam buku The Realm of the
Nebulae pada tahun 1936 yang merupakan sistem klasifikasi galaksi pertama dari
sistem klasifikasi galaksi yang ada saat ini. Sistem klasifikasi Hubble yang
membagi galaksi ke dalam tiga kelompok besar, yaitu elips, spiral, dan lenticular,
semata-mata sesuai dengan kenampakan galaksi. Galaksi elips memiliki
kenampakan menyerupai bentuk elips atau bulat bola (bulat adalah elips dengan
nilai eksentrisitas 1). Galaksi spiral memiliki kenampakan bulge di bagian pusat
galaksi dengan adanya piringan yang di dalamnya terdapat lengan spiral.
Sedangkan galaksi lenticular yang berbentuk melensa dan memiliki kenampakan
seperti galaksi spiral, yaitu memiliki bulge di pusatnya dan piringan di bagian
7
tepinya. Namun galaksi jenis ini tak memiliki lengan spiral seperti halnya galaksi
spiral.
Gambar II.1
Diagram garpu tala Hubble – Binney, Merrifield, 1998.
Diagram garpu tala Hubble pada gambar di atas dimulai dari galaksi bulat
sampai dengan galaksi yang pipih. Galaksi-galaksi bulat mengawali diagram
garpu tala Hubble diikuti dengan galaksi-galaksi yang lebih pipih. Galaksi-galaksi
dengan kenampakan seperti ini dilambangkan dengan simbol En, dimana E
melambangkan elips dan n melambangkan rasio sumbu tampak (b/a) yang didapat
dari formula n = 10[1 − (b / a )] . Simbol n dimulai dari 0-7, dimana galaksi yang
lebih bulat akan memiliki nilai n yang lebih kecil. Setelah sampai pada E7,
diagram garpu tala Hubble mengalami percabangan menjadi dua cabang, yaitu
galaksi dengan bar dan tanpa bar. Simbol ’B’ pada misalnya Sba dan SBb,
menunjukkan bahwa galaksi tersebut memiliki bar.
Bila pada bagian kiri diagram garpu tala Hubble menunjukkan galaksi
elips, maka pada bagian kanan (paling kanan) diagram garpu tala Hubble
menunjukkan jenis-jenis galaksi spiral yang dibentuk dari sebuah bulge dan juga
piringan galaksi dimana di dalamnya terdapat lengan spiral galaksi. Sedangkan
bagian tengah diagram garpu tala Hubble diisi oleh galaksi-galaksi lenticular yang
dipercaya merupakan bentuk peralihan dari galaksi elips menjadi galaksi spiral.
Namun diagram garpu tala Hubble ternyata memiliki kelemahan sejalan
dengan berkembangnya pengamatan galaksi. Pengamatan terhadap galaksi
8
menemukan galaksi jenis baru yang tidak temasuk ke dalam kelas galaksi
manapun dalam diagram garpu tala Hubble. Galaksi-galaksi tersebut kemudian
dimasukkan ke dalam kelas galaksi yang baru, yaitu galaksi irregular. Galaksi
irregular memiliki kenampakan yang berbeda dengan galaksi-galaksi yang berada
pada tiga kelas sebelumnya. Galaksi irregular memiliki bentuk tak beraturan.
Karena diagram garpu tala Hubble belum mengakomodasi galaksi-galaksi
irregular, maka dibuatlah sistem klasifikasi yang merupakan penyempurnaan dari
diagram garpu tala Hubble seperti yang ditunjukkan oleh gambar II.2 di bawah
ini:
Gambar II.2
Modifikasi dari diagram garpu tala Hubble – Sparke & Gallagher, 2000.
Hasil modifikasi dari diagram garpu tala Hubble menjadi jauh lebih
lengkap dibanding diagram garpu tala Hubble versi awal. Skema Hubble yang
baru selain telah mengakomodasi galaksi-galaksi irregular, juga telah mencakup
galaksi-galaksi katai (yang dilambangkan dengan simbol d), yaitu dE (dwarf
elliptical), dSph (dwarf spheroidals), dan dIrr (dwarf irregular). Selain itu juga
ada galaksi-galaksi seperti Sd, SBd, Sm, dan SBm yang merupakan perpanjangan
dari diagram garpu tala Hubble untuk galaksi-galaksi spiral serta ada juga tipe
galaksi cD yang merupakan jenis galaksi elips yang memiliki ukuran yang sangat
besar.
9
Selain galaksi irregular yang merupakan galaksi-galaksi yang tidak
beraturan bentuknya, terdapat pula jenis galaksi lain yang disebut dengan jenis
galaksi peculiar. Secara harafiah, peculiar berarti aneh. Berbeda dengan galaksi
irregular, galaksi peculiar memiliki bentuk yang beraturan, namun di balik
keteraturannya itu, tersimpan sebuah bentuk galaksi yang tidak biasa, dalam hal
ini tak dapat dikatakan sebagai galaksi elips ataupun spiral. Ditemukannya galaksi
peculiar membangkitkan rasa ingin tahu para astronom tentang bagaimana galaksi
yang aneh seperti itu dapat terbetuk. Jenis galaksi seperti itu tak masuk ke dalam
diagram garpu tala Hubble, baik versi awal maupun versi yang telah dimodifikasi.
