Ledakan Supernova Paling Cemerlang

Gambar Ilustrasi dari SN2006gy beserta citra dari Observatorium Lick dan Chandra (Gambar: NASA/CXC/M.Weiss; X-ray: NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.; IR: Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen)

Pengamatan melalui Observatorium Sinar-X Chandra yang berbasis antariksa, bersama-sama dengan pengamatan melalui teleskop optik di darat baru-baru ini berhasil merekam terjadinya suatu ledakan supernova. Supernova yang dinamai SN 2006gy tersebut berasal dari ledakan sebuah bintang yang sangat masif, dengan ukuran mencapai 150 kali Matahari.
“Ini betul-betul merupakan ledakan yang sangat besar, ratusan kali lebih berenergi daripada tipikal supernova lain,” jelas Nathan Smith dari University of California at Berkeley, yang memimpin tim astronom dari California dan University of Texas di Austin. “Ini menunjukkan bahwa bintang yang meledak tersebut mungkin adalah bintang yang massanya sedemikian besar, hingga mencapai 150 kali Matahari kita. Kita belum pernah melihat yang semacam ini sebelumnya.”
Para astronom memperkirakan bahwa banyak diantara bintang-bintang generasi pertama memiliki massa sebesar itu, dan supernova ini dapat menyediakan pangelihatan yang langka mengenai bagaimana bintang generasi pertama menemui ajalnya. Sebelumnya, para astronom belum pernah menemui bintang semasif itu maupun menyaksikan kematiannya. Penemuan supernova ini menyodorkan bukti bahwa kematian sebuah bintang masif ternyata sangat berbeda secara mendasar dengan prediksi teoretis.
Pengamatan melalui Chandra memungkinkan para astronom untuk mengembangkan penjelasan alternatif yang lebih umum untuk supernova: sebuah bintang kerdil putih dengan massa hanya sedikit lebih besar dari Matahari yang meledak dalam lingkungan yang padat dan kaya akan hidrogen. Namun dalam skenario ini, SN 2006gy seharusnya memancarkan sinar-X dalam intensitas hingga 1000 kali dari yang telah dideteksi oleh Chandra.
“Hal ini merupakan bukti kuat bahwa SN 2006gy adalah akhir dari hidup sebuah bintang yang teramat masif,” jelas Dave Pooley dari University of California at Berkeley yang memipin observasi menggunakan Observatorium Sinar-X Chandra.
Bintang yang menjadi cikal bakal SN 2006gy sepertinya telah melepaskan sejumlah besar massanya sebelum kemudian meledak. Pelepasan massa dalam jumlah besar ini sama dengan yang terlihat di Eta Carinae, sebuah bintang masif di galaksi kita. Hal ini meningkatkan kecurigaan bahwa Eta Carinae mungkin juga akan segera meledak menjadi sebuah supernova. Walaupun SN2006gy adalah supernova yang paling cemerlang yang pernah diamati, ia berada di galaksi NGC 1260, 240 juta tahun cahaya dari kita. Di sisi lain, Eta Carinae hanya berjarak 7500 tahun cahaya di dalam galaksi Bimasakti.
“Kami masih belum tahu secara pasti apakah Eta Carinae akan segera meledak, namun kami akan tetap mengamatinya sebagai antisipasi,” demikian diungkapkan Mario Livio dari Space Telescope Science Institute di Baltimore, yang tidak terlibat dalam riset ini. Apabila Eta Carinae meledak, cahayanya akan begitu cemerlang sehingga akan tampak meski pada siang hari di Bumi.
Supernova biasanya terjadi saat sebuah bintang yang masif kehabisan bahan bakar hidrogennya dan runtuh oleh gravitasinya sendiri. Dalam kasus SN 2006gy, para astronom memikirkan skenario yang berbeda. Dalam kondisi tertentu, inti sebuah bintang masif memancarkan sedemikian banyaknya radiasi sinar gama sehingga sebagian energi dari radiasi berubah menjadi pasangan partikel dan anti-partikel. Hal ini menyebabkan penurunan tingkat energi yang menyebabkan bintang itu runtuh oleh gravitasi raksasanya.
Setelah runtuh, reaksi termonuklir yang masih terjadi menyebabkan bintang yang bersangkutan meledak, melontarkan sisa-sisanya ke antariksa. Data dari SN 2006gy menunjukkan bahwa ledakan supernova semacam ini pada bintang-bintang generasi pertama — yang tidak melahirkan lubang hitam sebagaimana diteorikan — mungkin lebih umum daripada yang dipercaya selama ini.
Ada perbedaan yang besar diantara kedua kemungkinan tersebut. Seperti dijelaskan oleh Smith, dalam skenario pertama, ledakan supernova menyebarkan elemen baru dalam jumlah besar ke antriksa, sementara pada yang lainnya, elemen-elemen yang dihasilkan akan terkurung untuk selamanya dalam lubang hitam. (chandra.harvard.edu)

