Galaksi

Galaksi () atau bintang temabur (Jawi: ) merupakan kumpulan atau gugusan bintang-bintang yang terdapat dalam Alam Semesta; salah satunya Bima Sakti yang menempatkan sistem suria di mana bumi beredar mengelilingi matahari. Kemungkinan terdapat lebih dari 170 bilion () galaksi dalam alam semesta yang diketahui dapat diperhatikan.

Galaksi boleh muncul dari yang "kerdil" mempunyai hanya tidak lebih dari sepuluh juta (107) bintang hingga yang besar "raksasa" mengandungi seratus trilion (1014) bintang setiap satunya mengorbit satu pusat dan dikekalkan bersama oleh tarikan graviti. Bintang-bintang galaksi sentiasa wujud bersama-sama unsur keliling lain seperti gas, debu antara najam, dan "jirim gelap"; sekitar 10-20% dari galaksi terdiri daripada bintang, gas, dan debu. Galaksi-galaksi ini boleh diperhatikan muncul dalam beberapa bentuk sama ada membujur, Berdasarkan:  berpilin, atau tidak tetap. 

Terdapat bukti bahawa lubang gelap mungkin wujud di pusat sebahagian, atau kebanyakan, galaksi. Galaksi terbentuk dari protogalaksi.

 Peristilahan 
Istilah "galaksi" meminjam dari bahasa Inggeris galaxy menyerap istilah bahasa Yunani  galaxías, gelaran masyarakat purba untuk Bima Sakti dipendekkan dari   "lingkaran bersusu" berdasarkan penampakan ia yang kelihatan seakan berwarna putih susu di langit malam selain adanya kepercayaan bahawa ia terhasil dari semburan air susu dewi Hera diberikan kepada Herakles.

"Bintang temabur" (juga pernah dieja bintang temabor ) pernah merujuk khusus kepada jasad Bima sama yang kemudiannya diluaskan makna, "temabur" merupakan terbitan kata dasar "tabur" lalu memberi maksud "bertaburan".

 Jenis galaksi 

Galaksi terdapat dalam tiga bentuk utama: bujur atau "elips", berpilin, dan tidak sekata atau "nalar". Gambaran yang lebih lengkap mengenai jenis-jenis galaksi diberikan oleh aturan Hubble (Hubble sequence). Galaksi kita, Bima Sakti, kadang-kala secara ringkas dipanggil Galaksi (dengan huruf besar), adalah barred spiral yang besar sekitar 30 kiloparsek atau 100,000 tahun cahaya diameter, mengandungi hampir 300 juta bintang dan mempunyai jumlah keseluruhan jisim sekitar satu trillion kali ganda jisim matahari.

Dalam spiral galaksi, the spiral arms mempunyai bentuk bersamaan pilinan logaritma, pola yang boleh dibuktikan secara teorinya hasil dari gangguan dalam jisim bintang berputar secara sekata. Seperti bintang, lengan spiral juga berputar pada satu pusat, tetapi ia berlaku pada halaju sudut tetap. Ini bererti bahawa bintang bergerak ke dalam dan keluar lengan spiral. Lengan spiral dijangkakan sebagai kawasan kepadatan tinggi atau gelombang kepadatan. Ketika bintang bergerak ke dalam lengan, ia menjadi perlahan, dengan itu menghasilkan kepadatan lebih tinggi; ia menyerupai "gelombang" pergerakan perlahan sepanjang highway yang dipenuhi kereta. 

Lengan galaksi jelas kelihatan disebabkan kepadatan tinggi memudahkan pembentukan bintang dan dengan itu ia mempunyai banyak bintang muda dan terang.

 Struktur berskala besar 

Ruang antara galaksi hampir kosong, kecuali bagi awan gas intergalaktik.

Hanya sebahagian kecil galaksi wujud secara bersendirian; dan ia dikenali sebagai galaksi lapangan ('field Galaksi'). Kebanyakan galaksi terikat oleh daya tarikan graviti dengan beberapa galaksi yang lain. Struktur yang mengandungi sehingga 50 galaksi dipanggil sebagai kelompok galaksi, dan struktur mengandungi beribu-ribu galaksi terkandung dalam kawasan beberapa megaparsek melintang dikenali sebagai gugusan galaksi. Gugusan super adalah satu kumpulan besar bintang yang mengandungi beribu juta galaksi, dalam gugusan, kelompok, dan kadang-kala bersendirian; sepanjang yang kita ketahui alam sejagat adalah sekata pada skala lebih dari ini.