Berikut ini akan dibahas secara lebih mendalam mengenai jenis-jenis galaksi yang
dikenal hingga saat ini.
II.2.1 Galaksi Elips
Galaksi elips memiliki kenampakan yang cukup sederhana. Di balik
kesederhanaan bentuknya, galaksi elips memiliki massa yang relatif besar
dibanding galaksi-galaksi jenis lain. Yang disebut dengan galaksi elips adalah
galaksi yang berbentuk menyerupai bulat sempurna ataupun galaksi yang
memiliki kepepatan (keelipsan) tertentu. Secara umum struktur dari galaksi jenis
ini hanya terdiri dari pusat galaksi dan selubung pipih. Simbol dari sebuah galaksi
elips adalah E dengan diikuti angka yang menunjukkan tingkat keelipsan galaksi
tersebut, misal E0, E1, E2, dst. Semakin besar angka di belakang simbol E, akan
semakin elips juga bentuk galaksi tersebut. Keelipsan sebuah galaksi elips
(besarnya angka di belakang simbol E), ditentukan oleh perbandingan sumbu
pendek dan sumbu panjangnya (rasio b/a). Penentuan keelipsan sebuah galaksi
elips didefinisikan sebagai berikut:
n = 10[1 − (b / a )] .
(II.1)
Galaksi elips memiliki beberapa ciri khas, antara lain miskin akan gas
dingin dan materi antar bintang yang merupakan bahan bakar pembentuk bintang
baru. Karena gas dingin merupakan bahan bakar pembentuk bintang, maka galaksi
elips memiliki jumlah bintang biru berusia muda yang sangat sedikit. Galaksi
10
elips didominasi oleh bintang-bintang tua dengan tingkat evolusi lanjut kelas
raksasa merah dan bintang-bintang yang berada pada asymptotic giant branch
(AGB). Hal ini menyebabkan galaksi elips umumnya berwarna merah.
Gerak dominan dari bintang-bintang pada galaksi elips adalah gerak
random (gerak acak) terhadap pusat galaksi. Namun demikian, bintang-bintang
pada galaksi elips tetap menunjukkan gerak rotasi. Hanya saja gerak rotasi ini
kalah dominan dibanding gerak acaknya. Gerak acak ini sendiri merupakan hasil
dari energi kinetik galaksi yang menahannya dari keruntuhan. Galaksi elips
dengan luminositas yang lebih besar akan memiliki dispersi kecepatan yang lebih
besar pula.
Berdasarkan kecerlangannya, galaksi elips dibagi ke dalam tiga kelompok
besar. Kelompok pertama adalah galaksi elips raksasa yang terang dengan
luminositas L ≥ L∗ , dimana L* ≈ 2 × 1010 LΘ , yang sebanding dengan magnitudo
mutlak pada cahaya biru sebesar M B ≈ −20 . Kelompok kedua adalah galaksi elips
dengan ukuran menengah/sedang yang memiliki luminositas L* ≈ 3 × 10 9 LΘ yang
sebanding dengan M B ≈ −18 . Kelompok ketiga adalah galaksi elips kerdil (dwarf
elliptical) yang memiliki luminositas L* < 3 × 109 LΘ . Luminositas galaksi elips
berkaitan dengan profil inti galaksi, dimana makin terang suatu galaksi maka
cahaya di inti galaksi akan semakin lemah, namun ukuran inti galaksinya akan
semakin besar.
Untuk galaksi elips, tipe galaksi paling terang adalah tipe galaksi cD
(gambar II.3) yang memiliki luminositas L ≥ L∗ . Di antara semua jenis galaksi,
galaksi jenis ini memiliki kandungan bintang yang paling besar. Galaksi ini ratarata memiliki diameter sampai tiga milyar tahun cahaya. Karena ukurannya yang
sangat besar untuk ukuran galaksi pada umumnya, banyak dikemukakan teori
bahwa galaksi jenis ini adalah hasil penggabungan dari beberapa galaksi.
11
Gambar II.3
Galaksi cD NGC 1399 pada Fornax Cluster – atunivers.free.fr.
Sedangkan galaksi elips berukuran menengah memiliki ukuran dan tingkat
kecerlangan di bawah galaksi-galaksi cD. Galaksi elips berukuran menengah, baik
ukuran maupun kecerlangannya, berada di antara galaksi elips raksasa yang terang
dan dwarf elliptical. Untuk dwarf elliptical sendiri, kelompok ini dibagi menjadi
dua grup, yaitu:
1) Galaksi elips yang kompak dengan salah satu ciri khasnya adalah rotasinya
yang cukup cepat. Contoh dari galaksi galaksi elips yang kompak adalah
galaksi M32 (gambar II.4).
Gambar II.4
Galaksi M32 – www.obspm.fr.
