RIWAYAT HIDUP BINTANG

v  RIWAYAT  HIDUP BINTANG

·         Kelahiran Bintang

Pada dasarnya proses kelahiran bintang merupakan proses yang terdiri atas dua tahap, yaitu tahap terbentuknya kesetimbangan hidrostatis yang berlangsung pada proses pembentukan proto bintang, dan diteruskan dengan proses terbentuknya kesetimbangan termal  yang berlangsung pada tahap pra deret utama. Daerah awan antar bintang yang mampat ini biasa disebut sebagai awan molekul raksasa yang memiliki kerapatan beberapa partikel per cm³.

Sebuah awan molekul raksasa yang runtuh terpecah-pecah menjadi awan yang berukuran lebih kecil yang kemudian dikenal dengan nama Bok globule. Panas yang muncul  semakin tinggi, sampai pada suatu titik saat di pusat bintang terjadi reaksi fusi (penggabungan unsur-unsur ringan menjadi unsur-unsur yang lebih berat dengan melepaskan energi).

Jika massanya kurang dari 0,075 massa matahari, tidak akan mampu mencapai temperatur cukup tinggi yang memungkinkan terjadinya fusi nuklir pembakaran hidrogen. Batas di atas adalah batas massa objek yang disebut katai coklat. Metode baru untuk menetapkan apakah sebuah objek itu adalah bintang katai coklat atau bukan, yaitu adanya garis-garis litium di dalam spektrumnya. Tahap yang berlangsung di antara saat dimulainya pemanasan di inti bintang yang membangkitkan reaksi termonuklir dengan saat bintang masuk deret utama dinamakan tahap pra deret utama. Untuk menuju deret utama pada diagram Hertzsprung-Russell calon bintang-bintang akan mengikuti jejak dari atas ke bawah yang disebut sebagai jejak Hayashi. 

Bintang yang massanya kurang dari setengah massa matahari akan tetap berada dalam jejak Hayashi, sedangkan bintang yang massanya lebih dari setengah massa matahari, bagian inti semakin panas sampai pada suatu titik saat reaksi termonuklir dapat dimulai lalu masuklah proto bintang ini ke tahap deret utama. Bintang yang sudah mencapai deret utama umur nol akan memiliki kesetimbangan hidrostatis dan termodinamis sepenuhnya.

Bintang T-Tauri biasanya merupakan bintang variabel  dan memiliki garis-garis spektrum yang kuat dikromosfernya. Litium akan hancur pada temperature di atas 2.500.000 K. Herbig Haro adalah  objek yang sangat terionisasi dan memiliki garis-garis emisi hidrogen, sulfur, dan oksigen.

·         Ruang Antarbintang

Objek-objek ruang antarbintang lain di samping awan molekul raksasa adalah gas, debu, partikel, molekul, medan magnet, serta radiasi elektromagnetik. Dilihat dari massanya, komposisinya terdiri dari 99% gas dan  1% debu. Akhirnya front ionisasi ini mencapai kecepatan yang harganya di bawah kecepatan suara dan yang bergerak lebih cepat adalah front gas yang mengembang ini, dan di sini lahirlah sebuah daerah yang dinamakan daerah HII. Daerah-daerahn HII sering terkait dengan globule Bok, yang menurut Bart J. Bok merupakan daerah tempat lahirnya bintang. Salah satu daerah HII yang cukup terkenal adalah Nebula Orion yang terdapat di Rasi Orion; jaraknya dari matahari sekitar 1.500 tahun cahaya.

Radiasi datang dari sebuah reaksi termonuklir yang berlangsung di pusat bintang. Reaksi termonuklir yang paling dasar adalah pengubahan empat isotop atom hidrogen menjadi satu atom helium. Massa atom helium yang terbentuk sedikit kurang dibandingkan dengan empat massa atom hidrogen pembentuknya. Massa yang hilang (defek massanya) ini berubah menjadi energi yang dapat dirumuskan dalam rumus Einstein yang terkenal, yaitu  E=mc².

·         Bintang Ganda

Bilamana pasangan bintang ganda ini dapat dilihat menggunakan teleskop, bintang ganda ini disebut bintang ganda visual. Bintang paling dekat matahari, Alfa Centauri, adalah salah satu contoh pasangan bintang ganda visual ini. Bilamana kegandaan pasangan bintang hanya dapat dilihat oleh spektrumnya, bintang ganda ini disebut bintang ganda spektroskopik. Kadang-kadang, yang tampak hanyalah spectrum salah satu komponen pasangan ini. Bintang ganda semacam ini disebut bintang ganda spektroskopik bergaris tunggal.