Metode Baru Pengukuran Jarak Ekstragalaksi

Galaksi spiral NGC 300. Lingkaran dan persegi empat menunjukkan bintang-bintang super-raksasa biru yang diukur dalam eksperimen. Bintang dalam lingkaran sekitar 50 hingga 100 persen lebih panas dari Matahari, sementara persegi empat menandai bintang-bintang bertemperatur setidaknya 300 persen dari Matahari. (Gambar: Institute for Astronomy)

Para astronom telah menemukan metode baru yang digunakan untuk mengukur jarak ekstragalaksi secara lebih akurat berdasarkan gravitasi bintang dan temperatur efektif dari bintang super-raksasa biru pada galaksi diluar Rumpun Lokal. Penemuan ini akan dipresentasikan pada pertemuan American Astronomical Society (AAS) pada tanggal 27-31 Mei 2007 mendatang di Honolulu, Hawaii.
Rolf-Peter Kudritzki dari Institute for Astronomy (IfA) beserta para kolaboratornya mengamati galaksi NGC 300, yang berjarak sekitar 6 juta tahun cahaya yang terletak di konstelasi Sculptor, untuk menguji metode baru ini dalam mengukur jarak antar galaksi. Mereka mengambil spektrum untuk mengukur temperatur atmosfer bintang dan gravitasi permukaannya. Dengan pengukuran ini, mereka dapat menentukan kecerlangan intrinsik dari tiap bintang dan kemudian membandingkannya dengan kecerlangan tampak dari bintang bersangkutan untuk menemukan jaraknya.
Mereka lantas membandingkan hasil pengukuran mereka dengan pengukuran serupa yang memanfaatkan bintang variabel cepheid, yang merupakan cara tradisional untuk mengukur jarak dari galaksi dekat. Metode baru ini ternyata bekerja dengan baik. “Kelihatannya kita dapat menentukan jarak ke galaksi lain dengan akurasi lima persen, yang menyediakan cara lain untuk menentukan konstanta Hubble secara lebih presisi,” demikian menurut Kudritzky. Konstanta Hubble menunjukkan tingkat pengembangan alam semesta saat ini.