12
2) Galaksi elips yang kurang kompak, meliputi dwarf elliptical (dE) dan
dwarf spheroidal (dSph). Kedua jenis galaksi ini tak memiliki gerak rotasi
yang cukup signifikan. Dwarf elliptical galaxy memiliki luminositas yang
lebih tinggi dibandingkan dwarf spheroidal galaxy dimana dwarf
spheroidal galaxy memiliki luminositas sekitar L* ≤ 3 × 10 7 LΘ yang
sebanding dengan M V ≥ −14 . Karena hal inilah galaksi jenis ini sulit
diamati secara fotografi. Selain itu, dwarf spheroidal galaxy juga memiliki
usia yang lebih tua dibandingkan dwarf elliptical galaxy. Untuk dwarf
spheroidal galaxy, usia bintang tidaklah seragam dimana bintang-bintang
paling muda di galaksi ini berusia sekitar lima giga tahun. Sedangkan
dwarf elliptical galaxy usia bintang-bintang penyusunnya relatif seragam
(terbagi ke dalam dua atau tiga kelompok besar). Contoh image dwarf
elliptical galaxy ditunjukkan oleh gambar II.5 di bawah ini:
Gambar II.5
Dwarf elliptical galaxy NGC 147 – hubble.heim.at.
Penampakkan galaksi elips sangat bergantung pada arah mana kita
mengamati. Hal ini dikarenakan penampakan yang terlihat merupakan
proyeksinya di langit, bukan bentuk tiga dimensinya. Keelipsan galaksi eliptik ε
didefinisikan sebagai ε = 1 − b / a , dengan a sebagai setengah sumbu mayor dan b
sebagai setengah sumbu minor. Apabila galaksi terlihat memiliki sumbu simetris,
kita akan melihat galaksi elips berbentuk bundar. Akan tetapi karena galaksi
13
teramati dalam orientasi yang acak, kita perlu menggunakan distribusi bentuk
yang tampak untuk menyimpulkan bentuk tiga dimensi galaksi yang sebenarnya.
Secara umum proyeksi penampakan galaksi elips di langit berbentuk
oblate dan triaxial. Bentuk oblate berarti galaksi memiliki dua buah sumbu yang
sama panjang dan satu sumbu lain memiliki panjang yang berbeda. Sedangkan
bentuk triaxial berarti ketiga sumbunya memiliki panjang yang berbeda.
Kerapatan bintang galaksi elips berbentuk oblate pada sistem koordinat kartesian
dirumuskan sebagai berikut:
ρ (x) = ρ (m 2 ) , dimana m 2 =
x2 + y2 z 2
+ 2 dan A ≥ B > 0 .
A2
B
(II.2)
Sedangkan pada galaksi elips berbentuk triaxial, kerapatan bintang-bintangnya
dirumuskan dengan:
ρ (x) = ρ (m 2 ) , dimana m 2 =
x2 y 2 z 2
dan A ≠ B ≠ C .
+
+
A2 B 2 C 2
(II.3)
Galaksi elips yang lebih terang kemungkinan berbentuk triaxial, berotasi
dengan lambat, dan merupakan sumber X-Ray yang kuat. Sementara galaksi elips
yang kurang terang kemungkinan berbentuk oblate (gambar II.6) dan berotasi
dengan relatif cepat, dan memiliki gumpalan bintang yang padat di pusatnya.
Gambar II.6
Sudut pengamatan galaksi elips berbentuk oblate pada bidang X-Z – Sparke &
Gallagher, 2000.
14
II.2.2 Galaksi Spiral dan Lenticular (S0)
Galaksi spiral dan lenticular (S0) adalah tipe galaksi disk. Bentuk dari
sebuah galaksi disk dapat dibayangkan dengan dua buah topi bundar yang bagian
bawahnya saling disatukan. Pada dasarnya galaksi spiral dan S0 memiliki feature
yang sama. Galaksi spiral dan S0 secara umum tersusun dari beberapa komponen,
yaitu bulge, piringan galaksi tempat dimana lengan spiral berada, dan bagian halo
galaksi (ditunjukkan oleh gambar II.7). Bintang-bintang penyusun galaksi-galaksi
jenis ini adalah kombinasi bintang-bintang tua dan muda. Bintang-bintang tua
terdistribusi pada bagian bulge dan halo galaksi. Pada daerah ini bintang-bintang
berwarna merah. Pada halo galaksi, bintang-bintang tua penyusunnya berasosiasi
menjadi gugus bola. Sedangkan bintang-bintang muda terdistribusi pada bagian
piringan galaksi (lengan spiralnya) bersama-sama dengan gas dan debu yang juga
sangat banyak terdistribusi di lengan spiral galaksi. Bintang-bintang pada daerah
ini berwarna biru dan usianya relatif muda.
Gambar II.7
Skema umum pada galaksi spiral dan S0 yang terdiri dari bulge, piringan
galaksi (tempat lengan spiral berada), dan halo galaksi.
Kebanyakan
dari
galaksi
disk
raksasa
dengan
M B ≤ −19
atau
LB ≥ 6 × 10 9 LΘ kemungkinan memiliki kandungan halo dengan kandungan unsur
15
berat yang rendah seperti halnya pada galaksi Bimasakti. Namun halo galaksi
hanya menyumbang beberapa persen cahaya galaksi dan tersebar dalam volume
yang sangat besar sehingga kecerlangan permukaannya rendah. Hal inilah yang
membuatnya sulit dipelajari.
