Galaksi.doc

Bima Sakti (dalam bahasa Inggris Milky Way, yang berasal dari bahasa Latin Via Lactea, diambil lagi dari bahasa Yunani Γαλαξίας Galaxias yang berarti "susu") adalah galaksi spiral yang besar termasuk dalam tipe Hubble SBbc dengan total masa sekitar {\displaystyle 10^{12}} {\displaystyle 10^{12}} massa matahari, yang memiliki 200-400 miliar bintang dengan diameter 100.000 tahun cahaya dan ketebalan 1000 tahun cahaya.[1] Jarak antara matahari dan pusat galaksi diperkirakan 27.700 tahun cahaya. Di dalam galaksi bimasakti terdapat sistem Tata Surya, yang di dalamnya terdapat planet Bumi tempat kita tinggal. Diduga di pusat galaksi bersemayam lubang hitam (EN: black hole) supermasif. Sagitarius A dianggap sebagai lokasi lubang hitam supermasif ini. Tata surya kita memerlukan waktu 225–250 juta tahun untuk menyelesaikan satu orbit, jadi telah 20–25 kali mengitari pusat galaksi dari sejak saat terbentuknya. Kecepatan orbit tata surya adalah 217 km/d.

Galaksi Bimasakti Milkyway-summit-lake-wv1 - West Virginia - ForestWander.jpg Galaksi Bimasakti diatas Danau Summit, Virginia Barat Data pengamatan Konstelasi Sagittarius (pusat galaksi) Ukuran (tc) 100.000-180.000 tahun cahaya Fitur penting Galaksi yang merupakan galaksi tempat tinggal kita di alam semesta Lihat pula: Galaksi, Daftar galaksi Di dalam bahasa Indonesia, istilah "Bimasakti" berasal dari tokoh berkulit hitam dalam pewayangan, yaitu Bima. Istilah ini muncul karena orang Jawa kuno melihatnya susunan bintang-bintang yang tersebar di angkasa jika dihubungkan dan ditarik garis akan membentuk gambar Bima dililit ular naga maka disebutlah "Bimasakti". Sementara itu, masyarakat Barat menyebutnya "milky way" sebab mereka melihatnya sebagai pita kabut bercahaya putih yang membentang pada bola langit. Pita kabut atau "aura" cemerlang ini sebenarnya adalah kumpulan jutaan bintang dan juga sevolume besar debu dan gas yang terletak di piringan/bidang galaksi. Pita ini tampak paling terang di sekitar rasi Sagitarius, dan lokasi tersebut memang diyakini sebagai pusat galaksi.

Konsep seniman tentang lengan-lengan bimasakti. terdapat 6 lengan, 1 merupakan lengan baru Diperkirakan ada 4 spiral utama dan 2 yang lebih kecil yang bermula dari tengah galaksi. Dan dinamakan sebagai berikut:

Lengan Norma Lengan Scutum-Crux Lengan Sagitarius Lengan Orion atau Lengan Lokal Lengan Perseus Lengan Cygnus atau Lengan Luar Dimensi Sunting

Bima Sakti terlihat di atas Gunung Bromo Cakram bintang Bima Sakti kira kira berdiameter 100.000 tahun cahaya (9.5×1017 km = 950.000.000.000.000.000 ) diperkirakan rata rata mempunyai ketebalan 1000 tahun cahaya (9.5×1015 km = 95.000.000.000.000.000 ) Bima Sakti diestimasikan mempunyai setidaknya 200 miliar bintang[2] dan mungkin hingga 400 miliar bintang[3]. Angka pastinya tergantung dari jumlah bintang bermassa rendah, yang sangat sulit dipastikan. Melebihi bagian cakram bintang, terletak piringan gas yang lebih tebal. Observasi terakhir mengindikasikan bahwa piringan gas Bima Sakti mempunyai ketebalan sekitar 12.000 tahun cahaya (1.1×1017 km = 110.000.000.000.000.000 ) sebesar dua belas kali nilai yang diterima sebelumnya. Sebagai panduan ukuran fisik Bima Sakti, sebagai misal kalau diameternya dijadikan 100 m, Tata Surya, termasuk Awan Oort, akan berukuran tidak lebih dari 1 mm.

Cahaya galaksi memancar lebih jauh, tetapi ini dibatasi oleh orbit dari dua satelit Bima Sakti yaitu Awan Magellan Besar dan Kecil (the Large and the Small Magellanic Clouds), yang memiliki perigalacticon kurang lebih 180.000 tahun cahaya (1.7×1018 km =

1.700.000.000.000.000.000 ). Pada jarak ini dan lebih jauh selanjutnya, orbit-orbit dari objek sekitar akan didisrupsi oleh awan magelan, dan objek objek itu kemungkinan besar akan terhempas keluar dari Bima Sakti.