Jenis lain adalah bintang ganda gerhana, yang bidang orbit pasangannya nyaris terletak segaris pandang dengan pengamat. Perubahan luminositas seluruh pasangan bintang ganda disebut sebagai kurva cahaya. Bintang ganda disebut sebagai bintang ganda atrometrik manakala suatu ketika posisinya diamati dengan sangat teliti tampak bahwa bintang itu memiliki gerak yang bergelombang, pengamatannya hanya dapat dilakukan pada bintang-bintang yang dekat, yang jaraknya kurang dari 10 pc. Yang diuraikan di atas adalah bintang ganda yang komponennya tidak terhubung secara fisik. Pengikat mereka hanyalah gaya tari gravitasi antarsesamanya, dan bitang ganda seperti ini disebut sebagai detached binary (bintang ganda terpisah).

Dalam telaah bintang ganda, dikenal konsep lingkup roche, yakni daerah di sekeliling kedua komponen bintang ganda yang jika diproyeksikan ke satu bidang menjadi seperti angka 8. Titik Lagrange, tempat gaya gravitasi yang ditimbulkan masing-masing komponen bintang ganda saling meniadakan.

Selanjutnya, ada semi detached binary (bintang ganda setengah terpisah). Pada bintang ganda jenis ini, salah satu komponennya mengembang sehingga memenuhi lingkup Roche  dan terjadi peluberan lingkup Roche (Roche lobe overflow) karena materi dari komponen ini terlempar kea rah bintang pasangannya melalui titik L1. Bintang ganda yang mengalami peristiwa hantaran massa disebut sebagai bintang ganda kataklismik. Dapat juga proses hantaran massa disertai dengan pancaran sinar X. Pasangan bintang ganda ini disebut sebagai bintang ganda sinar X. Jika lingkup Roche kedua komponen pasangan ini terisi semua, bintang ganda ini disebut sebagai bintang ganda kontak.

·         Evolusi Bintang Ganda

Gejala lain yang menarik pada bintang ganda adalah peristiwa nova (ledakan bintang).

·         Bintang Variabel

Dari kurva pasangan bintang variable tersebut dapat didapat informasi:

Ø  Variasi kecerlangan : apaka bersifat periodik, semi periodic, atau tak beraturan.

Ø  Periode perubahan

Ø  Bentuk kurva cahaya: simetris atau tidak, apakah berubah secara teratur, berapa banyak minimum pada setiap siklus.

Kemudian, dari spektrumnya  dapat didapat informasi tentang:

Ø  Jenis, temperature, dan kelas luminositas bintang (katai, deret utama, raksasa, atau maharaksasa)

Ø  Kegandaan bintang yang bersangkutan

Ø  Perubahan spektrum dalam waktu

Ø  Denyutan bintang

Ø  Medan magnet yang dimiliki bintang

Bintang variabel dapat dibagi menjadi dua golongan yaitu: Bintang variabel intrinsik adalah bintang yang variabilitasnya disebabkan oleh kondisi fisik didalam bintang itu sendiri. Selanjutnya, golongan ini terbagi menjadi 3, yaitu:

Ø  Bintang variabel berdenyut, yaitu bintang yang mengembang dan mengerut secara periodik dengan periode tertentu akibat proses evolusi yang dialaminya.

Ø  Bintang variabel eruptif, bintang variabel yang sering mengalami ledakan di permukaannya.

Ø  Bintang variabel kataklismik, atau bintang eksplosif, yaitu bintang yang mengalami perubahan secara dahsyat, melalui proses nova atau supernova.

Bintang variabel ekstrinsik adalah bintang yang variabilitasnya disebabkan oleh faktor-faktor di luar bintang yang bersangkutan. Golongan ini terbagi menjadi dua, yaitu:

Ø  Bintang ganda gerhana, sebuah pasangan bintang ganda yang jika dilihat dari pengamat tampak bahwa salah satu bintang menggerhanai bintang pasangannya sehingga luminositas pasangan bintang ganda ini secara keseluruhan menjadi berkurang.

Ø  Bintang variabel yang berotasi, bintang yang variabilitas luminositasnya disebabkan oleh adanya rotasi bintang tersebut.