Galaksi spiral dan S0 memiliki bulge yang isinya didominasi oleh bintangbintang tua berwarna merah dengan tahapan evolusi yang telah lanjut. Selain itu,
daerah bulge juga merupakan daerah yang miskin gas. Pada daerah bulge ini,
seperti halnya yang terjadi pada galaksi elips, gerak yang dominan bintangbintangnya adalah gerak acak. Daerah bulge memiliki ikatan yang sangat kuat
sehingga bila ada gangguan dari sistem luar, bulge akan lebih kuat menahan dan
cenderung tetap bentuk dan komposisinya (tak terpengaruh secara signifikan oleh
gangguan dari luar). Kerapatan bintangnya adalah sekitar 1000 pc-3. Daerah pusat
dari banyak bulge pada galaksi spiral, seperti pada Bimasakti misalnya,
merupakan nuclear star clusters, sistem bintang yang paling padat. Pada beberapa
inti galaksi, terdapat obyek kompak yang masif yang boleh jadi merupakan black
hole ataupun supermassive black hole.
Bagian lain dari galaksi spiral adalah disk, dimana lengan spiral galaksi
berada. Pada daerah ini, bintang-bintangnya adalah bintang-bintang muda
berwarna biru dengan gerakannya adalah gerak rotasi mengelilingi pusat galaksi.
Disk galaksi merupakan daerah yang kaya akan awan gas sehingga pembentukan
bintang masih banyak terjadi. Namun kerapatan bintang-bintang di daerah disk
tidaklah serapat di bagian bulge. Di sekitar Matahari contohnya, kaerapatan
bintang-bintang hanya sekitar 0.1 pc-3. Hal ini membuat disk sangat rentan
terhadap gangguan. Karena ikatan bintang-bintang di daerah disk tak sekuat pada
bulge, bila ada gangguan dari sistem luar, maka yang akan terganggu adalah
daerah disk. Disk galaksi dapat menjadi sangat tipis dikarenakan kecilnya
kecepatan gerak bintang pada arah tegak lurus bidang galaksi.
Kompoen lain adalah halo galaksi. Bagian paling luar dari galaksi ini
didominasi oleh gugus bola. Dari pengamatan kurva rotasi galaksi disimpulkan
bahwa selain dibentuk oleh gugus bola, halo galaksi juga berisi dark matter. Hal
ini menjadi bukti bahwa galaksi disky (spiral ataupun S0) biasanya memiliki
ukuran halo yang relatif cukup besar karena pada plot kurva rotasi galaksi,
16
grafiknya tidaklah menurun sampai dengan radius puluhan bahkan ratusan
kiloparsec.
Meskipun sama-sama disky, galaksi spiral dan S0 memiliki perbedaan
mendasar. Pada galaksi spiral ditemukan lengan spiral pada bagian disk dan juga
ditemukan gas yang kandungannya relatif besar. Sedangkan pada galaksi S0,
lengan spiral dan kandungan gas dalam jumlah besar tak ditemukan. Karena pada
galaksi S0 ditemukan disk dan bulge namun tak ditemukan lengan spiral dan juga
miskin gas, hal ini menimbulakan dugaan bahwa galaksi S0 merupakan transisi
dari galaksi elips ke spiral atau sebaliknya. Perberdaan kenampakan galaksi spiral
dengan S0 ditunjukkan oleh gambar II.8 di bawah ini:
Gambar II.8
Perbedaan galaksi spiral dengan galaksi S0. Gambar kiri adalah galaksi spiral M
81. Gambar kanan adalah galaksi S0 NGC 5866 – cosmos.swin.edu.au.
II.2.3 Galaksi Irregular
Galaksi irregular adalah kelompok galaksi yang tak memiliki keteraturan
bentuk. Saat ini yang dikategorikan ke dalam galaksi irregular adalah galaksigalaksi kecil berwarna biru yang tidak jelas feature-nya apakah masuk ke dalam
kelompok galaksi elips, spiral, ataupun lenticular (S0). Namun secara umum
galaksi irregular terdiri dari bintang-bintang muda dan memiliki banyak
kandungan gas.
Adapun yang menyebabkan mengapa galaksi irregular tak memiliki
bentuk yang teratur adalah karena tak adanya massa dominan yang dapat
membuat keteraturan bentuk. Pada galaksi jenis ini, massa yang menyusun
17
memang terikat secara gravitasional, namun di antara massa-massa yang
berkumpul tersebut tak ada massa yang dominan satu terhadap yang lainnya.
Pada galaksi jenis ini ada yang disebut dengan dwarf irregular galaxy
(dIrr). Dwarf irregular adalah jenis galaksi irregular yang berukuran sangat kecil.
Banyak yang beranggapan bahwa dwarf irregular adalah galaksi yang sama
dengan dwarf spheroidal. Namun kedua jenis galaksi tersebut adalah jenis galaksi
yang berbeda. Perbedaan mendasar adalah jumlah gas yang terkandung dalam
galaksi-galaksi tersebut. Pada dwarf irregular, karena masih banyak gas di dalam
galaksinya, maka pembentukan bintang baru masih berlangsung. Sedangkan pada
galaksi dwarf spheroidal, pembentukan bintang tak terjadi karena gas yang
terkandung di dalam galaksi relatif sedikit.
