TINJAUAN DARK MATTER TERHADAP PEMBENTUKAN GALAKSI Elin M. Kabi, Muhammad Yusuf *, Nova E. Ntobuo** Jurusan Fisika, Program Studi S1. Pend. Geografi F.MIPA Universitas Negeri Gorontalo Email:
[email protected] ABSTRAK Elin M.Kabi. 2013.Tinjauan Dark Matter Terhadap Pembentukan Galaksi. Pengaruh dark matter terhadap pembentukan galaksi bima sakti dan bintangbintang di alam semesta dini.
I.
PENDAHULUAN Galaksi adalah salah satu dari isi alam semesta yang memiliki bentuk serta
ciri tersendiri, dimana galaksi adalah suatu sistem bintang-bintang, gas dan debu yang amat luas, yang juga anggotanya saling mempengaruhi secara gravitasional. Galaksi di daerah rendah memiliki pembentukan bintang-bintang yang lebih tinggi tingkatnya dibanding galaksi di daerah yang lebih tinggi. Efek evolusi galaksi yang pertama kali terpadat di alam semesta yaitu gugusan galaksi. (Conselice, 2006: 3). Dalam alam semesta ini memiliki begitu banyak galaksi, bahkan sampai berjuta-juta galaksi, salah satu dari galaksi tersebut yaitu galaksi bima sakti, dimana galaksi bima sakti ini adalah galaksi yang merupakan bumi kita sendiri, selain itu galaksi bima sakti memiliki jumlah yang terdiri dari 200 milyar bintang serta memiliki tiga komponen utama yaitu disk dimana tata surya berada, pusat tonjolan yang berada di inti, dan mencakup semua halo. (Ryden, 2005 : 129) Dalam efolusi galaksi memiliki pengaruh dari dark matter, dimana dark matter adalah materi yang diduga ada berdasarkan efek gravitasinya pada materi biasa dan radiasi latarnya, tetapi tidak terdeteksi sebagai emisi radiasi atau radiasi elektromagnetik yang menyebar. (Silk, 2004: 3 ) Metode yang paling kuat untuk mengukur sejarah pembentukan bintang dari populasi bintang, datang dari analisis diagram warna cosmic microwave
1
background (CMD) yang meliputi bintang-bintang raksasa yang terang dan bintang-bintang kerdil yang samar. (Brown et all, 2010:1) Meskipun keberhasilan besar dari materi gelap dingin cold dark matter (CDM) paradigma, CDM memprediksi bahwa galaksi raksasa seperti Bima Sakti dan M31 harus dikelilingi oleh banyak galaksi kerdil, dan benar-benar diamati. misalnya, Moore et al. 1999 (dalam Brown et all 2010:4 ). Ada materi untuk memperlambat alam semesta yang terus-menerus ekspansi (Rubin 1998 : 108109), Meskipun bukti pertama untuk materi gelap ditemukan di tahun 1930-an, namun sampai pada awal 1980-an para astronom yakin bahwa sebagian besar massa memegang galaksi dan cluster galaksi secara bersama-sama namun tidak terlihat. (primack 2008). Sejarah Alam Semesta Big Bang adalah peristiwa paling awal yang dikenal di alam semesta. Sejarah alam semesta untuk peristiwa big bang yang dikenal sebagai ledakan yang maha dahsyat, terjadi sekitar 14 miliar tahun yang lalu. Pada waktu itu, alam semesta memiliki suhu yang sangat panas dan memiliki massa yang sangat padat. Sejak terjadinya ledakan yang maha dahsyat, alam semesta mengalami ekspansi dan mengalami pendinginan, sehingga terbentuklah galaksi, bintang, planet, dan kehidupan di dalamnya. Bagaimana kita dapat mengetahui model alam semesta, jika tidak ada yang ada di sana untuk merekamnya? Selama abad, tiga baris utama bukti telah mengkonfirmasi skenario Big Bang benar-benar terjadi. Di antara galaksi itu untuk bumi yaitu galaksi bima sakti, bintang-bintang yang tak terhitung yang terpantau mengisi alam semesta. Jika ada, kita mungkin mengharapkan semua galaksi ini, termasuk galaksi bima sakti, yang akan jatuh terhadap satu sama lain, akibat tertarik oleh gravitasi. Menurut astronom Edwin pada tahun 1929 bahwa galaksi bergerak dari bumi, jadi galakasi bergerak berdasarkan arah kecepatan perputaran galaksi. Pada kenyataannya, lebih jauh galaksi, maka semakin cepat untuk bergerak. Para astronom menyimpulkan bahwa semua galaksi akan berasal dari tempat yang sama sekitar 14 miliar tahun yang lalu. Di tahun 1940-an, ahli fisika Gamow George dan rekan-rekannya menyadari bahwa awal alam semesta sangat panas dan padat. Ilmuwan hanya