Perhitungan terakhir oleh teleskop Very Long Baseline Array (VLBA) menunjukkan bahwa ukuran Bima Sakti adalah lebih besar dari yang diketahui sebelumnya. Ukuran Bima Sakti terakhir sekarang dipercaya adalah mirip seperti tetangga galaksi terdekat, galaksi Andromeda. Dengan menggunakan VLBA untuk mengukur geseran daerah formasi bintang-bintang yang terletak jauh ketika bumi sedang mengorbit di posisi yang berlawanan dari matahari, para ilmuwan dapat mengukur jarak dari berbagai daerah itu dengan assumsi yang lebih sedikit dari usaha pengukuran sebelumnya. Estimasi kecepatan rotasi terbaru dan lebih akurat (yang kemudian menunjukan dark matter yang terkandung di dalam galaksi) adalah 914.000 km/jam. Nilai ini jauh lebih tinggi dari nilai umum sebelumnya 792,000 km/jam. Hasil ini memberi kesimpulan bahwa total masa Bima Sakti adalah sekitar 3 triliun bintang, atau kira kira 50% lebih besar dari perkiraan sebelumnya.

Galeri Sunting

Citra bimasakti oleh ESO / S.Brunier

Citra bimasakti dalam Inframerah-dekat. gambar oleh : 2MASS

Citra bimasakti dalam sinar gamma. gambar oleh : Teleskop sinar gamma Fermi

Citra inti galaksi bimasakti dalam sinar-X. gambar oleh : Observatorium sinar-X Chandra

Citra bimasakti dalam Inframerah komposit. gambar oleh : Teleskop luar angkasa Spitzer

Referensi Sunting ^ Christian, Eric; Samar, Safi-Harb. "How large is the Milky Way?". Diakses tanggal 2009-0206. ^ Sanders, Robert (January 9, 2006). "Milky Way Galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. Diakses tanggal 2006-05-24. ^ Frommert, H.; Kronberg, C. (August 25, 2005). "The Milky Way Galaxy". SEDS. Diakses tanggal 2007-05-09.

Awan Magellan galaksi SuntingPantau halaman iniBaca dalam bahasa lain

Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil

Antena ALMA bermandikan cahaya merah. Di belakangnya terdapat Galaksi Bima Sakti (kiri) dan Awan Magellan (atas).[1] Dua Awan Magellan (Inggris: Magellanic Cloud atau Nubeculae Magellani[2]) adalah Galaksi katai tak beraturan yang dapat terlihat dari belahan bumi selatan, yang mana galaksi ini termasuk anggota Grup Lokal dan mungkin mengorbit Galaksi Bima Sakti kita. Karena mereka berdua menunjukkan tanda-tanda struktur batang, mereka sering diklasifikasikan sebagai galaksi spiral Magellan. Awan Magellan terbagi dua, yaitu:

Awan Magellan Besar Awan Magellan Kecil Sejarah Sunting Awan Magellan telah dikenal sejak milenium pertama di Asia Barat. Penyebutan pertama Awan Magellan Besar dipatenkan oleh Astronom Persia, Al Sufi.[3][4] Tahun 964, Al Sufi, dalam bukunya yang berjudul Book of Fixed Stars, menyebut Awan Magellan Besar dengan sebutan alBakr ("Domba") "selatan Arab"; ia mengatakan bahwa Awan Magellan Besar tidak dapat terlihat dari utara Arab dan Baghdad, tetapi dapat terlihat dari Bab-el-Mandeb (12°15' N), yang mana merupakan wilayah paling selatan dari Arab.[2]

Di Eropa, Awan Magellan pertama kali diobservasi oleh penjelajah Italia, Peter Martyr d'Anghiera dan Andrea Corsali di akhir abad ke-15. Selanjutnya, galaksi ini dilaporkan oleh Antonio Pigafetta, yang mendampingi ekspedisi Ferdinand Magellan mengelilingi dunia pada 1519-1522.[2] Namun, penamaan Awan Magellan tidak begitu meluas sampai waktu yang lama. Dalam Uranometria Bayer mereka ditetapkan sebagai nubecula major dan nubecula minor.[5] Pada tahun 1756, peta bintang kepunyaan Astronom Perancis, Lacaille, Awan Magelan ditulis le Grand Nuage dan le Petit Nuage ("Awan Magelan Besar" dan "Awan Magelan Kecil").[6]

Di Sri Lanka kuno, awan ini disebut sebagai 'Maha Mera Paruwathaya' yang berarti "Gunung Besar", karena terlihat sebagai pegunungan yang jauh.

Karakteristik Sunting

Awan Magellan Besar

Awan Magellan Kecil

Awan Magellan Besar dan Awan Magellan Kecil adalah objek mencolok di belahan bumi bagian selatan, yang terlihat seperti potongan Galaksi Bima Sakti dengan mata telanjang. Berada kirakira 21° di langit malam, jarak mereka berdua sangat jauh, yaitu sekitar 75.000 tahun cahaya. Sebelum penemuan Galaksi Katai Elips Sagittarius pada tahun 1994, mereka adalah galaksi terdekat dengan kita. Awan Magellan Besar terletak sekitar 160.000 tahun cahaya dari Galaksi Bima Sakti,[7][8][9][10] sedangkan Awan Magellan Kecil terletak sejauh 200.000 tahun cahaya. [11] Awan Magellan Besar berdiameter kira-kira dua kali diameter Awan Magellan Kecil (14.000 tahun cahaya dan 7.000 tahun cahaya). Untuk perbandingan, Galaksi Bima Sakti berdiameter sekitar 100.000 tahun cahaya.