Kemungkinan, dwarf spheroidal adalah dwarf irregular yang telah
kehilangan atau menggunakan seluruh gasnya dimana gas yang hilang ini adalah
karena pembentukan bintang ataupun dikarenakan adanya interaksi dengan
galaksi lain sehingga gasnya tertarik ke dalam galaksi yang berinteraksi
dengannya yang berukuran lebih besar. Hal ini sesuai dengan fakta pengamatan
karena dwarf spheroidal lebih sering ditemui sebagai satelit galaksi dari galaksi
yang berukuran lebih besar, sedangkan dwarf irregular lebih sering dijumpai
sebagai galaksi yang independent. Contoh dwarf irregular galaxy adalah seperti
yang ditunjukkan oleh gambar II.9 di bawah ini:
Gambar II.9
Dwarf irregular galaxy NGC 1427 – www.ht.sfc.keio.ac.jp.
18
II.2.4 Galaksi Peculiar
Galaksi peculiar adalah galaksi yang memiliki bentuk yang aneh dimana
bentuknya tak menyerupai bentuk-bentuk galaksi pada umumnya seperti yang
telah dijelaskan pada bagian-bagian sebelumnya. Banyak teori yang mengatakan
bahwa galaksi peculiar adalah galaksi-galaksi yang sedang berinteraksi ataupun
telah mengalami interaksi selama tahapan evolusi hidupnya.
Simulasi n-benda tabrakan galaksi yang dilakukan oleh Toomre & Toomre
(1972) menunjukkan hasil yang mirip dengan apa yang terjadi pada beberapa
galaksi peculiar yang telah berhasil diamati. Galaksi peculiar ini berbeda dengan
galaksi irregular. Bila galaksi irregular memang tak memiliki bentuk yang jelas
(bentuknya tak beraturan), maka galaksi peculiar memiliki bentuk yang beraturan,
hanya saja keteraturannya tersebut tidak biasa (peculiar secara harafiah berarti
aneh). Dengan kata lain keanehan pada galaksi peculiar dapat dikenali karena
memiliki suatu karakteristik tertentu (seperti tails dan bridge). Contoh galaksi
peculiar yang terkenal adalah the Antennae galaxy (NGC 4038-4039, gambar
II.10), the Mice galaxy (NGC 4676 A-B), dan Cartwheel galaxy (gambar II.11)
Gambar II.10
The Antennae Galaxy yang merupakan hasil merger dua buah galaksi (NGC 4038
dan NGC 4039) – oposite.stsci.edu.
19
Gambar II.11
Cartwheel galaxy yang diduga merupakan hasil dari interaksi galaksi –
www.spacetoday.org.
II.3
Jenis-jenis Interaksi Galaksi
Interaksi antar galaksi adalah sebuah proses gangguan yang dilakukan oleh
sebuah galaksi kepada galaksi lainnya secara gravitasional. Gangguan yang
dilakukan akan berakibat salah satu galaksi mengalami ketidakstabilan, misalnya
saja kehilangan gas dingin yang dimilikinya. B. A. Vorontsov-Vel’yaminov
(“Extragalactic Astronomy”, Nauka, Moskow, 1982) memberikan semacam
definisi untuk galaksi yang berinteraksi: ”Galaksi yang berinteraksi merupakan
sistem dimana dua atau lebih galaksi terlihat atau dicurigai memiliki bentuk yang
terdistorsi, dengan tails dan bridges, berada pada daerah yang umum (kelompok
galaksi), memiliki lapisan debu yang termiringkan, atau tersusun dalam suatu
rantai.”
Interaksi galaksi ini dapat berupa interaksi minor maupun interaksi mayor.
Interaksi minor adalah gangguan yang disebabkan oleh galaksi kecil yang
mengganggu galaksi yang besar, contohnya adalah satelit galaksi yang akan
mengganggu lengan spiral galaksi induknya yang berukuran jauh lebih besar.
20
Sedangkan interaksi mayor adalah gangguan oleh sebuah galaksi terhadap galaksi
lain dimana ukuran dua galaksi yang berinteraksi tidak jauh berbeda. Contoh dari
interaksi mayor ini adalah galactic collision, seperti yang nanti akan dialami
galaksi Bimasakti kita dengan galaksi tetangga kita, yaitu galaksi Andromeda.
Gambar artis yang menunjukkan galaksi yang sedang berinteraksi ditunjukkan
oleh gambar II.12.
Efek yang terjadi dari interaksi galaksi sendiri dipengaruhi oleh beberapa
faktor, antara lain kecepatan galaksi dimana semakin cepat galaksi melintas, maka
gangguan yang ditimbulkan juga akan semakin kecil. Demikian pula sebaliknya.
Faktor lain adalah jarak antar galaksi. Semakin dekat galaksi yang berinteraksi,
semakin hebat pula gangguan yang ditimbulkan. Selain itu kepadatan populasi
dimana galaksi-galaksi tersebut berada juga memegang peranan penting karena
secara logika semakin padat populasi galaksi pada suatu daerah, semakin besar
juga kemungkinan interaksi galaksi dapat terjadi. Faktor lain adalah jenis galaksi.