·         Bintang Kelas Cepheid dan yang Mirip Cepheid

Yang agak mirip dengan bintang variabel Cepheid adalah bintang variabel RR Lyrae, dank arena lebih banyak terdapat di gugus bola, sering disebut sebagai Cepheid gugus. Salah satu contoh dari bintang variabel jenis ini adalah Mira atau omicron Ceti yang merupakan sebuah bintang raksasa merah yang terletak sekitar 418 tahun cahaya dari matahari di Rasi Cetus.

·         Bintang Variabel Eruptif

Variabilitas eruptif lebih banyak terjadi  pada bintang raksasa dan maharaksasa karena mereka lebih mudah melepaskan materi yang dimilikinya.

·         Bintang Variabel Kataklismik

Bintang variabel yang mengalami ledakan yang cukup dahsyat, dan kadang-kadang perubahan berlangsung cukup drastic sehingga struktur bintang itu berubah secara permanen dan tidak kembali ke keadaan awal.

·         Bintang Variabel Ektrinsik

Bintang variabel jenis ini terbagi menjadi dua golongan besar, yaitu bintang variabel yang berotasi dan bintang ganda gerhana.

·         Bintang Ganda Gerhana

Bilamana bintang sekunder pada sebuah pasangan bintang ganda bergerak mengelilingi bintang primernya, penggerhanaan ini akan mengakibatkan luminositas seluruh sistem akan berkurang secara periodik.

·         Gugus Bintang

Ada dua jenis gugus bintang, yaitu gugus galaksi atau gugus terbuka dan gugus bola.

·         Gugus Galaksi

Gugus galaksi adalah satu kelompok bintang yang cukup besar, yang jumlahnya dapat mencapai ribuan buah; terbentuk dari satu awan molekul yang sama. Bintang-bintang anggota gugus ini saling mempengaruhi satu sama lain secara gravitasi meskipun ikatannya tidak terlalu kuat. Gugus galaksi hanya terdapat di galaksi-galaksi spiral dan tak beraturan di mana proses pembentukan bintang di tempat itu berlangsung cukup aktif. Gugus bola banyak terdapat di daerah halo dan bagian inti galaksi. Gugus galaksi sangat penting dalam upaya mempelajari evolusi bintang karena bintang-bintang anggotanya memiliki umur dan komposisi kimia yang sama; yang membedakan adalah massanya. Gugus galaksi yang paling terkenal adalah Hyades dan Pleiades.

·         Gugus Bola

Gugus bola adalah kumpulan bintang yang mengorbit galaksi. Bentuk gugus bola lebih teratur dan memiliki jumlah anggota lebih banyak dibandingkan dengan gugus galaksi; dapat mencapai ratusan ribu buah. Bintang-bintang anggota gugus bola biasanya lebih tua dari bintang anggota gugus galaksi. Ikatannya labih kuat dari gugus galaksi, dan tidak mudah tercerai. Galaksi kita memiliki sekitar 150 gugus bola, sedangkan galaksi Andromeda, memiliki 500 gugus bpla. J.L.E. Dreyer membuat catalog gugus bola yang diberi nama New General Cataloge.

Pada tahun 1914, Harlow Shapley memulai meneliti gugus bola. Dalam kategori ini, gugus bola yang memiliki tingkat pemusatan memiliki kategori 1 dan yang paling kecil tingkat pemusatannya memiliki kategori 12 (dapat juga dinyatakan dalam angka Romawi). Pengkategorian ini selanjutnya dinamakan Kelas Pemusatan Shapley Sawyer. Gugus bola tersusun dari ratusan ribu bintang tua yang miskin logam (unsur yang lebih berat dari hidrogen); bintang-bintang sejenis terdapat di bagian gembungan (bulge) pusat galaksi. Bintang-nintang tua ini digolongkan sebagai bintang-bintang Populasi II (bintang populasi I adalah bintang yang kaya logam seperti matahari). Indeks warna sebuah bintang adalah perbedaan magnitudo bintag dalam cahaya biru atau B dengan magnitudo bintang dalam panjang gelombang visual atau V. semakin besar harga B-V, semakin dingin temperature bintang ini, atau semakin merah warnanya.