Para astronom percaya bahwa Awan Magellan mengorbit Galaksi Bima Sakti dalam jarak mereka, tetapi bukti menunjukkan bahwa sangat jarang bagi mereka untuk mendekat dengan Bima Sakti seperti sekarang ini.[12] Pengamatan dan bukti teoretis menunjukkan bahwa kedua Awan Magellan telah terdistorsi akibat interaksi pasang surut dengan Bima Sakti saat mereka melakukan perjalanan mendekati Bima Sakti. Gravitasi mereka juga telah mengganggu Bima Sakti, mendistorsi bagian terluar piringan galaksi kita.

Awan Magellan Besar adalah galaksi tuan rumah dari supernova (SN 1987A), supernova paling terang yang diketahui dalam empat abad terakhir.

Diumumkan tahun 2006, pengukuran dengan Teleskop Luar Angkasa Hubble menunjukkan kedua Awan Magellan tersebut mungkin bergerak terlalu cepat untuk menjadi tetangga jangka panjang Bima Sakti.[13]

Awan Magellan Mini Sunting Astrofisikawan D. S. Mathewson, V. L. Ford, dan N. Visvanathan mengusulkan bahwa Awan Magellan Kecil mungkin terbagi dua, dengan bagian kecilnya berada di belakang bagian utama Awan Magellan Kecil (yang terlihat dari sudut pandang kita), dan dipisahkan sejauh 30.000 tahun cahaya. Mereka menyarankan alasan ini karena interaksi yang dahulunya membelah Awan Magellan Besar dengan Awan Magellan Kecil, dan kedua bagian tersebut masih saling memisahkan diri. Mereka menjuluki bagian yang lebih kecil ini dengan nama Awan Magellan Mini.[14][15]

Lihat pula Sunting Galaksi tak beraturan Referensi Sunting ^ "Media Advisory: Virtual Press Conference to Mark ALMA Inauguration". ESO. Diakses tanggal 3 April 2013. ^ a b c Allen, R. H., (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (edisi ke-rep.). New York, NY: Dover Publications Inc., pp. 294-295. ^ "Observatoire de Paris (Abd-al-Rahman Al Sufi)". Diakses tanggal 22 July 2011. ^ "Observatoire de Paris (LMC)". Diakses tanggal 22 July 2011. ^ Bayer, J., (1661) Uranometria, pl. Aaa (49) U.S. Naval Observatory; retrieved on 2009-09-05 ^ de Lacaille, N. L., (1756) Planisphere contenant les Constellations Celestes, Memoires Academie Royale des Sciences pour 1752. Linda Hall Library; retrieved on 2009-09-05 ^ "A Cosmic Zoo in the Large Magellanic Cloud". European Southern Observatory. 1 June 2010. Diakses tanggal 29 August 2010. ^ Macri, L. M. (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro-ph/0608211 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530. ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. "The Hubble Constant", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2010 ^ Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Henden, Arne; Krajci, Tom "Anchoring the Universal Distance Scale via a Wesenheit Template", JAAVSO, 2010 ^ "Little Galaxy Explored". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. 01.05.10. Diakses tanggal 29 August 2010. ^ Ferris, Timothy (2011). "Dancing in the Dark". National Geographic. 220 (6): 118. ^ Magellanic Clouds May Be Just Passing Through, January 9, 2007

^ http://adsabs.harvard.edu/full/1986ApJ...301..664M Astrophysical Journal, Part 1, vol. 301, Feb. 15, 1986, p. 664-674. ^ http://iopscience.iop.org/1538-3881/122/1/220/200523.text.html The Astronomical Journal 122:220-231 July 2001 Sumber Sunting Eric Chaisson and Steve McMillan, Astronomy Today (Englewood Cliffs: Prentice-Hall, Inc., 1993), p. 550. Michael Zeilik, Conceptual Astronomy (New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993), pp. 357–8.

Ursa Mayor SuntingPantau halaman iniBaca dalam bahasa lain Ursa Mayor (bahasa Inggris: ursa major) adalah rasi bintang yang berarti "beruang besar".