Galaksi spiral lebih dapat diganggu dibandingkan galaksi elips. Pada interaksi
galaksi, jika memang ada gangguan yang dilakukan maka obyek pada galaksi
yang lebih mudah terganggu adalah gas karena persebaran gas yang lebih merata.
Hal ini berbeda dengan bintang karena bintang-bintang relatif terpisah oleh ruang
yang sangat besar bila dibandingkan dengan ukuran bintang-bintang itu sendiri
sehingga kemungkinan bintang-bintang mengalami gangguan pada interaksi
galaksi menjadi lebih kecil dibandingkan gas. Oleh karena itu galaksi spiral lebih
mungkin diganggu dibandingkan galaksi elips karena galaksi spiral lebih kaya
akan gas dibandingkan dengan galaksi elips. Selain itu, ikatan gravitasional
obyek-obyek pada galaksi spiral, khususnya pada bagian piringan (lengan spiral),
lebih lemah dibandingkan ikatan gravitasional obyek-obyek pada galaksi elips.
Galaksi di alam semesta sebagai sebuah sistem dapat ditinjau sebagai
sebuah obyek tunggal yang morfologinya tidak diganggu obyek lain seperti telah
kita bahas pada sub-bab II.2 dimana galaksi secara umum dibagi menjadi empat
kelompok besar, yaitu galaksi elips, galaksi spiral, galaksi lenticular (S0), dan
galaksi irregular. Namun pada akhir sub-bab II.2 dibahas juga mengenai galaksi
peculiar yang dicurigai merupakan hasil interaksi galaksi. Interaksi yang terjadi
antar galaksi dapat dibedakan menjadi beberapa jenis. Adapun galaksi yang
21
mungkin mengalami interaksi adalah galaksi spiral dan terjadi pada lengan
spiralnya karena lengan spiral pada galaksi spiral akan lebih mudah mengalami
gangguan dimana efek gangguannya akan dapat dilihat dengan lebih mudah
karena memang ikatan gravitasional lengan spiral dari galaksi spiral tidaklah kuat.
Sedangkan pada bagian bulge galaksi, ikatan gravitasional sangat kuat sehingga
kuat pula dalam menghadapi gangguan dari obyek lain. Karena alasan yang sama
maka pada galaksi elips interaksi galaksi sulit dilihat efeknya.
Gambar II.12
Gambar artis dari galaksi yang sedang berinteraksi –
http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Ssc2005-03b.jpg.
II.3.1 Satellite Interaction
Sebuah galaksi besar yang berinteraksi dengan galaksi satelitnya adalah
peristiwa yang cukup sering terjadi. Pada umumnya peristiwa ini terjadi pada
galaksi berukuran lebih kecil yang merupakan satelit galaksi dengan galaksi lain
yang berukuran lebih besar yang bertindak sebagai galaksi induk.
Kemungkinan yang dapat terjadi adalah satelit galaksi menarik salah satu
dari lengan spiral dari galaksi induknya yang berupa galaksi spiral. Gambar II.13
menunjukkan peristiwa satellite interaction yang terjadi pada galaksi Whirlpool
yang berinteraksi dengan galaksi NGC 5195 yang adalah satelitnya.
22
Gambar II.13
Galaksi Whirlpool yang berinteraksi dengan galaksi NGC 5195 yang merupakan
satelit galaksinya –
http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Whirlpool_%28M51%29.jpg.
II.3.2 Galactic Collision
Dalam evolusi galaksi, galatic collision adalah hal yang wajar terjadi.
Peristiwa ini memungkinkan terjadinya proses merging di antara galaksi yang
berinteraksi. Proses merging sendiri ditunjukkan oleh gambar II.14. Peristiwa
merging , seperti yang dideskripsikan oleh gambar II.16, terjadi bila kedua galaksi
yang berinteraksi tak memiliki cukup momentum untuk kembali menjauh setelah
collision terjadi. Karena ikatan gravitasi sudah sedemikian kuat di antara
keduanya, galaksi-galaksi tersebut akan bergerak saling mendekat dan setelah
beberapa kali saling melewati satu sama lain, kedua galaksi itu akan melebur
membentuk sebuah galaksi baru. Peristiwa inilah yang nantinya akan terjadi
antara galaksi Bimasakti dengan Andromeda.
Jika salah satu dari kedua buah galaksi yang berinteraksi jauh lebih besar
dibanding galaksi yang lain, hasil interaksi yang terjadi akan berupa sebuah obyek
yang utuh. Galaksi yang lebih besar akan tampak kurang lebih sama dengan saat
sebelum interaksi. Sedangkan galaksi yang lebih kecil akan menjadi bagian dari
galaksi yang lebih besar tersebut.
23
Gambar II.14
The Mice galaxy – http://en.wikipedia.org/wiki/Image:NGC4676.jpg.
