----ARCHITECTURE OF THE UNIVERSE--- (BENTUK ALAM SEMESTA)

----ARCHITECTURE OF THE UNIVERSE---

 

A.    Architecture Of The Universe

    Dalam astronomi jarak-jarak yang besar dapat dipahami dengan lebih baik dengan mendirikan sebuah model sedemikian rupa sehingga jarak antara bumi dan matahari, yang sekitar 93 juta mil, dapat diwakili oleh satu inci (2,54 cm). Jarak dasar ini disebut sebagai Unit Astronomi (AU). Menurut skala ini, Pluto, planet terjauh dari matahari di tata surya kita, memiliki panjang 39 inci (atau sekitar satu meter). Bintang terdekat, bagaimanapun juga harus ditempatkan 4 1/3 mil jauhnya. Dan pada model ini, galaksi Andromeda akan terletak pada jarak dua juta mil jauhnya atau lebih dari delapan kali jarak sebenarnya ke bulan. Para astronom sekarang dapat mengambil foto dari objek, yang pada model kami harus ditempatkan beberapa miliar mil jauhnya. Tapi ingat bahwa jarak ini pada skala yang jarak bumi-matahari diwakili oleh hanya satu inci.

    Pilihan skala ini adalah salah satu yang sangat nyaman karena suatu kebetulan yang menarik; pada skala ini (satu inci sama dengan satu Satuan Astronomi), satu mil hampir setara dengan satu tahun cahaya. Bintang terdekat berada di aktualitas 4 1/3 tahun cahaya jauhnya, dan galaksi Andromeda adalah dua juta tahun cahaya jauhnya. Satu tahun cahaya didefinisikan sebagai jarak yang ditempuh oleh cahaya selama satu tahun. Kecepatan cahaya, yang merupakan hal tercepat yang dikenal manusia, sekitar 186.300 kilometer / detik (atau 3 x 10¹⁰ cm / detik). Jika kita kalikan jumlah ini dengan jumlah detik dalam satu tahun, yaitu sekitar 3,1 x 107, kita akan memiliki jarak yang ditempuh cahaya dalam satu tahun sekitar 6 triliun mil. Sebuah tali dibungkus 236 juta kali di seluruh bumi di khatulistiwa akan sama dengan panjang satu tahun cahaya.

    Penggunaan tolak ukur besar dalam astronomi dikarenakan jarak-jarak besar yang terlibat didalamnya. Untuk menggunakan mil atau kilometer akan jauh seperti menggunakan inci atau milimeter dalam mengukur jarak antara New York dan San Francisco. Untuk jarak objek dalam tata surya dapat menggunakan Satuan Astronomi, tapi ketika kita mempertimbangkan bintang, kita harus memiliki satuan yang jauh lebih besar.

   Oleh karena itu, ketika kita mengatakan bahwa bintang terdekat adalah 4 1/3 tahun cahaya, kita berarti bahwa cahaya yang kita terima hari ini dari bintang tersebut ada 4 1/3 tahun yang lalu, dan bintang yang kita lihat sekarang tampak ketika cahaya yang meninggalkannya. Jika, misalnya, galaksi Andromeda meledak satu juta tahun yang lalu, kita tidak akan tahu tentang itu bahkan untuk satu juta tahun. Astronom terlihat lebih dalam dan lebih dalam ke ruang angkasa, dia juga mencari lebih jauh dan lebih jauh kembali ke waktu. Demikian pula, ahli geologi lebih dalam dan lebih ke dalam lapisan, juga terlihat jauh kembali ke waktu. Bahkan, saat timbangan geologi dan astronomi sangat erat terkait. Untuk setiap fosil yang ahli geologi dapat gali, astronom dapat menunjukkan teleskopnya yang menujukkan tentang galaksi, cahaya dimana ketika hewan atau tumbuhan purba itu hidup. Dan beberapa galaksi yang begitu jauh bahwa cahaya yang kita terima dari mereka hari ini meninggalkan galaksi sebelum kehidupan apapun telah berevolusi di bumi.