2
memahami bahwa di bawah suhu panas yang besar dan padat, unsur kimia dapat berubah dari satu ke yang lain. Gamow dan rekan rekannya dihitung bahwa untuk alam semesta yang panas, padat, dan memperluas tentang satu-seperempat dari unsur kimia sederhana hidrogen akan "dimasak" ke dalam elemen helium. Para astronom telah mengukur proporsi hidrogen dan helium tersebar melalui alam semesta kita, dan itu sesuai prediksi sempurna. Ini adalah bukti kuat bahwa awal alam semesta adalah panas serta padat. (Alles, 2012:8) Peristiwa big bang merupakan peristiwa yang di terima untuk awal pembentukan alam semesta, dimana Menurut model ini embrio alam semesta telah terkonsentrasi di satu titik, yang meledak beberapa 15 miliar tahun yang lalu. Big Bang alam semesta homogen di ruang angkasa, dan berkembang sejalan dengan waktu. (Magueijo dan Baskerville:1) Evolusi Galaksi Alam semesta memiliki sejumlah petunjuk penting untuk memahami bagaimana galaksi berkembang dalam kelompok. Contoh terbaik yang dipelajari tentu saja kelompok galaksi bima sakti setempat, dengan 35 + anggotanya, yang masing-masing telah mengalami sejarah pembentukan yang berbeda. Cara paling efektif untuk menentukan kapan kelompok bintang di galaksi setempat membentuk adalah untuk mempelajari proses populasi bintang. Turunan sejarah pembentukan bintang-bintang dari kelompok setempat jelas sangat diperpanjang dan variabel, bahkan untuk bentuk galaksi kurcaci yang paling dasar. Pembentukan bintang-bintang dialam semesta ini sederhana dan jelas, dari segi morfologi galaksi terjadi kira-kira dari waktu ionisasi ulang sampai beberapa tahun yang lalu. Galaksi tidak beraturan, dan spiral dalam Grup lokal, termasuk galaksi kita sendiri atau bima sakti, yang menurut definisi yang masih menjalani pembentukan bintang-bintang, tetapi mereka juga memiliki bintang-bintang tua yang diproduksi mungkin sebelum reionization. Ada beberapa fakta yang menarik tentang kelompok lokal yang layak disebut dalam hal sejarah evolusi galaksi. Sementara kelompok setempat berisi empat anggota besar (M31, Bima Sakti, M33 dan LMC), didominasi oleh massa Galaksi kerdil yang lebih rendah. Galaksi kerdil ini cenderung cluster di sekitar
3
dua anggota besar-besaran, M31 dan Bima Sakti. Ada juga efek lingkungan kuat terjadi dalam kelompok populasi kurcaci setempat. Galaksi kerdil terletak dekat dua spiral raksasa, sementara bintang irregulars kurcaci membentuk berada jauh dari raksasa. Ini adalah salah satu contoh bagaimana galaksi berkorelasi dengan sifat lingkungan, untuk mengulang lebih luas dari pembentukan sejarah bintangbintang dan sifat sifat kelompok galaksi setempat. (Conselice, 2006:3) Selama 30 tahun sangat terlihat jelas bahwa sifat-sifat galaksi (misalnya morfologi, pembentukan bintang, kegiatan nuklir) dan mungkin evolusi dipengaruhi oleh kondisi lingkungan seperti pada kondisi awal. Peran kondisi lingkungan belum sepenuhnya diukur karena dua alasan : 1) kebingungan
tentang definisi
"lingkungan" dan 2) kurangnya sampel kontrol galaksi minimal dipengaruhi oleh lingkungan. Kebinguan ini muncul karena ada dua jenis pengaruh lingkungan (diamati) yaitu : a) galaxy local dan b) kepadatan permukaan galaxy lokal. Kadang-kadang sulit untuk mengidentifikasi, sesuatu yang ada disekitar galaksi yang dapat mampu memberikan efek yang lebih besar daripada kepadatan permukaan galaxy lokal yang ditingkatkan. ( Verley et al 2007)
Gambar 1. Kelompok galaksi terdekat Sumber: Conselice (2006: 4) Gambar 1. Contoh dari galaksi di dua galaksi terdekat dari kelompok kelompok M66 dan kelompok pematung. Galaksi di kelompok-kelompok ini mirip dengan kelompok lokal, dengan banyak galaksi menjalani pembentukan bintang-bintang, dan dalam kelompok-kelompok M66 yang berkelanjutan interaksi antara anggota galaksi.