URSA MAYOR

Peta Ursa Mayor Daftar bintang di Ursa Mayor Singkatan UMa Genitif Ursae Majoris Simbolisme Beruang besar

Asensio rekta 11j 18m 46d Deklinasi +50° 43′ 16″ Luas area 1280 derajat persegi (ke-3) Bintang Bayer/Flamsteed 0 Bintang berplanet 0 Bintang terang 6 Bintang dekat 0 Bintang paling terang Dubhe (α UMa) (1.8m) Bintang terdekat - (- ly, pc) Obyek Messier 0 Hujan meteor Alpha Ursa Majorids Leonids-Ursids Rasi yang berbatasan Draco

Camelopardalis Lynx Leo Minor Leo Coma Berenices Canes Venatici Boötes Dapat dilihat antara 90° LU dan 30° LS. Tampak paling jelas pada pukul 21.00 selama bulan April. ' lbs Ursa Mayor terlihat sebagai tujuh bintang terang di belahan langit utara yang berguna bagi kapal dan perahu sebagai patokan saat berlayar pada malam hari. Selain itu, kumpulan bintang ini populer juga di Nusantara karena kemunculannya menjadi penanda dimulainya waktu tanam padi.

Asterism tujuh bintang paling terang di Ursa Mayor juga dikenal dengan nama Bintang Biduk.

Gugus bintang "Bintang Tujuh", juga dikenal sebagai Lintang Kartika oleh masyarakat Jawa, lebih tepat ditujukan kepada gugus bintang Pleiades.

Daftar bintang Sunting Bintang-bintang yang berada pada rasi ini adalah:

Nama Kondisi lain

Asal

Nama

bahasa Arti ε UMa berkemungkinan memiliki komponen berupa bintang katai coklat Alioth Arab yang berlemak α UMa

Dubhe, Dubh, Dubb, Thahr al Dub al Akbar, Ak

η UMa

Benetnasch, Alkaid, Elkeid

Arab

Arab

ekor

beruang besar

gadis yang berkabung

ζ UMa bintang kembar lima, bintang ganda dengan Alcor Mizar, Mizat, Mirza, Mitsar, Vasistha Arab korset β UMa

Merak, Mirak Arab

pinggang sang beruang

γ UMa

Phad, Phecda, Phegda, Phekha, Phacd

ψ UMa

Ta Tsun

Arab

paha sang beruang

China bejana besar

μ UMa variabel semiregular Tania Australis, Alkafzah Australis (selatan), tulang belakang kedua

Arab

lompatan kedua

ι UMa sistem empat bintang Talitha Borealis, Talita Borealis, Alphikra Borealis Arab lompatan pertama (utara), tulang belakang pertama θ UMa berkabung)

Al Haud, Sarir, Sarir Bonet

Arab

δ UMa

Megrez

Arab

pangkal ekor sang beruang

ο UMa

Muscida

Arab

moncong sang beruang

λ UMa Tania Borealis, Alkafzah Borealis belakang pertama ν UMa

Alula Borealis Arab

kolam, singgasana (untuk gadis yang

Arab

lompatan pertama (utara), tulang

lompatan pertama

κ UMa Talitha Australis, Al Kaprah, Alphikra Australis (selatan), tulang belakang kedua

Arab

lompatan kedua

χ UMa

Alkafzah, Alkaphrah, El Koprah

Arab

tulang belakang

ξ UMa A

bintang ganda Alula Australis

Arab

lompatan kedua

80 UMa bintang ganda dengan Mizar Alcor / Saidak, Suha / Arundhati terbelakang π2 UMa

memiliki planet (b)

Muscida

Arab

Arab

moncong sang beruang

π1 UMa

Muscida

Arab

moncong sang beruang

Beruang besar tampak di langit malam Lihat pula Sunting Bintang biduk Referensi Sunting Stub icon Artikel bertopik bintang ini adalah sebuah rintisan. Anda dapat membantu Wikipedia dengan mengembangkannya.

Galaksi Mata Hitam SuntingPantau halaman iniBaca dalam bahasa lain Galaksi Mata Hitam (juga disebut Messier 64, M64, atau NGC 4826) ditemukan oleh Edward Pigott pada 23 Maret 1779, dan secara independen oleh Johann Elert Bode pada tanggal 4 April tahun yang sama, serta oleh Charles Messier pada tahun 1780. Galaksi ini memiliki sebuah jalur debu penyerap gelap yang spektakuler di depan inti cerah galaksi, sehingga menimbulkan julukan "Mata Hitam" atau "Mata Setan". M64 terkenal di kalangan astronom amatir karena penampilannya di teleskop kecil. Galaksi ini merupakan galaksi spiral di rasi bintang Coma Berenices.

Galaksi Mata Hitam[1] Blackeyegalaxy.jpg Galaksi Mata Hitam (M64)

Data pengamatan (J2000 epos) Konstelasi Coma Berenices[2] Asensio rekta 12j 56m 43.7d[3] Deklinasi +21° 40′ 58″[3] Pergeseran merah 0.001361 Kecepatan radial 408 Kecepatan galaktosentrik 400 Tipe (R)SA(rs)ab, HIISy2 Ukuran tampak (V) 10.71 × 5.128 moa[4] Magnitudo tampak (V) 9.36[3] Sebutan lain M64, NGC 4826, UGC 8062, PGC 44182, CGCG 130-1, MCG +4-31-1, IRAS 12542+2157, GC 3321, h 1486, Kara 559 Bode 77, PKS 1254+21, Galaksi Mata Setan[3][4] Lihat pula: Galaksi, Daftar galaksi Sifat Sunting