Observasi ini memanfaatkan spektra beresolusi sedang maupun rendah yang diambil melalui instrumen Focal Reducer Spectrograph (FORS) pada perangkat Very Large Telescope milik European Southern Observatory yang berlokasi di Paranal, Chile. Kudritzky adalah perancang instrumen FORS saat ia masih di University of Munich sebelum ia pindah ke Hawaii pada tahun 2000. Dalam penelitian terkini pada galaksi lain, tim proyek ini juga memanfaatkan instrumen Low Resolution Imaging Spectrometer (LRIS) pada teleskop Keck I di observatorium Mauna Kea, Hawaii. Baik FORS maupun LRIS adalah spektrograf yang sangat efisien, yang memungkinkan tim ini mengambil spektra dari banyak bintang dalam satu galaksi secara simultan (dengan ekspos tunggal). Bintang-bintang itu dapat dipelajari secara individual kemudian, saat data dianalisis untuk menentukan temperatur atmosfer serta gravitasi permukaannya.
Dalam pertemuan AAS mendatang, kelompok Kudritzky akan mempresentasikan metode analisis yang mereka gunakan. Mereka juga akan mendiskusikan penentuan komposisi kimia dari tiap bintang di galaksi jauh, dan bagaimana komposisi itu berubah mulai dari pusat galaksi hingga pinggirannya.
Bintang super-raksasa biru adalah bintang-bintang yang paling besar dan paling cemerlang dalam gelombang kasatmata, dengan kecerlangan intrinsik antara 10.000 hingga 1.000.000 kali Matahari. Warnanya terlihat biru akibat temperatur atmosfernya yang mencapai antara 150 hingga 500 persen dari Matahari kita. Karena warna dan kecerlangannya, bintang-bintang ini terlihat menyolok diantara miliaran bintang di galaksi, sehingga sangat mudah untuk dikenali. Dengan demikian, bintang dari jenis ini sangat ideal sebagai alat bantu untuk mempelajari populasi bintang pada galaksi diluar Rumpun Lokal (sekumpulan galaksi yang juga mencakup galaksi kita, Bima Sakti), dalam upaya menentukan jarak, komposisi kimia, formasi bintang di galaksi, dan penyerapan cahaya bintang oleh gas dan debu antar bintang. Di galaksi Bima Sakti, bintang Deneb di konstelasi Cygnus, dan Rigel di Orion adalah dua diantara bintang super-raksasa biru yang kita kenal. (astronomy.com).

Apa dan Siapa,Tokoh-Tokoh Penting dalam Astronomi

Anaximander (610-546 sM) - Seorang ilmuwan Yunani yang sering disebut sebagai "Bapak Ilmu Astronomi". Ia menganggap bentuk Bumi sebagai silinder dan angkasa berputar tiap hari mengelilinginya.

Aristarchus (abad ke-3 sM) - Seorang ilmuwan Yunani yang percaya bahwa Matahari adalah pusat alam semesta. Ia orang pertama yang menghitung ukuran relatif Matahari, Bumi dan Bulan. Ia menemukan bahwa diameter bulan lebih dari 30% diameter Bumi (sangat dekat dengan nilai sebenarnya yaitu 0,27 kali diameter bumi). Ia juga memperkirakan bahwa Matahari memiliki diameter 7 kali diameter Bumi. Ini kira-kira 15 kali lebih kecil dari ukuran sebenarnya yang kita ketahui saat ini.

Aristoteles (384-322 sM) - Seorang ilmuwan Yunani yang percaya bahwa Matahari, Bulan dan planet-planet mengitari Bumi pada permukaan serangkaian bola angkasa yang rumit. Ia mengetahui bahwa Bumi dan Bulan berbentuk bola dan bahwa bulan bersinar dengan memantulkan cahaya Matahari, tetapi ia tak percaya bahwa Bumi bergerak dalam Antariksa ataupun bergerak dalam porosnya.

Bradley, James (1693-1762) - Seorang ahli astronomi Inggris yang menemukan penyimpangan yang disebut Aberasi Sinar Cahaya di tahun 1728, yaitu bukti langsung pertama yang dapat diamati bahwa Bumi beredar mengelilingi Matahari. Dari besarnya penyimpangan ia menghitung kecepatan cahaya sebesar 295.000 km/dt. Hanya sedikit lebih kecil dari nilai sebenarnya (299.792,4574 km/dt, US National Bureau of Standards).