4
Dark Matter Dark matter adalah materi yang diduga ada berdasarkan efek gravitasinya pada materi biasa dan radiasi latarnya, tetapi tidak terdeteksi sebagai emisi radiasi atau radiasi elektromagnetik yang menyebar. (Silk, 2004: 3 ) Keseluruhan komposisi alam semesta dapat mudah dijelaskan melalui parameter kepadatan, didefinisikan sebagai rapatan energi rata-rata alam semesta, kerapatan relatif kritisnya diperlukan untuk alam semesta tetapi, salah satu persamaan medan Einstein mengarah ke ekspresi untuk tingkat perluasan alam semesta, yang di cari oleh parameter Hubble, 2 R 8GN k H 2 ' 3 R 3 R 2
(1)
Di mana R adalah faktor skala kosmologis dan k adalah tiga ruang kelengkungan yang terus-menerus (k = 0, +1, –1 untuk alam semesta spasial rata, tertutup atau terbuka). adalah konstanta kosmologis yang dianggap berikut berisi
semua
kontribusi
dari
rapatan
energi
vakum
C sedemikian rupa sehingga C untuk k 0 C 3H 2 / 8GN .
(2)
Keterangan: Dalam hal nilai dari Hubble parameter sekarang ini adalah,
C 1.8810 29 h0 2 gcm 3 ,
(3)
Dimana
h0 H 0 / 100kmMpc1S 1 .
(4)
Parameter kosmologis kepadatan ini kemudian ditetapkan oleh
. C
(5)
Komposisi alam semesta dapat dinyatakan dengan melanggar bawah parameter kepadatan menjadi kontribusi terpisah, r m ,
(6)
5
Untuk kontribusi dari radiasi, masalah dan kosmologi konstan/vakum dengan / 3H 2 . Kontribusi untuk r dari latar belakang mikrogelombang kosmis (CMB) kecil, dari urutan 10-4. Tepat penentuan masalah dan vakum kontribusi untuk Diperoleh dari spektrum rinci kekuatan CMB anisotropi yang diukur dengan WMAP 1. Ketika dikombinasikan dengan pengukuran lainnya seperti pergeseran merah tinggi supernova tipe Ia data 2 dan osilasi akustik barion 3 , menemukan satu h0 0.7 0.01
0 1.006.
(7)
Data WMAP saja sudah cukup untuk menentukan individu kontribusi untuk dari m h02 0.133 0.0006
0.74 0.03
(8)
Kandungan alam semesta dapat lebih lanjut dipecah sebagai WMAP juga menentukan kepadatan barion alam semesta. ΩBℎ02 = 0.0227 ± 0.0006.
(9)
Kontribusi untuk di Neutrino terletak di kisaran. 0.0005 < Ωvℎ02 < 0.0076,
(10)
Mana terikat lebih rendah diperoleh dari persyaratan terbatas neutrino massa dari osilasi data dan terikat serta berasal dari WMAP data dalam hubungannya dengan data struktur skala besar lainnya. (olive :2) Sejumlah besar alam semesta ternyata banyak mengandung Dark matter. Untuk setiap gram bahan bercahaya dapat di deteksi bahwa mungkin ada puluhan gram dari materi gelap di luar sana. Batas ini muncul dari Model standar awal alam semesta, yang memiliki satu parameter rasio jumlah barion jumlah foton. Dari suhu latar belakang mikrogelombang kosmis yang telah diukur jumlah foton sekarang dikenal. Oleh karena itu, untuk menentukan jumlah barion, kita harus mengamati bintang-bintang dan galaksi untuk belajar kelimpahan kosmik cahaya inti, unsur-unsur hanya terbentuk serta merta setelah ledakan dahsyat. Tanpa melebihi batas-batas nukleosintesis, kita dapat membangun sebuah model yang dapat diterima semesta terbuka kepadatan rendah. (Rubin 2008: 109).