    Bintang-bintang pada galaksi Andromeda digunakan untuk mencari galaksi-galaksi lain diluar galaksi Andromeda. Galaksi Andromeda, berisi lebih dari 100 miliar bintang, dan diperkirakan bahwa ada setidaknya satu miliar galaksi yang terlihat di seluruh alam semesta.

    Kita tidak bisa melihat galaksi kita sendiri secara keseluruhan karena kita di dalamnya, tapi setelah melihat galaksi lain ditambah belajar lebih banyak tentang galaksi kita sendiri, kita dapat mengatakan bahwa galaksi Bima Sakti mirip dengan galaksi lain. Kami tidak yakin mengapa banyak galaksi spiral memiliki bentuk ini, meskipun beberapa teori menunjukkan bahwa ini adalah bagian dari proses evolusi di galaksi.

     Semua bintang di galaksi berputar di sekitar pusat galaksi. Dalam galaksi kita, matahari bergerak di sekitar 150 mil per detik (240 kilometer / detik) relatif terhadap pusat, berlangsung sekitar 200 juta tahun untuk membuat satu revolusi lengkap. Karena kita berada dalam galaksi yang berbentuk lensa ini, ketika kita melihat melalui  permukaan lensa, tegak lurus terhadap bidang galaksi, kita melihat beberapa bintang. Tetapi ketika kita melihat keluar sepanjang pesawat, menuju tepi, jumlah bintang-bintang jauh menjadi begitu besar bahwa semua yang kita lihat dengan mata telanjang adalah samar, keputihan, agak compang-camping di seluruh langit. Ini adalah apa yang dahulu disebut "jalur para dewa" atau Bima Sakti, sehingga tanpa sadar hal itu merupakan penamaan seluruh galaksi kita. Hanya dengan teleskop atau teropong yang baik kita bisa melihat bintang yang terpisah di daerah ini dari langit.

B.   Nebulae Versus Galaxies

    Pengetahuan tentang tempat kita di galaksi dan sifat dan distribusi galaksi di alam semesta telah diperoleh hanya selama abad kedua puluh. Ketika teleskop menjadi alat dasar astronom pada abad ketujuh belas, itu mengungkapkan banyak ketidakjelasan, samar-samar bagian di langit. Kita tahu bahwa beberapa dari bagian langit ini merupakan galaksi jauh, sedangkan yang lain awan gas raksasa atau nebula diterangi oleh bintang-bintang terdekat dalam galaksi kita sendiri. Sayangnya, karena semua bagian ini kabur tampak hampir sama melalui mereka teleskop awal, mereka semua dikategorikan sebagai nebula dan semua diyakini dalam sistem bintang satu. Bagi kebanyakan astronom, konsep keberadaan galaksi lain ditolak meskipun pandangan dari beberapa filsuf, terutama Thomas Wright dan Immanuel Kant, yang berpendapat bahwa hal ini memang bisa menjadi kenyataan. Dengan perkembangan fotografi nebula seperti ditemukan, tetapi nebula-nebula tersebut masih muncul sangat mirip. Belum ada cara untuk membedakan nebula gas dari galaksi yang benar. 

Pada tahun 1884, Sir William Huggins adalah orang pertama yang mengambil spektrum dari nebula planet. Sir William Huggins dapat membedakan antara nebula dan galaksi dengan menunjukkan bahwa beberapa (seperti Orion Nebula) memiliki emisi murni spektrum karakteristik gas, sementara yang lain seperti galaksi Andromeda memiliki karakteristik spektral bintang.