Brahe, Tycho (1546-1601) - Seorang ahli astronomi Denmark, dipandang sebagai pengamat terbesar di jaman pra-teleskop. Dengan memakai alat bidik sederhana, Brahe mengukur posisi planet dengan ketelitian yang lebih besar dari siapapun sebelumnya. Hal ini memungkinkan asistennya, Johannes Kepler untuk memecahkan hukum gerakan planet. (Lihat gambar)

Copernicus, Nicolaus (1473-1543) - Seorang ahli astronomi Polandia yang mencetuskan pandangan bahwa Bumi bukanlah pusat alam semesta sebagaimana pandangan umum pada masanya, melainkan mengitari Matahari seperti planet lainnya. Pola berani ini disajikan dalam bukunya Mengenai Perkisaran Bola-Bola Angkasa yang terbit ditahun wafatnya. Polanya itu lebih memudahkan penjelasan tentang gerakan planet sesuai pengamatan. teorinya didukung oleh pengamatan Galileo dan dibenarkan oleh perhitungan Johannes Kepler (Lihat gambar).

Dreyer, John Ludwig Emil (1852-1926) - Seorang ahli astronomi Denmark yang menghimpun sebuah katalog utama yang memuat hampir 8000 kelompok bintang dan Nebula. Katalog yang disusunnya disebut Katalog Umum Baru (the New General Catalogue, NGC).

Eratosthenes (276-196 sM) - Seorang ahli astronomi Yunani yang pertama-tama mengukur besarnya Bumi secara teliti. Ia mencatat perbedaan ketinggian Matahari di langit sebagaimana terlihat pada tanggal yang sama dari dua tempat pada garis utara-selatan yang jaraknya diketahui. Dari pengamatannya, ia menghitung bahwa Bumi mestinya bergaris tengah 13.000 km. Hampir tepat dengan angka yang sebenarnya (12.756,28 km pada katulistiwa).

Galileo Galilei (1564-1642) - Seorang ilmuwan Italia yang menciptakan revolusi dalam astronomi dengan pengamatan perintisnya di angkasa. Dalam tahun 1609, Galileo mendengar mengenai penciptaan teleskop dan membuat satu bagi dirinya. Dengan itu ia menemukan kawah-kawah bulan, melihat bahwa Venus menunjukkan fase-fase sambil ia mengitari Matahari dan menemukan bahwa Jupiter memiliki empat buah Bulan. (Lihat gambar)

Galle, Johann Gottfried (1812-1910) - Seorang ahli astronomi Jerman yang menemukan planet Neptunus. Dengan menggunakan perhitungan Urbain Leverrier, Galle menemukan Neptunus pada malam hari, di tanggal 23 September 1846, tidak seberapa jauh dari posisi yang semula diperhitungkan.

Gamow, George (1904-1968) - Seorang ahli astronomi Amerika pendukung teori ledakan besar (Big Bang). Menurut hitungannya, kira-kira 10% bahan dalam alam semesta seharusnya adalah Helium yang terbentuk dari Hidrogen selama terjadinya ledakan besar; pengamatan telah membenarkan ramalan ini. Ia juga meramalkan adanya suatu kehangatan kecil dalam alam semesta sebagai peninggalan ledakan besar. Radiasi Latar belakang ini akhirnya ditemukan pada 1965. (Lihat gambar)

Herschel, Sir William (1738-1822) - Seorang ahli astronomi Inggris, lahir di Jerman, yang menemukan planet Uranus pada tanggal 17 Maret 1781 beserta dua satelitnya dan juga dua satelit Saturnus. Herscel membuat survey lengkap langit utara dan menemukan banyak bintang ganda dan nebula. Untuk menangani pekerjaan ini, ia membangun sebuah reflektor 122 cm, terbesar di dunia saat itu. Survey langit Herschel itu meyakinkan bahwa galaksi kita berupa sistem bintang berbentuk lensa, dengan kita di dekat pusat. Pandangan ini diterima hingga jaman Harlow Shapley. (Lihat gambar)

Hipparchus (abad ke-2 sM) - Seorang ahli astronomi Yunani yang dianggap terbesar di jamannya. Ia membuat sebuah katalog 850 bintang dengan teliti yang dibagi kedalam enam kelompok kecerlangan atau magnitudo; bintang paling cemerlang dengan magnitudo 1 dan yang paling lemah (yang tampak dengan mata telanjang) dengan magnitudo 6. Suatu sistem magnitudo yang disesuaikan masih digunakan dewasa ini. Hipparkus menemukan bahwa posisi bumi agak goyah di antariksa, suatu efek yang disebut Presesi.