6
Gambar 2. Sumber : Rubin, (1998:110) Galaksi Spiral NGC 2997, terletak di Selatan Antlia awan, mungkin menyerupai Galaksi bima sakti. Seperti semua galaksi spiral, NGC 2997 tertanam di halo menyebar gelap diperpanjang, yang Komposisi masih belum diketahui. Dalam (Primack 2008: 3) Sejarah singkat dari dark matter yaitu pada penemuan tahun 1930-an yang cluster dispersi kecepatan 1000 km/s, tahun 1970 an penemuan datar galaxy rotasi kurva Para astronom, 1980 yakin materi gelap mengikat galaksi dan kelompok 1980-83 Hidup singkat teori panas materi gelap 1982-84 Materi gelap dingin (CDM) teori diajukan
CDM 1992 COBE
menemukan CMB fluktuasi seperti yang diperkirakan oleh CDM yang disukai varian CDMCHDM dan 1998 SN Ia dan bukti lain energi gelap CDM adalah Model
kosmologis
standar2000
CDM2003
WMAP
dan
LSS
data
mengkonfirmasi prediksi 2010 Penemuan partikel materi gelap. Meskipun bukti pertama untuk dark matter ditemukan di tahun 1930 an, namun itu tidak sampai pada awal 1980-an para astronom menjadi yakin bahwa sebagian besar massa memegang galaksi dan cluster galaksi bersama-sama tidak terlihat. Keberadaan dark matter (yaitu, bebas-bercahaya dan bebas-menyerap) masalah (DM) adalah oleh Sekarang mapan. Yang paling awal, dan mungkin
7
masih paling meyakinkan, bukti untuk DM berasal dari pengamatan yang berbagai benda yang bercahaya (bintang, awan gas, Gugus bintang, atau seluruh galaksi) bergerak lebih cepat daripada yang diharapkan jika mereka hanya merasa gravitasi daya tarik objek terlihat lain. ( Primack 2008 : 1) Contoh penting adalah pengukuran kurva galaksi rotasi. (Drees dan Gerbier 2011: 1) Dark matter diawetkan fluktuasi primordial dalam kepadatan kosmologis pada galaksi skala yang dihapuskan dalam hal baryonik oleh transportasi momentum (Viskositas) sebagai radiasi dipisahkan dari baryon dalam beberapa pertama ratus ribu tahun setelah big bang. Pertumbuhan lingkaran cahaya materi gelap mulai cukup awal untuk menghasilkan pembentukan galaksi yang kita lihat bahkan pada redshifts tinggi z> 6. Gelap halos hal menyediakan sebagian besar gravitasi di mana struktur yang stabil dibentuk pada alam semesta. Dalam zaman yang lebih baru, halos materi gelap melestarikan galaksi, kelompok, dan kelompok sebagai air mata energi gelap terpisah struktur terikat dan memperluas ruang antara struktur terikat seperti Kelompok Lokal galaksi. (Primack 2008) Secara keseluruhan, kami percaya materi gelap associates longgar dengan cerah masalah, karena keduanya sering muncul bersama-sama. Namun, diakui, kesimpulan ini mungkin berasal dari bias pengamatan, karena masalah cerah biasanya memungkinkan kita untuk menemukan materi gelap. (Rubin 2008: 108)
II.
METODE PENELITIAN Penelitian ini merupakan penelitian kajian teoritis dan komputasi yang
dilakukan di Jurusan Fisika, Fakultas Matematika Dan Ilmu Pengetahuan Alam Universitas Negeri Gorontalo. Waktu yang digunakan dalam penelitian ini yaitu selama 3 bulan terhitung mulai bulan april sampai juni 2013, Desain penelitian adalah tahapan atau gambaran yang akan dilakukan untuk memudahkan penyusunan dalam melakukan penelitian. Metode yang dilakukan dalam menyusun proposal ini adalah metode kajian pustaka. Penulis mengkolaborasikan jurnal dan sumber ilmiah.