·         Pembentukan Bintang Raksasa Merah

Proses dimulainya reaksi pembakaran helium berlangsung sangat cepat dan eksplosif sehingga diberi nama proses helium flash (kilatan helium). Di pusat bintang, berlangsung reaksi pembakaran helium menjadi karbon, dan dikulitnya berlangsung reaksi pembentukan helium dari hydrogen. Akibatnya, seperti pada saat inti helium terdapat di pusat, bintang bergerak ke kanan atas lagi pada diagram Hertzsprung-Russell tetapi dengan kecerlangan yang lebih tinggi; menjadi bintang maharaksasa merah.

Selubung bintang ini menjadi materi yang mengelilingi bintang dan mengembang dan disebut sebagai planetary nebula. Batas massa yang menentukan nasib evolusi bintang berikutnya ini di namakan Batas Chandrasekhar; harganya 1,44 kali massa matahari. Kerapatan bintang ini sekitar 20 miliar gram/cm³, dan menjadi bintang katai putih; berada pada diagram Hertzsprung-Russell di bagian kiri bawah.

·         Evolusi Lanjut Bintang Bermassa Rendah

Bintang-bintang yang memiliki masa rendah seperti ini adalah bintang katai coklat seperti Proxima Centauri yang kala hidupnya dapat lebih dari seribu kali kala hidup matahari.

·         Bintang Katai Putih

Sirius B memiliki temperatur 25.000 K, tetapi kecerlangannya 10.000 kali lebih lemah daripada Sirius A, dan disimpulkan bahwa Sirius B ini ukurannya jauh lebih kecil daripada Sirius A, dank arena itu diberi nama katai putih.

 Fowler mengatakan bahwa hukum fisika yang dipakai Eddington dalam menjalankan eksistensi bintang katai putih harus digantikan dengan hukum mekanika kuantum yang mengatakan bahwa tekanan yang terdapat di dalam bintang Sirius B dan bintang katai putih tidak berasal dari panas, melainkan dari gejala mekanika kuantum, yaitu yang di namakan  pergerakan elektron yang terdegenerasi. Dalam keadaan ini electron-elektron saling menolak satu sama lain dan mengikuti prinsip eksklusi Pauli, yakni bahwa dua electron berdekatan tidak dapat memiliki keadaan yang sama.

·         Supernova dan Bintang Netron

Supernova adalah ledakan dahsyat sebuah bintang yang menghancurkan bintang itu karena sebagian besar massanya terlempar keluar dan meninggalkan sisa yang sangat mampat. Yang di maksud di sini adalah supernova yang terjadi pada sebuah bintang tunggal atau supernova tipe II dan biasa disebut dengan supernova karena runtuhnya bintang (core collapse supernova). Bintang netron adalah proses pemantulan yang sangat cepat, membuat bintang meledak hancur dan meninggalkan inti. Bintang ini adalah sebuah bintang yang sngat mampat, dan apabila matahari menjadi sebuah bintang netron, ukurannya hanya sekitar  20 km saja tetapi dengan kerapatan yang amat tinggi (miliaran ton per cm³).

Proses pembentukan unsur-unsur berat yang terjadi di dalam bintang sebelum ledakan supernova berlangsung di namakan nukleosintesis supernova.

Bintang-bintang yang terbentuk dari gas-gas hasil nukleosintesis yang berlangsung di inti bintang dinamakan bintang-bintang generasi kedua. Sebaliknya, bintang-bintang yang tidak terbentuk dari gas sisa ledakan supernova (gas-gas ini tidak memiliki unsure-unsur berat) dinamakan bintang-bintang generasi pertama.

·         Pulsar

Pulsar (pulsating radio sources) adalah denyutan-denyutan yang tidak dipancarkan oleh suatu peradaban yang tinggi, tetapi suatu gejala alam saja, yang cukup istimewa. Saat bintang ini berputar, semua partikel seperti proton dan elektron ikut tertarik mengikuti perputaran bintang ini, sampai kecepatannya mendekati kecepatan cahaya. Akibatnya, semua partikel akan memancarkan gelombang elektromagnetik yang di namakan radiasi sinkroton. Pulsar milidetik dianggap sebagai hasil akhir evolusi bintang ganda pemancar sinar X. Berdasarkan jenis sumber energi, pulsar di bagi menjadi 3 yaitu:

Ø  Pulsar yang tenaganya diperoleh dari rotasi, di mana peluruhan energi rotasi pulsar menjadi sumber energy radiasi.

Ø  Pulsar yang tenaganya diperoleh dari akresi, di mana energy potensial gravitasi dari materi yang mengalami akresi menjadi sumber energy radiasi pulsar tersebut, dan ini terjadi pada sebagian besar pulsar pemancar sinar X.