Hoyle, Sir Fred (1915-....) Seorang ahli astronomi Inggris yang dikenal karena karyanya mengenai Teori Keadaan Tunak yang menyangkal bahwa alam semesta diawali dengan suatu ledakan besar. Hoyle menunjukkan bagaimana unsur-unsur kimia berat dalam alam semesta tersusun dari hidrogen dan helium dengan reaksi-reaksi nuklir di dalam bintang, dan tersebar dalam antariksa oleh ledakan supernova. (Lihat gambar)

Halley, Edmond (1656-1742) - Seorang ahli astronomi Inggris yang di tahun 1705 memperhitungkan bahwa komet yang terlihat dalam tahun-tahun 1531, 1607 dan 1682 sesungguhnya adalah benda yang sama yang bergerak dalam satu garis edar tiap 75 atau 76 tahun mengedari matahari. Komet tersebut kini dikenal sebagai Komet Halley. Dalam tahubn 1720, Halley menjadi ahli astronomi kerajaan yang kedua, Di Greenwich ia membuat studi yang memakan waktu lama mengenai gerakan bulan. (Lihat gambar)

Hubble, Edwin (1889-1953) - Seorang ahli astronomi Amerika yang di tahun 1924 menunjukkan bahwa terdapat galaksi lain di luar galaksi kita. Selanjutnya ia mengelompokkan galaksi menurut bentuknya yang spiral atau eliptik. Di tahun 1929 ia mengumumkan bahwa alam semesta mengembang dan bahwa galaksi bergerak saling menjauhi denga kecepatan yang semakin tinggi; hubungan ini kemudian disebut hukum Hubble. Jarak sebuah galaksi dapat dihitung dengan hukum Hubble bila kecepatan menjauhnya diukur dari pergeseran merah cahayanya. Menurut pengukuran terakhir, galaksi bergerak pada 15 km/dt tiap jarak satu juta tahun cahaya. Nama Hubble kini diabadikan pada sebuah teleskop raksasa di antariksa yang dioperasikan oleh NASA. (Lihat gambar)

Laplace, Pierre Simon, Marquis de (1749-1827) - Seorang ahli matematika Prancis yang mengembangkan teori asal mula tata surya yang digagas oleh Immanuel Kant. Di tahun 1796, Laplace melukiskan bagaimana cincin-cincin materi yang terlempar dari Matahari dapat memadat menjadi planet-planet. Perincian teori tersebut telah ditinjau kembali, tetapi pada pokoknya tidak berbeda dengan teori-teori modern mengenai awal-mula terjadinya tata surya. (Lihat gambar)

Leavitt, Henrietta (1868-1921) - Seorang ahli astronomi Amerika yang menemukan sebuah teknik penting dalam astronomi untuk mengukur jarak bintang dengan memakai bintang-bintang Variabel Cepheid. di tahun 1912 ia menemukan bahwa kecerlangan rata-rata sebuah Cepheid berhubungan langsung dengan jangka waktu yang diperlukannya untuk berubah, dengan Cepheid paling cemelang memiliki periode paling lama. Jadi, dengan mengukur waktu variasi cahaya sebuah Cepheid, para astronom dapat memperoleh kecerlangan sebenarnya, dengan demikian jaraknya dari bintang dan planet lain dapat pula dihitung. (Lihat gambar)

Messier, Charles (1730-1817) - Seorang ahli astronomi Prancis yang menyusun sebuah daftar berisi lebih dari 100 kelompok bintang dan nebula. Hingga sekarang, banyak diantara objek ini yang masih disebut dengan nomor Messier atau M, seperti M1, nebula Kepiting, dan M31, galaksi Andromeda.