Medium antarbintang Messier 64 terdiri dari dua cakram putar lawan yang kira-kira sama massanya.[5] Di dalam cakram berisi jalur debu yang menonjol dari galaksi ini. Populasi bintang galaksi menunjukkan tidak ada yang terdeteksi berputar lawan.[6] Kemungkinan skenario pembentukan mencakup peleburan dengan galaksi satelit yang kaya gas dalam orbit sungsang, atau terus tumbuhnya awan gas dari medium intergalaktik.[5][6]

Gambar amatir dari Galaksi Mata Hitam (M64). Referensi Sunting ^ J. L. Tonyr; A. Dressler; J. P. Blakeslee; E. A. Ajhar; A. B. Fletcher; G. A. Luppino; et al. (2001). "The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances". Astrophysical Journal. 546 (2): 681–693. arXiv:astro-ph/0011223 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2001ApJ...546..681T. doi:10.1086/318301. ^ R. W. Sinnott, ed. (1988). The Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters by J. L. E. Dreyer. Sky Publishing Corporation/Cambridge University Press. ISBN 0-933346-51-4. ^ a b c d "NASA/IPAC Extragalactic Database". Results for NGC 4826. Diakses tanggal 200611-06. ^ a b "Object query : M64". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Diakses tanggal 2008-07-09. ^ a b R. Brawn; R. A. M. Walterbos & Kennicutt R. C. (1992). "Counter-rotating gaseous disks in the "Evil Eye" galaxy NGC4826". Nature. 360: 442. Bibcode:1992Natur.360..442B. doi:10.1038/360442a0. ^ a b H.-W. R. Rix; R. C. Kennicutt & R. A. M. Walterbos (1995). "Placid stars and excited gas in NGC 4826". Astrophysical Journal. 438: 155. Bibcode:1995ApJ...438..155R. doi:10.1086/175061. Pranala luar Sunting Wikimedia Commons memiliki media mengenai Black Eye Galaxy. Ikon portal

Portal astronomi

Messier 64, SEDS Messier pages Hubblesite description and high resolution images ESA/Hubble images of M64 APOD for August 2, 2007 The Black Eye Galaxy di WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hidrogen α, X-Ray, Astrophoto, Peta langit, Artikel dan gambar a real photo by Pete Albrecht Black Eye Galaxy (M64) at Constellation Guide

Galaksi Andromeda SuntingPantau halaman iniBaca dalam bahasa lain Pelajari selengkapnyaHalaman ini belum atau baru diterjemahkan sebagian dari bahasa Inggris. Galaksi Andromeda (nama lain: Messier 31, NGC 224, UGC 454, dan PGC 2557) adalah sebuah galaksi spiral yang berjarak kira-kira 780 kiloparsec (2,5 juta tahun cahaya; 2,4 × 1019 km) dari bumi. Galaksi ini merupakan salah satu galaksi di luar galaksi Bima Sakti yang dapat dilihat dengan mata telanjang pada malam yang cerah, tanpa bulan, dan tanpa polusi cahaya.

Galaksi Andromeda M 31 Andromède.jpg Data pengamatan (J2000 epos) Pengucapan /ænˈdrɒmᵻdə/ Konstelasi Andromeda Asensio rekta

00j 42m 44.3d[1] Deklinasi +41° 16′ 9″[1] Pergeseran merah z = −0,001001 Kecepatan radial −301 ± 1 km/s[2] Jarak 2,54 ± 0,11 Mly (778 ± 33 kpc)[2][3][4][5][6][a] Tipe SA(s)b[1] Massa ~0,8-1,5×1012[7][8] M☉ Ukuran (tc) ~220 kly (diameter)[9] Jumlah bintang ~1 trillion (1012)[10] Ukuran tampak (V) 3,167° × 1°[1] Magnitudo tampak (V) 3,44[11][12] Magnitudo absolut (V) −21,5[b][4] Sebutan lain

M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core),[1] CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433+4116074, GC 116, h 50, Bode 3, Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013 Lihat pula: Galaksi, Daftar galaksi Strukturnya mirip dengan galaksi Bima Sakti yaitu berbentuk spiral. Jaraknya sekitar 2,5 juta tahun cahaya. Letaknya di langit adalah di belahan langit utara, sekitar 41 derajat di sebelah utara khatulistiwa langit. Galaksi ini dapat diamati sekitar bulan September, Oktober, dan November. Dengan mata telanjang, galaksi ini tampak seperti kabut tipis kecil di langit utara. Namun, jika diamati dengan teropong yang dapat menampakkan bintang-bintang redup di tepian galaksi Andromeda, ternyata ukuran Andromeda bisa lebih dari 7 kali diameter sudut bulan. Galaksi ini berisi sekitar 1 triliun bintang dan bergerak mendekati Bima Sakti dengan kecepatan sekitar 300 km/detik.