     Kebingungan terus terjadi, dan bahkan hingga akhir 1920 terjadi perdebatan tentang hakikat nebula. Pada debat terkenal di Washington. DC pada tahun 1920, dua astronom mencatat, Harlow Shapley dan Heber Curtis, menentang argumen. Tapi yang terbaik yang dihasilkan dari acara ini adalah kesadaran bahwa itu sia-sia untuk berdebat apapun dalam ilmu pengetahuan. Apa yang benar-benar diperlukan dalam kasus tersebut adalah pengamatan, bukan argumen. Dalam kontroversi ini, pengamatan penting disajikan hanya tiga tahun kemudian. Edwin Hubble di Gunung Wilson telah memperoleh bukti jarak sebenarnya dari galaksi. Dia telah melakukan ini dengan mengamati jenis khusus dari bintang, bintang berdenyut disebut Cepheid, yang begitu penting sehingga kadang-kadang disebut sebagai "mercusuar surgawi". Dalam rangka untuk memahami hal tersebut, Hubble mempelajari tentang Cepheids.

A.    The Cepheids

     Pada tahun 1912, Miss Henrietta Leavitt, seorang asisten peneliti di Harvard University, membuat penemuan paling penting saat memeriksa pelat fotografi dari apa yang saat ini dikenal sebagai dua galaksi satelit kecil Bima Sakti kita sendiri, yang disebut Awan Magellan. Awan Magellan merupakan objek mencolok di Bumi bagian selatan, yang terlihat seperti potongan Galaksi Bima Sakti dengan mata telanjang. Terdapat dua Awan Magellan yaitu Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil. Awan Magellan besar terletak sekitar 160.000 tahun cahaya dari Galaksi Bima Sakti, sedangkan Awan Magellan Kecil terletak sejauh 200.000 tahun cahaya. Awan Magellan Besar berdiameter kira-kira dua kali diameter Awan Magellan Kecil (14.000 tahun cahaya dan 7.000 tahun cahaya). Awan Magellan dikenal oleh para astronom awal abad kedua puluh yang terdiri dari bintang, banyak yang bisa dipelajari secara individual dengan bantuan teleskop. Selain itu, karena awan ini yang diketahui cukup jauh, bintang komponen mereka bisa diperlakukan dasarnya seolah-olah mereka berada di jarak yang sama dari kami.

    Nona Leavitt, dalam mempelajari piring Awan Magellan, menemukan sekelompok bintang variabel jenis Cepheid. Bintang variabel adalah mereka yang intensitas atau kecerahan kenaikan dan penurunan ringan, biasanya dalam interval reguler, yang disebut periode bintang. Cepheid, banyak yang sudah diidentifikasi di galaksi kita sendiri, memiliki cara sendiri dengan karakteristik yang berbeda-beda di kecerahan dan oleh karena itu mudah dikenali.

     Nona Leavitt menemukan bahwa semakin lama periode, terang bintang juga akan berbeda-beda. Hubungan tersebut akan sangat sulit untuk menentukan dengan Cepheids di galaksi kita sendiri karena mereka semua pada jarak yang berbeda dari kami dan, oleh karena itu, kecerlangan mereka sebagian bergantung pada jarak. Di sisi lain, semua bisa dipertimbangkan pada jarak yang sama, dan hubungan periode-luminositas dapat dibentuk. Pada saat itu jarak ke Awan Magellan belum diketahui dengan begitu Nona Leavitt hanya bisa menggunakan kecerlangan bintang-bintang ini dalam merencanakan hubungan ini.

      Dari katalog yang ia buat diketahui bahwa terdapat beberapa bintang yang menunjukkan hubungan antara kecerlangan dengan periode variabilitas. Bintang yang memiliki kecerlangan lebih besar ternyata memiliki periode varibilitas yang lebih lama dan begitu pula sebaliknya. Bentuk kurva cahaya bintang variabel jenis ini juga unik dan serupa, yang ditandai dengan naiknya kecerlangan bintang secara cepat dan kemudian turun secara perlahan. Bentuk kurva cahaya seperti itu ternyata sama dengan kurva cahaya bintang delta Cephei yang diamati pada tahun 1784. Karena itulah bintang variabel jenis ini diberi nama bintang variabel Cepheid. Dengan cara ini, ia menemukan metode yang kuat untuk menentukan jarak langit.