Newton, Sir Isaac (1642-1727) - Seorang ilmuwan Inggris yang melalui hukum-hukum gravitasinya membantu menerangkan mengapa planet mengitari Matahari. Johannes Kepler juga menghitung hal ini dengan hukumnya mengenai gerakan planet. Newton juga memberi sumbangan penting kepada astronomi pengamatan dengan penelitiannya mengenai cahaya dan optika. Di tahun 1668 ia membangun teleskop pemantul (reflektor) yang pertama di dunia. (Lihat gambar)

Ptolomeus (abad ke-2 M) - Seorang ilmuwan Yunani yang menyusun gambaran baku mengenai Alam semesta yang dipakai oleh para ahli astronomi hingga jaman Renaissance. Menurut Ptolomeus, Matahari, Bulan, dan planet-planet beredar mengelilingi Bumi dengan suatu sistem yang rumit. Teori ini akhirnya ditentang dan dibuktikan kesalahannya oleh pandangan Copernicus. Ptolomeus menulis ensiklopedi besar astronomi Yunani yang disebut Almagest.

Pythagoras (abad ke-6 sM) - Seorang ilmuwan Yunani yang diketahui sebagai yang pertama kalinya mencetuskan gagasan bahwa Bumi berbentuk bola. Ia percaya bahwa Bumi terletak di pusat alam semesta dan benda-benda angkasa lain beredar mengelilingi Bumi.

Sagan, Carl (1934-1996) - Seorang ilmuwan Amerika yang dikenal karena penelitiannya mengenai kemungkinan adanya bentuk kehidupan diluar planet Bumi. Ia terlibat sebagai peneliti dalam berbagai misi wahana tak berawak yang diluncurkan oleh NASA, diantaranya adalah misi Mariner ke planet Venus dan Viking ke planet Mars. (Lihat gambar)

Schiaparelli, Giovanni (1835-1910) - Seorang ahli astronomi Italia yang pertama kali melaporkan adanya "saluran" di permukaan planet Mars ketika planet tersebut mendekat di tahun 1877. Ia menamakannya canali, dari bahasa Italia yang berarti "saluran". Ia tidak mempercayai bahwa saluran itu adalah buatan mahluk cerdas, tetapi penerjemahan yang kurang tepat memberi kesan yang keliru. Schiaparelli juga menunjukkan bahwa hujan meteor mengikuti garis edar sama seperti komet. Dari sana, ia menduga bahwa hujan meteor sebenarnya adalah puing sebuah komet.

Schmidt, Marteen (1929-....) - Seorang ahli astronomi Amerika yang menemukan jarak-jarak kuasar dalam alam semesta. Di tahun 1963 ia mula-mula mengukur pergeseran merah dari kuasar C 273 yang ternyata begitu besar sehingga menurut hukum Hubble ia seharusnya terletak jauh diluar galaksi kita.

Shapley, Harlow (1885-1972) - Seorang ahli astronomi Amerika yang di tahun 1921 pertama kali menghitung ukuran sebenarnya dari galaksi kita, dan menunjukkan bahwa Matahari tidak terletak di pusatnya. Shapley mengajukan gagasannya dari suatu studi mengenai kelompok globular perbintangan yang tersebar dalam suatu cincin di sekitar galaksi kita. Dengan mengukur jaraknya dari kecerlangan bintang yang dikandungnya, ia memperkirakan bahwa galaksi kita kira-kira berdiameter 100.000 tahun cahaya dan bahwa Matahari terletak kira-kira 30.000 tahun cahaya dari pusatnya. (Lihat gambar)