Galaksi Pusaran SuntingPantau halaman iniBaca dalam bahasa lain Galaksi Pusaran (juga disebut Messier 51a, M51a, atau NGC 5194) adalah interaksi[6] galaksi spiral desain utama[7] dengan inti galaksi aktif Seyfert 2[8] di rasi bintang Canes Venatici. Barubaru ini diperkirakan berjarak 23 ± 4 juta tahun cahaya dari Bima Sakti,[3] tetapi metode yang berbeda menghasilkan jarak antara 15 hingga 35 juta tahun cahaya. Galaksi Pusaran adalah salah satu galaksi paling terkenal di langit.[9] Galaksi Pusaran dan tetangganya (NGC 5195) yang mudah diamati oleh para astronom amatir, dan dua galaksi tersebut bahkan dapat dilihat dengan binokular.[10] Galaksi Pusaran juga merupakan target populer bagi para astronom profesional, yang mempelajarinya untuk lebih memahami struktur galaksi (terutama struktur yang terkait dengan lengan spiral) dan interaksi galaksi.

Galaksi Pusaran Messier51 sRGB.jpg Galaksi pusaran (M51A atau NGC 5194). Objek yang lebih kecil di kanan atas adalah M51B atau NGC 5195. Credit: NASA/ESA

Data pengamatan (J2000 epos) Konstelasi Canes Venatici[1] Asensio rekta 13j 29m 52.7d[2] Deklinasi +47° 11′ 43″[2] Pergeseran merah 463 ± 3 km/s[2] Jarak 23 ± 4 Mly (7.1 ± 1.2 Mpc)[3][4] Tipe SA(s)bc pec[2] Ukuran tampak (V) 11′.2 × 6′.9[2] Magnitudo tampak (V) 8.4[5] Fitur penting Interaksi dengan NGC 5195[6] Sebutan lain Question Mark Galaxy,[2] Rosse's Galaxy,[2] M51a,[2] NGC 5194,[2] UGC 8493,[2] PGC 47404,[2] VV 001a,[2] VV 403,[2] Arp 85,[2] Z 246.8,[2] MCG +08-25-012,[2] IRAS 13277+4727,[2] 2MASX J13295269+4711429,[2] GC 3572,[2] h 1622,[2] KPG 379A,[2] Bode 25[2]

Lihat pula: Galaksi, Daftar galaksi Penemuan Sunting

Sketsa dari M51 oleh Lord Rosse (William Parsons) pada tahun 1845. Apa yang kemudian dikenal sebagai Galaksi Pusaran ditemukan pada tanggal 13 Oktober 1773 oleh Charles Messier sambil mencari benda-benda yang dapat membingungkan pencari komet, dan ditetapkan dalam katalog Messier sebagai M51.[11] Galaksi pendamping Galaksi Pusaran, NGC 5195, ditemukan pada tahun 1781 oleh Pierre Méchain, meskipun tidak diketahui apakah galaksi ini berinteraksi atau hanya galaksi lain yang lewat di kejauhan. Meskipun demikian, tidak sampai tahun 1845 bahwa William Parsons, Earl Rosse ke-3, menggunakan sebuah teleskop refleksi 72 inchi (1,8 m) di Kastil Birr, Irlandia, menemukan Galaksi Pusaran memiliki struktur spiral, "nebula" pertama yang diketahui memiliki struktur ini. Galaksi yang dikenal dengan "nebula spiral" ini tidak diakui sebagai galaksi sampai Edwin Hubble mampu mengamati variabel Cepheid di beberapa spiral nebula ini, yang memberikan bukti bahwa benda-benda disekitarnya memang merupakan galaksi yang terpisah.[12]

Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya dengan tegas menunjukkan bahwa Galaksi Pusaran dan galaksi pendamping memang saling berinteraksi. Terkadang sebutan M51 digunakan untuk merujuk pada sepasang galaksi, dalam hal ini galaksi individu dapat disebut sebagai M51A (NGC 5194) dan M51B (NGC 5195).

Penampilan Visual Sunting

Gambar-gambar ini menunjukkan dua pandangan wajah berbeda pada M51. Terletak di rasi bintang Canes Venatici, M51 ditemukan dengan mengikuti rasi bintang Biduk, Ursa Major, dan pergi 3,5° ke arah tenggara. Deklinasinya +47°, sehingga sirkumpolar bagi pengamat yang berada di atas 43° LU; mencapai tempat yang tinggi di seluruh belahan bumi utara sehingga objek diakses dari dini hari di musim dingin hingga akhir musim semi, setelah observasi, tempat tersebut terhalang pada garis lintang yang lebih rendah.[butuh rujukan]

M51 terlihat melalui teropong dalam kondisi langit yang gelap dan dapat diselesaikan secara rinci dengan teleskop amatir modern.[10] Jika dilihat melalui teleskop 100 mm, garis dasar M51 dan pendampingnya terlihat. Di bawah langit gelap, dan dengan lensa mata moderat melalui teleskop 150 mm, struktur spiral intrinsik M51 dapat dideteksi. Dengan instrumen yang lebih besar (> 300 mm) dalam kondisi langit gelap, berbagai pita spiral terlihat jelas dengan daerah HII yang terlihat, dan M51 dapat dilihat dengan harus terfokus ke M51B.