Galaksi kita merupakan ahli Kumpulan Tempatan (Local Group), dan bersama-sama dengan Galaksi Andromeda menguasainya; pada keseluruhannya Kumpulan Tempatan mengandungi sekitar 30 galaksi dalam ruang sekitar ten megaparsek melintang. Kumpulan Tempatan merupakan sebahagian dari Gugusan super tempatan ( Local Supercluster ), juga dikenali sebagai Virgo Supercluster.

 Sejarah pengamatan 

Pada tahun 1610, Galileo Galilei menggunakan teleskop untuk mengkaji jalur terang di langit yang dikenali sebagai Bima Sakti dan mendapati bahawa ia terdiri daripada bintang malap yang banyak. Immanuel Kant dalam makalah ditulis  tahun 1755, menggunakan hasil kerja awal Thomas Wright menjangkakan (secara benar) bahawa galaksi terdiri daripada sejumlah besar bintang yang berputar, dikekalkan oleh daya tarikan graviti seumpama dengan sistem suria tetapi pada skala yang lebih besar. Cakera bintang yang terhasil akan dilihat sebagai jalur di langit dari sudut pandangan kita pada kedudukan dalam cakera. Kant juga menjangkakan bahawa sebahagian nebula yang kelihatan di langit mungkin galaksi yang terasing.

Pada akhir abad ke-18, Charles Messier mengumpulkan katalog mengandungi 109 nebulae paling jelas, kemudian diikuti dengan katalog 5000 nebulae dihimpun oleh William Herschel. Pada tahun 1845, Lord Rosse membina teleskop baru dan mampu membezakan antara nebulae elliptical dan spiral nebulae. Dia juga berjaya mengenal pasti sumber titik individu sebahagian dari nebulae ini, menyokong jangkaan Kant yang lebih awal. Bagaimanapun, nebulae tidak diterima umum sebagai galaksi terasing jauh sehingga pekara itu diselesaikan oleh Edwin Hubble pada awal 1920an dengan menggunakan teleskop baru. Dia berjaya menyelesaikan bahagian luar sesetengah spiral nebulae sebagai kumpulan bintang individual dan mengenal pasti sebahagian pengubah Cepheid ( Cepheid variable ), dengan itu membenarkan anggaran mengenai jarak kepada nebulae: ia terlalu jauh untuk menjadi sebahagian Bima Sakti Milky Way. Pada tahun 1936, Hubble menghasilkan sistem pengkelasan untuk Galaksi yang masih digunakan sehingga hari ini, aturan Hubble.

Cubaan pertama menjelaskan bentuk Bima Sakti dan kedudukan matahari di dalamnya dijalankan oleh William Herschel pada tahun 1785 dengan mengira dengan cermat jumlah bintang pada kedudukan berlainan di langit. Menggunakan pendekatan yang lebih baik, Kapteyn pada tahun 1920 arrived at the picture of a small (diameter ~15 kiloparsecs) ellipsoid galaxy with the sun close to the center. Kaedah berlainan digunakan oleh Harlow Shapley berasaskan pengkatalog globular cluster mendorong kepada gambaran berlainan: cakera leper dengan diameter sekitar ~70 kiloparsecs dan matahari jauh dari pusat. Kedua analisa gagal mengambil kira penyerapan cahaya oleh habuk interstellar dust yang hadir dalam galactic plane; apabila Robert Julius Trumpler mengambil kira kesan ini pada 1930 dengan mengkaji open cluster, gambar galaksi kita hari ini seperti digambarkan di atas muncul.

Pada tahun 1944, Hendrik van de Hulst menjangkakan radiasi mikrogelombang pada jarak gelombang 21 sentimeter, terhasil dari gas hidrogen atomik interstellar atomic; radiasi ini dikesan pada tahun 1951. Radiasi ini membenarkan kajian mengenai Galaksi yang lebih baik kerana ia tidak terjejas oleh penyerapan debu dan Doppler shiftnya boleh digunakan untuk memetakan pergerakan gas dalam Galaksi. Pemerhatian ini membawa kepada postulation of a rotating bar structure dipusat Galaksi. Dengan teleskop radio yang lebih baik, gas hidrogen boleh dijejak dalam Galaksi lain. Pada tahun 1970-an ia disedari bahawa jumlah keseluruhan jisim yang dapat dilihat (dari bintang dan gas) tidak memberikan kelajuan putaran gas, dengan itu mendorong kepada postulation jisim gelap ( dark matter ).

Bermula pada 1990-an, Teleskop Angkasa Hubble menghasilkan pemantauan lebih baik. Antara lain, ia mengesahkan bahawa jisim gelap yang hilang dalam galaksi kita tidak semata-mata terdiri dari bintang kecil yang malap. Ia mengambil gambar Hubble Deep Field, memberikan bukti bahawa dalam alam yang dapat dilihat sahaja, wujudnya beratus juta Galaksi.