II.3.3 Galatic Cannibalism
Galactic cannibalism mengacu kepada proses interaksi antara kedua buah
galaksi. Interaksi gravitasional antara kedua buah galaksi ini menghasilkan galaksi
yang lebih besar ataupun dapat juga menghasilkan galaksi irregular. Bila yang
dihasilkan adalah jenis galaksi baru (jenis yang berbeda dari galaksi-galaksi yang
berinteraksi, biasanya galaksi yang berinteraksi adalah galaksi spiral), maka lebih
sering galaksi baru yang dihasilkan adalah galaksi irregular dibandingkan dengan
galaksi elips misalnya.
Contoh dari galactic cannibalism yang telah terkenal dan terbukti adalah
yang terjadi pada galaksi Awan Magellan (Besar dan Kecil) dengan Bimasakti.
Interaksi Awan Magellan dengan Bimasakti diketahui dari adanya aliran hidrogen
antara keduanya yang dikenal dengan magellanic stream. Galactic cannibalism
ditunjukkan pada gambar II.15 yang terjadi pada galaksi kerdil Sagittarius yang
’tertelan’ ke dalam galaksi induknya, yaitu galaksi Bimasakti.
Sebenarnya yang terjadi pada satellite interaction dengan galactic
cannibalism sangatlah mirip dimana terdapat galaksi yang lebih kecil
mengganggu galaksi yang jauh lebih besar ukurannya (dimana biasanya galaksi
yang lebih kecil adalah satelit galaksi dari galaksi yang besar). Hal yang
membedakan adalah satellite interaction terjadi pada bagian lengan spiral galaksi
induk dan perlu waktu yang cukup lama dalam proses interaksi tersebut.
Sedangkan pada galactic cannibalism, galaksi yang lebih kecil akan ’jatuh’ atau
24
’tertelan’ masuk ke dalam galaksi yang besar dan proses interaksinya tidak
memerlukan waktu yang terlalu lama. Galaksi-galaksi yang mengalami interaksi
dan jenis interaksi apa yang dialaminya dimuat pada tabel II.1.
Gambar II.15
Galaksi Bimasakti yang ’menelan’ galaksi satelitnya, yaitu Sagittarius Dwarf
Galaxy – http://www.3almani.org/local/cachevignettes/L400xH309/Sagittarius_Dwarf_Elliptical-a1856.
25
Gambar II.16
Proses merging antara dua buah galaksi spiral –
http://astro.ic.ac.uk/%7Eage/mergers/sequence_full.jpg.
Tabel II.1
Notable Interacting Galaxies – http://en.wikipedia.org.
Name
Type
Distance
(million Magnitude
ly)
Whirlpool Galaxy
Sac (SB0-a)
(M51)
37
+8.4
NGC 2207 and IC
2163
Sac/Sabc
114
+11
Mice Galaxies
(IC 819/20)
S0/SB(s)ab
300
+13.5
NGC 1097
SB(s)bc
(E6)
45
+9.5
Antennae
Galaxies
(NGC 4038/9)
Sac/SBm
68
+10.3
NGC 520
S
100
+11.3
II.4
Notes
Satellite interacting
with its primary
galaxies going through
the
first phase in galactic
collision
galaxies going through
the
second phase in
galactic collision
Satellite interacting
with its primary
galaxies going through
the
third phase in galactic
collision
galaxies going through
the
third phase in galactic
collision
Indikasi-indikasi Galaksi yang Berinteraksi
Seperti telah disebutkan pada sub-bab sebelumnya bahwa telah ditemukan
berbagai bukti bahwa galaksi-galaksi saling berinteraksi satu sama lain, meskipun
ada juga galaksi yang tak berinteraksi. Galaksi-galaksi yang berinteraksi memiliki
bentuk yang berbeda dengan galaksi yang berevolusi tanpa mengalami interaksi.
26
Di bawah ini akan dibahas mengenai petunjuk-petunjuk dari galaksi yang
mengalami interaksi.
II.4.1 Bentuk Galaksi yang Peculiar
Seperti telah disinggung di atas bahwa morfologi galaksi yang peculiar
adalah salah satu indikator terjadinya interaksi pada galaksi yang bersangkutan.
Adapun peculiarity galaksi yang bermacam-macam juga menunjukkan bahwa
galaksi yang saling berinteraksi bermacam-macam pula jenisnya, dengan kata lain
interaksi yang terjadi tidak hanya berlangsung pada salah satu jenis galaksi saja.
Pada galaksi spiral, petunjuk terjadinya interaksi adalah hadirnya tails dan
bridges (ditunjukkan pada gambar II.17). Toomre & Toomre (1972) berhasil
membuktikan bahwa kedua fitur tersebut terbentuk akibat galaksi disk yang
bertabrakan dan dalam proses menuju penyatuan (merger). Bentuk lainnya adalah
peculiarity pada lengan spiral (yang tampak tertarik keluar), bidang disk yang
terdirtorsi, dan selubung yang bersimpul. Sementara peculiarity pada galaksi
eliptik dapat ditemukan melalui isophotes dengan sumbu mayor yang
menunjukkan rotasi yang sistematik, bentuk yang terdistorsi, dan juga keberadaan
faint tails dan selubung yang tak berbentuk.
Gambar II.17
Contoh-contoh bentuk peculiarity morfologi galaksi –
nedwww.ipac.caltech.edu/level5.