Seperti biasa untuk galaksi, tingkat sebenarnya dari struktur hanya dapat dikumpulkan dari memeriksa foto; eksposur panjang mengungkapkan sebuah nebula besar meluas melampaui penampilan melingkar yang terlihat.

Pada bulan Januari 2005 Hubble Heritage Project membangun citra 11477x7965 piksel komposit dari M51 menggunakan instrumen ACS Hubble.[13]

Properti Sunting

Salib dalam inti M51 menunjukkan dua cincin debu di sekitar lubang hitam di pusat nebula. Dengan perkiraan terakhir, SN 2005cs berjarak 23 Jtc dan diameter sudut sekitar 11,2′, dapat disimpulkan bahwa objek cerah yang mengelilingi galaksi M51 memiliki radius sekitar 43.000 tahun cahaya. M51 diperkirakan bermassa 160 miliar massa matahari.

Sebuah lubang hitam, dikelilingi oleh cincin debu, diperkirakan terdapat di jantung spiral. Cincin debu berdiri hampir tegak lurus dengan nebula spiral yang relatif datar. Sebuah cincin sekunder melintasi cincin utama pada sumbu yang berbeda, sebuah fenomena yang di luar dugaan. Sepasang kerucut ionisasi memanjang dari sumbu cincin debu utama.[14]

Stuktur Spiral Sunting

Struktur spiral Galaksi Pusaran sangat jelas diyakini hasil dari interaksi yang dekat antara galaksi ini dan pendamping galaksi NGC 5195; khusus, yang melewati piringan utama dari M51 sekitar 500 sampai 600 juta tahun lalu. Dalam model ini,[10] NGC 5195 datang dari belakang M51 melalui piringan terhadap pengamat dan membuat persimpangan piringan lain baru-baru ini 50 sampai 100 juta tahun yang lalu sampai di mana kita mengamati hal itu terjadi sekarang, sedikit di belakang M51.

Pembentukan bintang Sunting Bintang biasanya terbentuk di pusat galaksi. Bagian pusat M51 tampaknya mengalami peningkatan periode pembentukan bintang. Efisiensi sekarang dari pembentukan bintang, yang didefinisikan sebagai perbandingan massa bintang baru dengan massa pembentuk bintang gas, hanya ~ 1%, cukup sebanding dengan nilai global untuk Bima Sakti dan galaksi lain. Diperkirakan bahwa tingkat tinggi saat pembentukan bintang bisa bertahan tidak lebih dari 100 juta tahun atau lebih.[15]

Struktur spiral terimbas di galaksi yang lebih besar, bukan hanya efek dari interaksi. Kompresi yang signifikan dari gas hidrogen terjadi yang mengarah ke pembangunan daerah pembentukan bintang. Dalam gambar M51 ini muncul sebagai "simpul" biru terang sepanjang lengan spiral.

Secara umum, gas hidrogen adalah komponen yang paling umum dari medium antarbintang (ruang besar antara bintang dan sistem planet di galaksi). Gas ini ada, terutama dalam bentuk atom dan molekul, dan membentuk awan besar sepanjang seluruh galaksi. Ketika sumber-sumber besar tarikan gravitasi terdekat, seperti galaksi lain, interaksi gravitasi menghasilkan kompresi gelombang yang menyapu melalui awan hidrogen. Hal ini menyebabkan beberapa daerah gas sebelumnya menyebar untuk mengompres ke dalam kantung ketat gas buram dan padat; yang merupakan debu satu jalur sehingga sering terlihat di lengan spiral. Pada daerah di mana konsentrasi dan kepadatan gas mencapai nilai kritis, terjadi keruntuhan di bawah tarikan gravitasinya sendiri, dan bintang-bintang yang lahir di tengah keruntuhan, di mana gas yang dikompresi begitu kuat sehingga terjadi proses fusi dimulai.[16]

Ketika hal ini terjadi, lahir bintang baru yang mengkonsumsi sejumlah besar gas menyebabkan mereka berkembang, bersinar bahkan lebih panas, dan akhirnya menyapu bersih lapisan sekitar debu dan gas dengan meningkatkan penghabisan dari angin bintang. Proporsi awan raksasa dari

mana mereka dilahirkan sangat jarang terjadi, jika pernah, diciptakan dalam isolasi. Jadi daerah dari beberapa bintang muda panas memancarkan energi cahaya yang cukup bahwa mereka dapat dilihat pada gambar-gambar resolusi tinggi dari M51 di jarak jutaan tahun cahaya.

Untuk contoh formasi seperti di galaksi kita sendiri, lihat M16, Nebula Elang.