Ø  Magnetar, peluruhan energi magnet yang sangat kuat menjadi sumber radiasi pulsar.

·         Lubang Hitam

Bintang yang tidak menjadi bintang netron, tetapi menjadi suatu objek yang sangat mampat disebut lubang hitam. Objek gelap adalah benda langit yang memiliki gravitasi begitu kuat sehingga cahaya pun tidak dapat lepas dari permukaannya.

Jari-jari bintang pada saat cahaya tidak dapat memancar keluar di namakan jari-jari Schwarschild atau jari-jari gravitasi. Pada keadaan ini permukaan bintang di namakan event horizon (peristiwa horizon).

Bintang-bintang yang massanya pada saat padam kurang dari 1,4 kali massa matahari akan menjadi bintang katai putih. Jika massanya berada di antara 1,4-5 kali massa matahari akan menjadi bintang netron. Pada kedua keadaan ini, baik tekanan degenerasi elektron maupun netron masih dapat menahan pengerutan bintang lebih lanjut. Bintang mengerut menjadi satu titik dalam ruang dengan kerapatan yang tak terhingga besarnya dan keadaan ini diberi nama keadaan singularitas.

Quasar adalah sumber pancaran energi yang sangat dahsyat dengan ukuran yang sangat kecil, tidak sebanding dengan ukuran pancarannya.

Pengamatan sebuah robot yang diarahkan mendekati lubang hitam, dan ternyata semakin dekat ke arah lubang hitam jam yang dibawanya semakin lambat jalnnya relatif terhadap  jam yang jauh letaknya terhadap lubang hitam. Gejala ini diberi nama pemuluran waktu gravitasional.

v  GALAKSI BIMA SAKTI

·         Bentuk Dan Komponen Bima Sakti

Bima sakti berbentuk spiral dengan diameter sekitar 100.000 tahun cahaya atau kira-kira 30.000 pc. Komponennya tidak berupa bintang-bintang saja, tetapi juga atom, molekul (gas-gas dan debu antarbintang) yang secara umum disebut materi antarbintang. Galaksi kita dapat dibagi menjadi tiga komponen, yaitu: komponen pusat yang kira-kira berukuran 5.000 pc, piringan yang berada sampai pada jarak 3.000 pc, tebal bagian piringan ini sekitar 200 pc, dan korona. Seluruh galaksi kita diselubungi halo yang berbentuk ellipsoid, yang diselubungi lagi oleh korona galaksi berbentuk bola yang berukuran sangat besar.

·         Bagian Pusat Galaksi

Bagian pusat galaksi merupakan system bintang yang berbentuk bola. Objek-objek di sini sebagian besar adalah: Gugus bola adalah suatu system bintang berbentuk bola dengan anggota puluhan sampai ribuan buah. Bintang variabel Lyrae adalah bintang yang kecerlangannya berubah-ubah secara periodik dengan periode beberapa hari. Planetary nebula adalah bintang yang sudah melewati tahap evolusi tertentu dan melepaskan selubung luarnya, memberikan penampakkan seperti sebuah bintang yang dikelilingi “planet” berbentuk kabut. Pengamatan panjang gelombang inframerah ini juga memberikan informasi adanya awan debu berbentuk cincin yang bergerak mengelilingi pusat galaksi.

·         Bagian Piringan

Komponen piringan galaksi kita  terdiri dari bintang-bintang, gas dan debu antarbintang. Pada bagian piringan ini gas, debu, dan bintang tersebar mengikuti sebuah pola spiral. Matahari terletak pada bagian dalam dari satu lengan spiral yang kemudian diberi nama lengan Orion; di dalamnya terdapat nebula North America, Coalsack (daerah yang memiliki serapan antarbintang sangat besar), dan Cygnus Rift.

Galaksi kita  melakukan rotasi, tetapi rotasinya tidak seperti rotasi benda tegar seperti roda. Galaksi kita  melakukan rotasi diferensial, yaitu rotasi dengan kecepatan sudut di dekat pusatnya lebih besar dari pada di bagian tepi. Galaksi kita  melakukan rotasi dengan periode sekitar 240 miliar tahun.