27
II.4.2 Peculiarity Medan Kecepatan
Pada galaksi spiral, gerak yang dominan adalah gerak rotasi. Namun gerak
rotasi tersebut hanya terjadi pada bagian piringan galaksi. Sedangkan untuk
bagian bulge dan halo galaksi, gerak yang dominan adalah gerak acak. Sedangkan
pada galaksi elips, gerak yang dominan adalah gerak acak. Saat galaksi sedang
berinteraksi dengan galaksi lain, medan kecepatan akan menjadi tidak biasa.
Pada galaksi spiral, gerakan rotasi gas akan terganggu dimana gas-gas
tampak tak bergerak melingkar seperti halnya gerak rotasi pada umumnya. Selain
itu juga, akan terjadi peningkatan dispersi kecepatan bintang-bintang per unit
luminositas galaksi. Hal lain adalah adanya suatu sub-sistem gas yang berotasi
pada sudut yang sembarang terhadap bidang galaksi. Sedangkan pada galaksi
elips, akan terlihat bentuk kurva rotasi berbentuk huruf ’U’ (U-shaped) dan juga
peningkatan dispersi kecepatan bintang-bintang menuju ke batas luar galaksi. Halhal inilah yang merupakan indikator galaksi yang sedang berinteraksi.
II.4.3 Fenomena Starburst
Galaksi yang berevolusi secara normal (galaksi spiral) masih melakukan
aktivitas pembentukan bintang. Kasus pembentukan bintang akan berbeda pada
galaksi yang berinteraksi. Hal ini disebabkan interaksi galaksi akan memicu
pembentukan bintang secara lebih besar dibanding pembentukan bintang seperti
yang terjadi pada galaksi normal. Laju pembentukan bintang (star formation rate)
pada galaksi yang berinteraksi akan lebih besar karena gas yang merupakan
pemegang peranan penting dalam pembentukan bintang menjadi memungkinkan
untuk melakukan aktivitas pembentukan bintang secara besar-besaran. Hal ini
dikarenakan interaksi galaksi menghasilkan shockwave yang dapat menekan gas
sehingga gas-gas akan lebih cepat kolaps. Selain itu proses interaksi juga
memungkinkan terjadi transfer gas dari galaksi-galaksi yang bertinteraksi. Dua hal
ini memungkinkan pembentukan bintang terjadi secara lebih cepat dan besarbesaran.
Studi mengenai hal ini dilakukan oleh Larson dan Tinsley (1978) dimana
Larson dan Tinsley membandingkan warna (UBV) galaksi-galaksi yang berada
pada atlas galaksi normal Hubble dengan galaksi-galaksi yang berada pada atlas
28
galaksi Arp yang merupakan atlas dari galaksi-galaksi yang berinteraksi.
Diperoleh bahwa galaksi-galaksi yang berada pada atlas Arp punya rentang warna
optik dan star formation rate (SFR) yang lebih lebar dibanding galaksi-galaksi
yang berada pada atlas galaksi Hubble. Latrson dan Tinsley memakai pemodelan
evolusi warna, yaitu standar pemodelan pada studi awal sejarah pembentukan
bintang pada galaksi-galaksi, untuk dapat mejelaskan perilaku warna yang
ditunjukkan oleh galaksi-galaksi Arp maupun Hubble.
Kesimpulan yang didapat adalah galaksi-galaksi yang berinteraksi
menunujukkan semacam letupan (burst) dalam pembentukan bintang. Hal ini
menunujukkan pembentukan bintang terjadi pada waktu yang bersamaan dan
relatif terjadi pada waktu yang singkat dan terjadi secara besar-besaran. Star
formation rate yang sangat tinggi dan eksplosif inilah yang disebut dengan
starburst. Hal ini juga merupakan salah satu indikator dari terjadinya interaksi
galaksi.
II.4.4 Pola Spiral Galaksi
Pola spiral galaksi adalah sebuah pola yang mungkin dihasilkan dari
peristiwa tidal interaction (nantinya akan dijelaskan pada bab berikutnya). Hal ini
diungkapkan oleh Toomre & Toomre (1972). Namun simulasi yang dilakukan
oleh Toomre & Toomre tak dapat menjelaskan bagaimana pola bisymetrical dapat
terbentuk. Tapi dari pengamatan didapatkan bahwa galaksi-galaksi dengan pola
bisymetrical seringkali dijumpai memiliki pasangan yang menyertai mereka. Hal
ini membuat Toomre & Toomre menarik kesimpulan bahwa galaksi-galaksi
dengan pola spiral bisymetrical adalah galaksi-galaksi yang pernah mengalami
tidal interaction pada tahapan evolusinya.
Dengan simulasi n-benda, mekanisme gangguan pasang surut yang cukup
kuat pada galaksi-galaksi disky memungkinkan pola spiral dapat timbul dalam
waktu yang cukup singkat (Toomre, 1981. , Herniquist, 1990.). Tidal interaction
ini dapat memicu pembentukan bar pada galaksi spiral (Noguchi, 1987). Bar yang
terbentuk dapat mempengaruhi aliran gas pada galaksi-galaksi spiral yang
berinteraksi.
29