III.
HASIL DAN PEMBAHASAN
8
Awal Pembentukan Galaksi Bima Sakti Galaksi bima sakti adalah galaksi yang merupakan bumi kita sendiri. Galaksi bima sakti ini merupakan entitas yang sangat berkembang yang di dalamnya tidak hanya ada satu bintang namun ada bermacam-macam bintang. Galaksi bima sakti ini adalah sebuah spiral disk Galaksi, Dalam perakitan galaksi atau evolusi galaksi, tidak hanya grafitasi berskala saja yang mempengaruhi, akan tetapi juga komposisi dari komponen kimia utama, dan bintang-bintang. Ternyata komposisi bintang memiliki petunjuk tentang bagaimana Galaksi ini terbentuk dan bagaimana ia telah berubah melalui waktu. Gumpalan gas yang berkembang menjadi Bima Sakti hanya terdiri dari hidrogen dan helium (dan asmattering lithium), unsur-unsur yang diciptakan dari peristiwa Big Bang. Semua elemen lain secara harfiah diciptakan oleh bintang-bintang. Berbeda dengan alkemis abad pertengahan, bintang-bintang benar-benar dapat mengubah satu unsur menjadi unsur lain. Namun demikian, bahkan hidrogen dan helium membentuk sekitar 98 persen dari materi normal di alam semesta. Ini adalah distribusi unsur-unsur yang membentuk akhir 2% yang membuat semua perbedaan untuk studi evolusi galaksi. (Chiappini, 2001:1) Jumlah galaksi bima sakti terdiri dari sekitar 200 miliar bintang, termaksud matahari yang
menjadi spesimen cukup khas. Itu adalah sebuah
galaksi spiral yang cukup besar dan juga memiliki tiga komponen utama, yaitu: Disk, di mana tata surya berada, Pusat tonjolan di inti, dan mencakup semua halo. (Ryden,2005 : 129) Adanya Dark Matter Terhadap Pembentukan Galaksi Bima Sakti Ada dua jenis materi gelap: barion dan nonbaryonic, dimana barion adalah materi yang terdeteksi sedangkan nonbarionic adalah materi yang belum terdeteksi. materi gelap dingin (CDM), neutralino,sebagian kecil menghitung dengan massa dan interaksi penampang, dalam model ketidakpastian. Materi gelap mendominasi alam semesta, sebesar 90% dari masalah kerapatan. Barion materi gelap belum teridentifikasi secara jelas, hingga terdiri dari sepertiga barion. Sifat dari semua materi gelap adalah salah satu masalah yang luar biasa dalam bidang astrofisika yang ditangani selama beberapa dekade berikutnya,
9
Sebagaimana akan dibahas dalam tinjauan ini. Perlu diketahui bahawa Penelitian materi gelap dengan pembentukan galaksi pada beberapa tahun terakhir ini sangat aktif, tetapi juga dari adanya penelitian tersebut telah menimbulkan tantangan yang mempertanyakan seluruh materi gelap. (silk, 2004: 2) Dari sejumlah pengamatan besar menunjukkan bahwa dark matter di Bima Sakti ini memiliki beberapa sifat dasar yaitu: Ada materi gelap tidak terdeteksi dan materi gelap yang terdeteksi, pada dasarnya bahwa materi gelap atau dark matter tidak mengikuti cahaya dari skala terkecil dimana bima sakti adalah tempat berkumpilnya dark matter. Bukti bahwa materi gelap dapat berkonsentrasi pada skala yang lebih pendek dari 1020 m, dan cukup bukti bahwa hal ini dikumpulkan hanya pada skala yang lebih lama di galaksi bima sakti yaitu dengan implikasiimplikasi penuh ini hasil dispersi kecepatan dan persamaan keadaan materi gelap untuk tetap dieksplorasi. (Gilmore :1-4). Pada kenyataannya, situasi ini lebih ekstrem daripada dinyatakan dalam bagian sebelumnya. tidak hanya sebagian besar dari materi-materi barion yang tidak terdeteksi oleh mata kita, tetapi sebagian besar pula masalah ini bahkan tidak barion. sebagian besar dari masalah dalam alam semesta adalah materi gelap nonbaryonic, yang menyerap, memancarkan atau menyebarkan cahaya apapun. salah satu cara untuk mendeteksi materi gelap adalah mencari inflience grafitational yang terlihat oleh masalah. Metode klasik mendeteksi bahwa materi gelap melibatkan pada kecepatan orbit bintang di galaksi spiral seperti galaksi M31 kita sendiri. Galaksi spiral metalize diratakan oleh disk bintang; dalam disk, bintang berada pada orbit-orbit yang hampir melingkar di sekitar pusat dari galaksi. Misalnya matahari, adalah pada orbit seperti R = 8.5 kpc dari pusat galaksi, dan memiliki kecepatan orbit v= 220 km s-1. Dengan demikian, beberapa bagian dari lingkaran cahaya gelap galaksi ini cenderung terdiri dari materi gelap nonbaryonic. (Ryden,2005 : 130) IV.