Bintang-bintang anggota piringan galaksi kita berbeda dengan bintang-bintang yang terdapat di daerah gembungan dan pusat galaksi. Di lengan spiral galaksi, terdapat bintang-bintang maharaksasa, bintang deret utama yang memiliki luminositas tinggi (kelas O dan B), bintang Wolf-Rayet, bintang variabel Cepheid tipe I, dan gugus galaksi muda. Objek-objek lain yang terdapat di arah pusat galaksi adalah nebula keplanetan (planetary nebula), nova, Cepheid tipe II, bintang variabel RR Lyrae, dan bintang variabel Mira yang periodenya kurang dari 250 hari.

·         Bagian Halo dan Korona

Diameter halo kira-kira sama dengan batas piringan galaksi, dan pada kutub-kutub galaksi memiliki diameter sekitar 30.000 pc. Gugus-gugus bola yang digunakan Harlow Shapley untuk menentukan jarak dan kedudukan pusat galaksi berada di daerah halo ini.

Bagian korona galaksi memiliki diameter yang jauh lebih besar dari bagian halo galaksi kita. Harga diameter ini belum pasti, paling sedikit 120.000 pc, dan mungkin mencapai 600.000 pc. Pada korona galaksi kita, terdapat dua galaksi kecil yang menjadi satelit galaksi kita, yaitu Kabut Magellan Besar dan Kabut Magellan Kecil. Kurva rotasi galaksi adalah diagram yang menunjukkan bagaimana kecepatan rotasi komponen galaksi berubah terhadap jaraknya dari pusat galaksi.

·         Pencarian Materi Gelap

Materi gelap terdiri dari dua jenis yaitu materi gelap barionik yaitu materi gelap yang tersusun dari bahan-bahan dasar yang sudah dikenal seperti proton, netron, dan elektron. Salah satunya diberi nama MACHO (massive astronomical compact halo object), sejenis objek yang karena tidak memancarkan cahaya tidak dapat didefinisikan.

Materi gelap non barionik adalah materi gelap yang belum pernah dideteksi secara langsung, tetapi eksistensinya diramalkan dalam fisika partikel dan kosmologi. Materi gelap non barionik ini terbagi menjadi tiga jenis, yaitu hot dark matter, cold dark matter, dan warm dark matter. Hot dark matter adalah materi gelap yang bergerak dengan kecepatan mendekati kecepatan cahaya. Yang termasuk golongan ini adalah neutrino yang bisa berinteraksi dengan partikel-partikel lain melalui interaksi lemah dan gravitasi walaupun sangat lemah sehingga sulit sekali dideteksi. Cold dark matter adalah golongan materi gelap yang bergerak dengan kecepatan jauh di bawah kecepatan cahaya, fi mana yang termasuk golongan ini adalah partikel-partikel yang disebut sebagai WIPM (weakly inteacing massive particles) atau partikel-partikel yang sulit sekali berinteraksi dengan partikel-partikel lain. Eksistensi warm dark matter masih hipotesis dan menjadi bahan perdebatan para astronom. Salah satu calon warm dark matter adalah neutrino steril, yaitu neutrino yang interaksinya dengan partikel-partikel lain hanya melalui gravitasi, tetapi mendeteksi materi jenis ini juga sangat sulit karena massanya yang sangat kecil.

v  GALAKSI-GALAKSI DI ALAM SEMESTA

Galaksi-galaksi elips terabagi menjadi 8 kelas, mulai dari kelas E0 untuk yang paling bulat sampai E7 untuk yang paling pipih. Galaksi spiral terbagi menjadi 3, mulai dari kelas Sa untuk yang spiralnya paling rapat, sampai kelas Sc untuk yang spiralnya paling teruraipada galaksi spiral berbatang pembagiannya sama  juga, mulai dari SBa untuk yang paling rapat sampai SBc yang paling terurai. Galaksi elips mengandung bintang-bintang tua dan sedikit gas dan debu. Galaksi spiral dan spiral berbatang banyak mengandung bintang-bintang muda serta gas dan debu di lengan spiralnya, demikian juga dengan galaksi-galaksi tidak beraturan.

Secara lebih detail, Hubble menggolongkan galaksi menjadi:

·         Galaksi elips (E0-E7); galaksi yang berbentuk ellipsoid dan memiliki distribusi bintang yang merata.

·         Galaksi lenticular (S0 dan SB0) adalah galaksi yang bentuknya mirip piringan dan memiliki gembungan di pusatnya, tetapi tidak memiliki struktur spiral.

·         Galaksi spiral (Sa-d) adalah galaksi yang memiliki gembungan di pusat dan piringan memiliki spiral.