Tombaugh, Clyde (1906-1997) - Ahli astronomi Amerika yang pada bulan Februari 1930 menemukan Pluto dengan mempergunakan gambar-foto yang diambil di observatorium Lowell. Setelah penemuan Pluto, Tombaugh melanjutkan survey foto sekeliling langit untuk mencari planet lain yang mungkin ada, tetapi tidak berhasil menemukan apapun. Pluto sempat dianggap sebagai planet kesembilan di tata surya hingga status keplanetannya dicabut oleh IAU pada Agustus 2006. (Lihat gambar)

Weizsacker, Carl von (1912-....) - Seorang astronom Jerman yang dalam tahun 1945 menggagas dasar teori-teori modern mengenai asal mula tata surya. Ia membayangkan bahwa planet terbentuk dari kumpulan partikel-partikel debu yang berasal dari sebuah cakram yang terdiri dari materi yang mengelilingi Matahari saat masih muda. Teorinya ini merupakan perubahan dari teori sebelumnya yang digagas oleh Kant dan Laplace.

Evolusi bintang

Enam jenis evolusi bintang yang boleh berlaku. Kredit : CXC/M. Weiss
Gambar rajah di atas meringkaskan enam jenis evolusi bintang yang boleh berlaku berdasarkan jisim asal protobintang :
Protobintang - Bintang super-raksasa biru - Lohong hitam
Protobintang - Bintang super-raksasa biru - Supernova dan lohong hitam
Protobintang - Bintang super-raksasa biru - Bintang super-raksasa merah - Supernova dan bintang neutron
Protobintang - Bintang seperti Matahari - Bintang raksasa merah - Planetari nebula - Bintang kerdil putih
Protobintang - Bintang kerdil merah - Bintang kerdil putih
Protobintang - Bintang kerdil perang

Pencerapan lohong hitam

Cygnus X-1 yang dipercayai sebagai lohong hitam dicerapi dalam tahun 2002 dalam sinaran-X oleh satelit Europah Integral. Ia kelihatan unik sebab bintang-bintang lain disekitarnya tidak mengeluarkan sinaran seperti ini. Ia sebenarnya tidak sendirian, malah ia adalah sebahagian daripada sistem berkembar dengan bintang raksasa biru HDE 226868. Gas dari bintang raksasa biru inilah yang mengeluarkan sinaran-X apabila ia tertarik sehingga hilang didalam lohong hitam. Kredit : ESA/JEM-X/ECF

Lohong hitam merupakan objek selestial yang paling pelik yang telah didedahkan oleh Fizik. Justeru itu, tidak hairanlah jika soalan berikut timbul: Betulkah lohong hitam ujud atau ia hanyalah hasil imaginasi pakar-pakar teoris ? Jawapannya pula amat susah untuk dijelaskan sebab lohong hitam tidak dapat dilihati sebab cahayanya tidak dapat keluar sempadan Jejari Swartzchild. Akibatnya, bukti definitif seperti fotografi secara terus, tidak dapat diperolehi.

Oleh yang demikian, keujudan lohong hitam perlu dipastikan secara tidak terus, iaitu melalui pengaruhnya ke atas objek lain. Seperti yang telah kita lihati, kebanyakan bintang-bintang tidak ujud secara sendirian, mereka merupakan sebahagian daripada sistem kembaran. Bila satu ahli daripada sistem kembaran tersebut merupakan kerdil putih atau bintang neutron, pemindahan jisim boleh terjadi menghasilkan satu fenomena seperti nova atau supernova. Jika satu daripada bintang tersebut merupakan lohong hitam, proses serupa boleh terjadi di mana jisim berpindah menghasilkan satu cakera pecutan, suhu yang mencapai ke tahap teramat tinggi, dan sinaran-X dikeluarkan. Ini membolehkan kita mengesan keujudan lohong hitam itu, iaitu dengan mencari punca sinaran-X dalam sistem kembaran.