       Jika kita menemukan sebuah variabel Cepheids di galaksi manapun, untuk menemukan jarak dan, karenanya, jarak galaksi itu, semua yang diperlukan adalah: 1) kecerahan sebenarnya dari Cepheid (dari hubungan periode-luminositas) dan 2) kecerlangan Cepheid (yang sudah diketahui dari pengamatan).

B.     The Inverse-Square Law

      Dalam ruang yang jelas lampu lima meter jauhnya hanya akan muncul 1/25 seterang seperti halnya pada satu halaman. Dan bintang satu tahun cahaya jauhnya akan muncul untuk memiliki 25 kali intensitas itu akan muncul untuk memiliki jika itu lima tahun cahaya. Berikut merupakan pengambaran hukum kuadrat terbalik.Jumlah garis fluks tergantung pada kekuatan sumber dan konstan dengan semakin jauh jaraknya. Sebuah kepadatan yang lebih besar dari garis fluks (garis per satuan luas) berarti bidang kuat. Kepadatan garis fluks berbanding terbalik dengan kuadrat jarak dari sumber karena luas permukaan bola meningkat dengan kuadrat dari jari-jari. Dengan demikian kekuatan lapangan berbanding terbalik dengan kuadrat jarak dari sumber.

     Tanpa sadar menyadari hal itu, kita menggunakan hubungan ini setiap hari. Misalnya, sebelum menyeberang jalan di malam hari, kita mengukur jarak mobil melaju dengan munculnya lampu mereka. Kita tahu cukup baik kecerahan sejati lampu mobil, dan dari cepat memperkirakan kecerlangan mereka, kita menilai jarak dan memutus keamanan menjelajah ke jalan.

     Dalam astronomi, ini hukum kuadrat terbalik adalah alat yang sangat berharga dalam menentukan jarak. Penerapannya (dalam hubungannya dengan hubungan periode-luminositas) memberi jarak kepada Cepheids, dan dengan demikian membuka pintu dengan konsep alam semesta sangat memperluas. Pada tahun 1924, hanya empat tahun setelah perdebatan besar antara Curtis dan Shapley, Hubble menggunakan Cepheid hubungan periode-luminositas dan hukum terbalik persegi untuk menentukan jarak di luar Bima Sakti, sehingga memberikan pengamatan kritis untuk menjawab argumen besar hari ini : Apa hakikat nebula tersebut?

      Dia telah mengambil foto dari daerah luar galaksi Andromeda (atau nebula, seperti yang disebut kemudian), dan menemukan beberapa variabel Cepheid di sana. Temuan ini dimungkinkan oleh penggunaan kemudian baru 100-inci teleskop di Gunung Wilson (yang kemudian paling kuat di dunia) dan oleh fakta bahwa Cepheids adalah salah satu bintang paling terang. Menggunakan hubungan periode-luminositas dan hukum terbalik persegi untuk menentukan jarak, Hubble menemukan bahwa galaksi Andromeda adalah jelas di luar dari Bima Sakti kita sendiri. Kami sekarang tahu bahwa itu adalah sekitar juta tahun cahaya, sedangkan galaksi kita sendiri kurang dari 100.000 tahun cahaya dengan diameter.

     Metode ini menggunakan Cepheids kemudian digunakan untuk mencari jarak galaksi relatif dekat lainnya, tetapi untuk galaksi jauh, bintang individu tidak dapat diamati. Menggunakan asumsi logis bahwa pada rata-rata lebih jauh galaksi adalah, semakin kecil dan redup akan muncul, ini jarak yang lebih besar dapat diukur. Bukti lain kemudian menunjukkan bahwa metode ini memang bagus. Ditemukan bahwa alam semesta itu sangat lebih besar daripada yang pernah dibayangkan hanya 50 atau 60 tahun yang lalu. Galaksi, bukan individual bintang, benar-benar blok bangunan utama alam semesta.