Pada tahun 2004, galaksi Abell 1835 IR1916 menjadi galaksi terjauh pernah dilihat manusia.

 Pembentukan dan evolusi 

Kajian dan penyelidikan tentang pembentukan dan evolusi galaksi berusaha menjawab pertanyaan tentang bagaimana galaksi terbentuk dan jalan kala evolusi yang ditempuhnya sepanjang sejarah terwujudnya alam semesta. Beberapa teori di bidang ini telah dapat diterima secara luas, tetapi bidang ini masih merupakan bidang yang aktif berkembang dalam bidang astrofizik.

 Pembentukan 

Model kosmologi yang ada saat ini mengenai alam semesta awal didasarkan pada teori Dentuman Besar. Sekitar 300.000 tahun setelah peristiwa Dentuman Besar, atom-atom hidrogen dan helium mulai terbentuk, dalam sebuah peristiwa yang disebut rekombinasi. Hampir semua hidrogen adalah netral (tidak terionisasi) dan dengan mudah menyerap cahaya, serta belum ada bintang yang terbentuk. Akibatnya periode ini disebut "Zaman Kegelapan". Dari fluktuasi kepadatan (atau ketidakseragaman anisotropi) dalam materi purba inilah struktur-struktur yang lebih besar mulai muncul. Hasilnya, massa materi barionik mulai memadat dalam cincin cahaya materi gelap dingin. Struktur-struktur primordial inilah yang akhirnya menjadi galaksi yang kita lihat hari ini.

Bukti tentang kemunculan awal galaksi ditemukan pada tahun 2006, dengan penemuan  bahawa galaksi IOK-1 memiliki geseran merah yang luar biasa tinggi sebesar 6.96, setara dengan jangka waktu hanya 750 juta tahun setelah terjadinya Dentuman Besar. Hal ini menjadikannya sebagai galaksi terjauh dan paling purba yang pernah dilihat. Meskipun beberapa ilmuwan mengklaim objek lainlah (misalnya galaksi Abell 1835 IR1916) yang memiliki geseran merah lebih tinggi (dan karena itu sudah ada pada tahap yang lebih awal dalam evolusi alam semesta), namun usia dan komposisi IOK-1 ditentukan dengan cara yang lebih dapat diandalkan. Adanya protogalaksi yang seawal itu kemunculannya menunjukkan bahwa protogalaksi tersebut pastilah berkembang dalam apa yang disebut "Zaman Kegelapan". Namun, pada bulan Disember 2012 para ahli falak melaporkan bahawa galaksi UDFj-39546284 adalah galaksi terjauh yang diketahui dengan nilai geseran merah 11.9. Galaksi tersebut diperkirakan sudah ada sejak sekitar "380 juta tahun" setelah Dentuman Besar (setara dengan sekitar 13.8 bilion tahun yang lalu), dan berjarak kira-kira 13.42 bilion tahun cahaya.

Bagaimana langkah terbentuknya galaksi seawal itu berlangsung masih merupakan sebuah pertanyaan pokok yang belum terjawab dalam astronomi. Teori yang ada dapat dibahagi dalam dua kategori: dari atas ke bawah (top down) atau dari bawah ke atas (bottom-up). Dalam teori top-down (seperti model Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), protogalaksi terbentuk dalam sebuah runtuhan serentak berskala besar yang berlangsung selama kira-kira seratus juta tahun. Dalam teori bottom-up (seperti model Searle-Zinn [SZ]), struktur kecil seperti gugus bola terbentuk dahulu, lalu kemudian sejumlah struktur tersebut bergabung untuk membentuk galaksi yang lebih besar.

Begitu protogalaksi mulai terbentuk dan mengerut, bintang-bintang halo pertama pun (disebut bintang Populasi III) muncul di dalamnya. Bintang-bintang ini tersusun hampir seluruhnya oleh hidrogen dan helium dan kemungkinan berukuran masif. Jika memang benar demikian, maka bintang-bintang yang sangat besar ini akan menghabiskan pasokan bahan bakarnya dengan cepat dan menjadi supernova, melepaskan unsur-unsur berat ke medium antarbintang. Bintang-bintang generasi pertama ini mengionisasi ulang hidrogen netral sekitarnya, menciptakan gelembung ruang yang mengembang yang bisa dengan mudah dilalui cahaya.