Kejadian sementara Sunting Pada tahun 2005 sebuah supernova (SN 2005cs) diamati di Galaksi Pusaran, memuncak pada magnitudo tampak 14.[17][18]

Pada tanggal 31 Mei 2011 supernova tipe II, terdeteksi di Galaksi Pusaran, memuncak pada magnitudo 12,1.[19] Supernova ini, disebut SN 2011dh. Spektrum yang lebih biru daripada ratarata, dengan P Cygni seperti karakteristik garis hidrogen Balmer.[20] Menariknya, nenek moyang bintang ini mungkin super raksasa kuning[21] dan bukan super raksasa merah atau biru, yang tidak biasa.

Pendamping Sunting

Lengan spiral M51 dan jalur debu menyapu di depan galaksi pendampingnya. Beberapa dekade yang lalu, tidak diketahui dengan pasti apakah pendamping galaksi NGC 5195 adalah teman sejati, atau galaksi lain yang lewat di kejauhan. Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya menunjukkan realitas interaksi.

Simulasi terakhir membuktikan bahwa struktur spiral M51 yang disebabkan oleh NGC 5195 melalui bidang utama dari M51 sekitar 500 sampai 600 juta tahun lalu. Dalam model ini,[22] NGC 5195 datang dari belakang M51 melalui bidang terhadap pengamat dan membuat bidang lain menyeberang baru-baru ini 50 sampai 100 juta tahun yang lalu sampai di mana kita mengamati hal itu terjadi sekarang, sedikit di belakang M51.

Informasi Grup Galaksi Sunting Galaksi Pusaran adalah galaksi paling terang di Grup M51, sekelompok kecil dari galaksi yang juga mencakup M63 (Galaksi Bunga Matahari), NGC 5023, dan NGC 5229.[23][24][25][26] Kelompok kecil sebenarnya dapat menjadi subrumpun pada ujung tenggara dari kelompok besar memanjang yang mencakup kelompok M101 dan kelompok NGC 5866, meskipun banyak metode identifikasi kelompok dan katalog mengidentifikasi tiga kelompok sebagai entitas yang terpisah.[27]

Lihat juga

Galaksi Sombrero SuntingPantau halaman iniBaca dalam bahasa lain Galaksi Sombrero (juga dikenal sebagai M104 atau NGC 4594) adalah sebuah galaksi spiral di rasi bintang Virgo. M104 adalah galaksi utama dalam kelompok galaksi M104. Dari Bumi galaksi ini tampak seperti topi sombrero. Ditemukan pada akhir tahun 1700-an, kemungkinan besar oleh Pierre Méchain, yang menyebutnya sebagai penemuan pada sebuah surat tertanggal 6 Mei 1783. Secara terpisah M104 juga ditemukan oleh William Herschel pada 9 Mei 1784.

Galaksi Sombrero M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg Galaksi Sombrero (M104) Gambar atas jasa baik NASA Data pengamatan (J2000 epos) Konstelasi Virgo

Asensio rekta 12j 39m 59.4d[1] Deklinasi -11° 37′ 23″[1] Pergeseran merah 1024 km/detik[1] Jarak 30 juta tahun cahaya[2][3] Tipe SA(s)a[1] Ukuran tampak (V) 8.7' × 3.5'[1] Magnitudo tampak (V) +8.3 Magnitudo absolut (V) 12 Sebutan lain M 104, NGC 4594, PGC 042407, UGC 293, MCG -2-32-20, IRAS 12373-1120, GC 3132, h 1376, H 1.43[1] Lihat pula: Galaksi, Daftar galaksi Referensi

Centaurus A atau NGC 5128 adalah sebuah galaksi yang menonjol di konstelasi Centaurus. Galaksi ini ditemukan pada 1826 oleh Scottish astronomer James Dunlop dari rumahnya di Parramatta, di New South Wales, Australia. Terjadi perdebatan dalam literatur mengenai sifat dasar galaksi seperti tipe Hubble (lenticular galaxy atau Galaksi Elip raksasa)[7] dan berjarak (10–16 juta tahun cahaya).[2][3][4][5][6] NGC 5128 adalah salah satu galaksi radio paling dekat dengan Bumi, jadi inti galaksi aktifnya telah dipelajari secara ekstensif oleh para astronom profesional.[11] Galaksi ini juga galaksi paling terang kelima dilangit,[11] membuatnya ideal untuk jadi target astronomi amatir,[12] meskipun galaksi ini hanya terlihat dari garis lintang utara yang rendah dan di belahan bumi selatan.

Centaurus A ESO Centaurus A LABOCA.jpg Centaurus A (NGC 5128) Data pengamatan (J2000 epos) Konstelasi Centaurus Asensio rekta 13j 25m 27.6d[1] Deklinasi -43° 01′ 09″[1] Pergeseran merah 547 ± 5 km/s[1] Jarak 10–16 Mly (3–5 Mpc)[2][3][4][5][6] Tipe S0 pec[1] or Ep[7] Ukuran tampak (V) 25'.7 × 20'.0[1]

Magnitudo tampak (V) 6.84[8][9] Fitur penting Unusual dust lane Sebutan lain NGC 5128,[1] Arp 153,[1] PGC 46957,[1] 4U 1322–42,[10] Caldwell 77 Lihat pula: Galaksi, Daftar galaksi