A.  The Doppler effect

      Dalam mempelajari arsitektur alam semesta lebih jauh, ada properti kedua cahaya yang juga menjadi alat yang ampuh dalam astronomi. Ini adalah efek Doppler, dinamai Christian Doppler, seorang fisikawan Austria yang pertama kali meletakkan prinsip ini pada tahun 1842. Dalam kehidupan sehari-hari kita terus-menerus menyadari efek ini, terutama dalam bidang suara. Misalnya, jika Anda berdiri di persimpangan kereta api, Anda akan melihat bahwa pada saat kereta api mendekat, suara peluit adalah jelas lebih tinggi di lapangan daripada ketika kereta telah berlalu Anda dengan dan sumber suara sudah surut. Hal ini disebabkan perubahan dalam frekuensi gelombang suara yang disebabkan oleh gerakan kereta.

      Jika kereta masih berhenti dan peluit bertiup, jumlah tertentu gelombang suara dari panjang tertentu mencapai telinga Anda setiap detik. Otak Anda menafsirkan ini sebagai lapangan tertentu. Ketika kereta mendekat, namun, meskipun kecepatan suara itu sendiri tidak berubah, gelombang bisa "bersama-sama" dan dengan demikian masing-masing menjadi lebih pendek sehingga lebih menjangkau telinga Anda per detik. Hal ini menyebabkan Anda untuk mendengar pitch yang lebih tinggi. Saat kereta surut, gelombang yang "ditarik" dan menjadi lebih lama; gelombang lebih sedikit dari panjang yang lebih besar diproduksi dan didengar sebagai s nada yang lebih rendah.

     Cahaya juga berperilaku sebagai gelombang dan karena itu juga menunjukkan efek Doppler. Namun, karena cahaya berjalan jauh lebih cepat suara, kecepatan benda terestrial terlalu signifikan dibandingkan dengan kecepatan cahaya bagi kita untuk melihat efek dalam kehidupan kita sehari-hari. Ketika kita berhadapan dengan kecepatan yang jauh lebih besar umumnya ditemui dalam astronomi, perubahan dalam panjang gelombang dan frekuensi dapat diukur. Dalam bab 2 kita berbicara dari spektrum elektromagnetik, bagian kecil dari yang kami anggap banyak warna pelangi, mulai dari gelombang pendek violet gelombang panjang merah. Perubahan panjang gelombang di wilayah ini dari spektrum sesuai dengan perubahan warna. Tetapi bahkan dengan kecepatan yang terlibat dalam astronomi, sangat jarang bisa kita benar-benar mendeteksi pergeseran warna dengan mata kita sendiri. Kita harus menggunakan metode lain untuk mengukur pergeseran ini.

      Pertama kita memotret spektrum bintang dengan melampirkan spektrograf untuk teleskop. Spektograf adalah instrumen yang "memecah" cahaya bintang menjadi warna komponennya atau spektrum (lihat Gambar. 3.12). Pada spektogram ini kita menemukan gelap atau hitam garis, atau kesenjangan, yang merupakan tempat di spektrum bintang di mana cahaya telah diserap oleh unsur-unsur kimia tertentu di atmosfer bintang. Ini disebut garis penyerapan (lihat halaman 123).