KESIMPULAN DAN SARAN Berdasarkan pembahasan dan analisis di atas dapat di simpulkan bahwa
Dark matter ini sangat berpengaruh dan berperan penting terhadap pembentukan struktur galaksi bima sakti. Dark matter di Bima Sakti ini memiliki beberapa sifat
10
dasar yaitu: Ada materi gelap tidak terdeteksi yang terkait dengan piringan galaksi (masalah gelap didistribusikan dalam distribusi halo murni dengan volume lokal dekat bumi. Fungsi massa unifersal bintang dan konvergen pada massa rendah). Pada dasarnya bahwa massa gelap atau dark matter tidak mengikuti cahaya, dan skala panjang terkecil di mana dark matter berkumpul adalah di Bima sakti, Dan beberapa bagian dari lingkaran cahaya gelap galaksi bima sakti ini cenderung terdiri dari materi gelap nonbaryonic. Adapun saran dari penulis yaitu, diharapkan untuk peneliti selanjutnya agar melakukan penelitian mengenai adanya pengaruh energi gelap terhadap struktur pembentukan galaksi bima sakti. Serta diharapkan khususnya
untuk
mahasiswa geografi agar kiranya mempelajari lebih dalam mengenai
ilmu
kosmologi. Dan Penulis menyadari bahwa masih terdapat kekurangan dalam penelitian ini, penulis berharap kritik dan saran demi kesempurnaan penelitian ini.
DAFTAR PUSTAKA Alles L, dafid. 2012. The Evolution of the Universe . Western Washington University Brown TM.postman marc. 2010. The History Of Star Formation In Galaxies. dept.of astronomy, universitity of Massachusetts Conselice j,Christopher.2006. The History Of Galaxy Formation In Groups: An Observational Perspective.arXiv:astro-ph/0605531v2 1 oct 2006. Chiappini, Cristina. 2001. The Formation And Evolution of the Milky Way. American Scientist, the magazine of Sigma Xi, the Scientific Research Society. Davies L roger.2006. Elliptical Galaxies. Institute of Physics Publishing Bristol and PhiladelphiaDOI: 10.1888/0333750888/1672© IOP Publishing Ltd 2006 SBN: 0333 750888 Einasto,jaan.2010.Dark Matter.Tartu Observatory, Estonia Gibson H, Carl. 2010. Why the dark matter of galaxies is clumps of icrobrowndwarfs and not cold dark matter. University of california san diego, la jolla, ca 92093‐0411, usa
11
Gilamore, Gerard. The Distribution of Dark matter in the Milky Way galaxy. Institute of Astronomy, Madingley Rd, Cambridge CB3 0HA, UK Meierovich,E Boris.2012. To The Theory Of The Universe Evolution. arXiv:1201.2562v1 [gr-qc] 12 Jan 2012 Olive A keith.Dark Energy And Dark Matter. UMN-TH_2836/10,FTPI-MINN 10/05 Primacmeck R, ,joel.2008.Dark Matter And Galaxy Formation.physics department, university of California , santa cruz,CA95064.USA Rubin,Vera.1998.Dark Matter In The Universe. scientific American presents Ryden, Barbara. 2005. Introduction To Cosmology. The ohio state university Verley at al.2007. The Amiga Sample Of Isolated Galaxies. Astronomy & Astrophysics.
12