 Evolusi 
Dalam masa satu bilion tahun pembentukan galaksi, struktur-struktur utaa mulai muncul: gugus-gugus bola, lohong gelap supermasif pusat, dan sebuah tonjolan galaksi yang terdiri dari bintang Populasi II yang miskin logam sudah terbentuk. Terciptanya lohong hitam supermasif tampaknya memainkan peranan penting dalam mengatur pertumbuhan galaksi secara aktif, dengan membatasi jumlah materi tambahan yang ditambahkan. Sepanjang epos awal ini, galaksi mengalami lonjakan besar pembentukan bintang.

Selama dua bilion tahun berikutnya, akumulasi materi mengendap menjadi piringan galaksi. Sebuah galaksi akan terus menyerap jasad yang tertarik dari awan kelajuan tinggi dan galaksi kerdil sepanjang hayat ia. kebanyakannya unsur-unsur hidrogen dan helium. Kitaran lahir mati bintang perlahan-lahan meningkatkan kelimpahan unsur-unsur berat yang akhirnya memungkinkan pembentukan planet.

Evolusi galaksi dapat secara signifikan dipengaruhi oleh interaksi dan pelanggaran. Penggabungan galaksi merupakan hal yang biasa terjadi selama epos awal, dan kebanyakan galaksi dalam masa ini memiliki bentuk yang aneh. Mengingat jarak antara bintang-bintang yang berjauhan, sebagian besar sistem bintang pada galaksi yang bertabrakan tidak akan terpengaruh. Namun, pelucutan gravitasional yang dialami gas dan debu antarbintang pada lengan spiral galaksi akan menghasilkan deretan panjang bintang-bintang yang dikenal sebagai ekor tidal. Contoh formasi ini dapat dilihat pada NGC 4676 atau Galaksi Antena.

Antara contoh interaksi sedemikian dapat diperhatikan adalah antara galaksi Bima Sakti dan galaksi Andromeda yang berdekatan: kedua-duanya saling bergerak menuju satu sama lain dengan kelajuan kira-kira 130 km/s, dan tergantung pada pergerakan menyisinya, keduanya dapat berlanggar dalam waktu sekitar lima sampai enam juta tahun. Meskipun Bima Sakti tidak pernah berlanggar dengan galaksi sebesar Andromeda sebelumnya, bukti adanya pelanggaran ini dengan galaksi kerdil yang lebih kecil pada masa lalu semakin banyak.

Interaksi skala besar semacam itu jarang terjadi. Seiring dengan berjalannya waktu, penggabungan dari dua sistem yang berukuran sama menjadi semakin jarang terjadi. Kebanyakan galaksi terang secara fundamental tetap tidak berubah selama beberapa bilion tahun terakhir, dan laju bersih pembentukan bintang mungkin mencapai puncaknya juga pada kira-kira sepuluh bilion tahun yang lalu.

 Kecenderungan pada masa depan 
Saat ini kebanyakan pembentukan bintang terjadi pada galaksi yang lebih kecil, di mana gas dingin belum begitu terkuras. Galaksi spiral seperti Bima Sakti, hanya menghasilkan bintang-bintang generasi baru selama mereka masih memiliki awan molekul padat, berisi hidrogen antarbintang, di lengan spiralnya. Galaksi-galaksi eliptis hampir tidak memiliki gas ini lagi, sehingga tidak membentuk bintang baru lagi. Persediaan bahan pembentuk bintang di alam semesta terbatas. Begitu bintang-bintang selesai mengubah persediaan yang ada dari hidrogen menjadi unsur yang lebih berat, pembentukan bintang baru akan berakhir.

Zaman pembentukan bintang yang sedang berlangsung saat ini diperkirakan akan terus berlanjutan sampai 100 bilion tahun ke hadapan. Bintang-bintang ini akan beransur-ansur memudar setelah sekitar 10–100 triliontahun (1013–1014 tahun), saat bintang terkecil dan terlama hidup, kerdil merah kecil, mula meredup. Pada akhir zaman ini jugalah galaksi hanya akan terdiri dari objek-objek padat: kerdil perang, kerdil putih yang sedang mendingin atau yang sudah dingin ("kerdil hitam"), bintang neutron, dan lohong atau lubang hitam. Akhirnya, pengenduran graviti akan mengakibatkan semua bintang jatuh menjunam dalam pusat lohong hitam supermasif atau terlempar ke ruang antaragalaksi akibat pelanggaran yang barangkali akan berlaku.

 Lihat juga 
 Daftar galaksi terhampir
 Senarai galaksi

 Rujukan 

Sumber utama


 Pautan luar 
 Galaksi, Laman SEDS Messier 

Kategori:Galaksi
Kategori:Astronomi