       Karena setiap baris mewakili panjang gelombang tertentu, jika spektrum digeser oleh efek Doppler, garis juga harus digeser dengan jumlah yang sama. Dengan mengukur pergeseran ini dengan mikroskop, dibandingkan dengan garis-garis laboratorium stasioner, kita dapat memperoleh jumlah panjang gelombang (warna) perubahan (lihat Gambar. 3.13). Kemudian kita menerapkan rumus rasio, yang biasanya ditulis:

Δƛ / ƛ = v / c

mana

ƛ = adalah huruf Yunani "lambda" digunakan untuk menunjuk panjang gelombang

Δ = adalah huruf Yunani "delta" digunakan untuk berarti "perubahan dalam"

v = adalah kecepatan radial dari objek

c = adalah simbol yang diterima secara internasional untuk kecepatan cahaya.

Perhatikan bahwa v dalam rumus disebut "kecepatan radial" karena kita mengukur kecepatan (tepatnya, komponen kecepatan) dalam arah radial daripada kecepatan melintasi garis kami saling berhadapan. (Tidak peduli seberapa cepat sebuah bintang bergerak melintasi garis pandang kita, tidak ada efek Doppler biasa diproduksi kecuali bintang ini juga bergerak menuju atau menjauh dari kita juga.)

Jika sebuah bintang bergerak ke arah kita, gelombang cahaya menjadi lebih pendek (seperti gelombang suara menjadi lebih pendek dalam contoh kereta api). Oleh karena itu, perubahan panjang gelombang atau pergeseran adalah menuju ujung biru-violet dari spektrum. Jika bintang sudah surut, panjang gelombang diperpanjang dan Sejalan pergeseran ini menuju merah dan spektrum. Orang bisa mengatakan dalam hal ini bahwa spektrum telah merah bergeser; ini adalah asal dari pergeseran merah istilah terkenal (lihat bab 4).

Meskipun kami menggunakan suara untuk menggambarkan efek Doppler karena suara adalah gerakan gelombang, bunyi bukan merupakan bagian dari spektrum elektromagnetik. Suara adalah gerakan gelombang di udara (atau dalam beberapa media lainnya), sedangkan radiasi dari seluruh spektrum elektromagnetik dapat dianggap sebagai gerakan gelombang di ruang kosong. Suara dan gelombang cahaya berbeda juga dalam cahaya yang bergerak hampir satu juta kali lebih cepat dari suara. Itulah sebabnya kita melihat petir dan mendengar radio statis jauh sebelum kita mendengar gemuruh guntur.

Pada awal abad kedua puluh, efek Doppler sudah digunakan dalam menentukan kecepatan bintang di galaksi kita sendiri. Pada tahun 1913 VM Slipher mulai mendapatkan kecepatan radial apa kemudian masih tak dikenal "patch kabur". Untuk yang cerah ia mendapat nilai baik positif maupun negatif. (Dengan konvensi, kecepatan radial positif diperoleh dari objek surut, sedangkan yang negatif diperoleh dari benda yang mendekat). Sebagai Slipher mengamati galaksi redup, ia menemukan bahwa spektrum mereka menunjukkan lebih besar "pergeseran merah" sesuai dengan kecepatan radial positif yang lebih besar.

Tak lama kemudian, Hubble di Gunung Wilson, menggunakan teleskop yang lebih kuat, mengambil alih penelitian ini. Dia menemukan bahwa, secara umum, redup galaksi, semakin besar adalah pergeseran merah dan karena itu mungkin, semakin cepat itu menjauh dari kita. Dengan asumsi bahwa galaksi redup yang lebih jauh daripada yang cerah, hal ini menyebabkan kesimpulan mengejutkan bahwa semakin jauh galaksi itu, semakin cepat itu menjauh dari kita (lihat Gambar. 3.14).

Para astronom sekarang bisa mendapatkan spektrum yang sangat samar, galaksi jauh yang pergeseran merah menunjukkan bahwa mereka menjauh dari kami di lebih dari sepertiga kecepatan cahaya. Jadi kita disajikan dengan konsep yang sama sekali baru dari alam semesta-satu yang astronom bahkan 100 tahun yang lalu awan tidak memiliki conceived- konsep alam semesta yang mengembang.

SUMBER : BUKU ASTRONOMY ONE