·         Galaksi spiral berbatang, adalah galaksi spiral di mana spiralnya tidak berpangkal dari gembungan pusat, melainkan dari batang yang menembus gembungan tersebut.

·         Galaksi tak beraturan (Irr), adalah galaksi yang memiliki pola yang tegas. Ia bisa berjenis Irr-I yang menampilkan struktur spiral terdeformasi dan Irr-II yang tidak masuk golongan mana pun.

Pengamatan mutakhir pada banyak galaksi-galaksi luar memberikan informasi.

·         Galaksi elips memiliki sedikit debu dan gas, dan tersusun dari bintang-bintang tua.

·         Galaksi spiral memiliki kandungan debu dan gas yang banyak, dan tersusun dari bintang-bintang tua dan muda.

·         Galaksi tak beraturan kaya akan gas, debu, dan bintang-bintang muda.

      Berbagai Jenis Gejala Yang Terkait Dengan Galaksi

·         Inti Galaksi Aktif

Inti galaksi aktif adalah daerah yang terletak dipusat sebuah galaksi yang memiliki luminositas yang jauh lebih besar dibandingkan dengan galaksi biasa.

·         Galaksi Seyfert

Galaksi Seyfert adalah galaksi yang intinya menghasilkan spektrum emisi  yang berasal dari gas yang sangat terionisasi. Pancaran gelombang radio datang dari radiasi sinkroton pada semburan, pancaran inframerah berasal dari radiasi yang datang dari panjang gelombang lain yang kemudian berinteraksi dengan debu yang terdapat di dekat ini, dan pancaran padav panjang gelombang sinar X datang dari hamburan Compton oleh korona bertemperatur tinggi yang terdapat di dekat inti galaksi.

·         Galaksi Radio

Galaksi radio adalah galaksi yang memiliki pancaran sangat kuat dalam panjang gelombang radio; pancaran ini berasal dari proses sinkroton.

·         Quasar

Karena objek ini merupakan pemancar gelombang radio yang amat kuat sekaligus merupakan pancaran radiasi pada panjang gelombang tampak, sehingga penampakkannya mirip bintang, maka objek ini kemudian diberi nama Quasar. Quasar adalah kependekan dari quasi stellar radio sources (sumber pancaran radio yang penampilannya mirip bintang). Jika sebuah Quasar memiliki periode perubahan kecerlangan sebesar Δt maka ukuran objek ini pastilah kurang atau sama dengan Δt x kecepatan cahaya.

v  EKSOPLANET DAN PENCARIAN KEHIDUPAN DI LUAR BUMI

·         Metode Penemuan

Upaya mencari eksoplanet dilakukan dengan menggunakan metode astrometri, pengukuran kecepatan radial, pengukuran waktu pulsar, metode transit, pelensaan gravitasi mikro, pengamatan piringan yang mengelilingi bintang bintang, dan pencitraan secara optik. Keuntungan metode astrometri adalah ketelitiannya yag cukup tinggi bilamana jari-jari orbit eksoplanet yang diamati itu besar.

·         Pengukuran Variasi Periode Pulsar

Pulsar adalah sebuah bintang netron yang berotasi sambil memancarkan gelombang radio. Dale Frail berhasil menemukan planet yang mengorbit pulsar  PSR 1257+12, dan ini merupakan planet pertama yang ditemukan di luar tata surya.

·         Metode transit

Metode transit sangat bagus untuk mengukur jari-jari sebuah ekssoplanet. Metode transit juga memungkinkan kita mempelajari atmosfer eksoplanet tersebut.

·         Pengamatan Di Luar Angkasa

Teleskop yang dipakai untuk melakukan pengamatan di luar angkasa terbebas dari turbulensi atmosfer sehingga resolusi yang diperoleh akan lebih tinggi.

·         Jenis-jenis Eksoplanet

Dalam klasifikasi ini, planet-planet yang berupa raksasa gas dibagi menjadi lima kelas, di mana di sini dianggap bahwa komposisi atmosfer eksoplanet tersebut mirip dengan komposisi Yupiter.

Ø  Kelas I             : Eksoplanet yang memiliki awan ammonia

Ø  Kelas II                        : Eksoplanet yang memiliki awan uap air

Ø  Kelas III           : Eksoplanet tak berawan

Ø  Kelas IV           : Logam serapan alkali

Ø  Kelas V                        : Awan silikat