Masalahnya, kebanyakan bintang neutron juga mengeluarkan sinaran-X. Ini menyebabkan betapa pentingnya untuk menentukan jika punca tersebut adalah sebenarnya lohong hitam. Satu cara yang mudah untuk tujuan tersebut ialah dengan menentukan jisim objek yang mengeluarkan sinaran-X tersebut. Kajian teori bintang neutron menunjukkan bahawa jisim maksimanya ialah tiga kali-ganda jisim Matahari. Oleh yang demikian, jika punca sinaran-X itu didapati berjisim melebihi tiga kali-ganda jisim Matahari, kita boleh menganggap bahawa objek tersebut ialah lohong hitam.

Cygnus X-1

Satu calun lohong hitam yang pertama telah dicerapi dipermulaan tahun 1970 oleh satelit Uhuru yang mencerap dalam sinaran-X. Di dalam buruj Cygnus satu punca sinaran-X telah dicerapi lalu dinamakan Cygnus X-1. Selain daripada kekuatan sinarannya, ia juga terkenal disebabkan kelajuan kecerahan sinaran tersebut turun-naik. Kadang-kadang satu kitarannya mengambil masa beberapa milli-saat saja.

Kelajuan turun-naik kecerahan ini menunjukkan bahawa punca tersebut adalah amat kecil. Untuk menurun-naikkan kecerahan sinaran dengan ketara, ia perlu melibatkan seluruh bintang tersebut. Maksudnya, pertukaran maklumat secara keseluruhan adalah perlu. Tetapi, pertukaran tersebut tidak terjadi secara serentak, malah pada kelajuan cahaya seperti yang ditunjukkan oleh relativiti. Kalau cahaya mengambil masa satu tahun untuk melintasi satu objek, ia tidak akan mempamirkan kitaran turun-naik dalam skala satu hari. Oleh yang demikian, kelajuan turun-naik kecerahan sinaran Cygnus-X membuktikan bahawa objek tersebut adalah amat kecil, dengan garis-pusat beberapa ratus kilometer sahaja.

Tetapi cerapan sinaran-X tidak dapat menentukan dengan tepat kedudukan Cygnus X-1. Ini cuma dapat dicapai dalam tahun 1972. Punca Cygnus X-1 kelihatan berkaitan dengan bintang biasa 6000 tahun cahaya di sebelahnya, HDE226868, yang sendirinya bukan punca sinaran-X. Analisis spektrum bintang itu telah menunjukkan bintang tersebut bergerak mengikut ayunan berkitar yang menunjukkan ia berputar mengelilingi satu objek lain. Kesimpulannya mudah, HDE226868 ada teman, iaitu Cygnus X-1, yang tidak dapat dicerapi dalam gelombang cahaya tampak. Disebabkan sifatnya yang menyedut bahan-bahan dari bintang kembarnya, ia mendedahkan keujudan dirinya dengan membebaskan sinaran-Xnya.

Adakah bintang terlindung ini lohong hitam atau bintang neutron? Dari hubungan antara jisim dan kecerahan bintang-bintang, pakar astrofizik dapat mengetahui bahawa bintang HDE226868, jenis B, mempunyai jisim 30 kali-ganda jisim Matahari. Dari analisis garisan spektrum terpindah, mereka juga telah mengetahui sifat pergerakan bintang ini. Dari data tersebut mereka telah dapat menentukan jisim yang perlu untuk membolehkan pergerakan tersebut. Keputusannya, Cygnus X-1 dijangka mempunyai jisim 10 kali-ganda jisim Matahari, iaitu jauh melebihi had maksima bintang neutron.

Oleh yang demikian, besar kemungkinan Cygnus X-1 adalah satu lohong hitam. Jisimnya, kekecilan saiznya dan kekuatan sinaran-Xnya menyokong dakwaan ini. Perlu juga dinyatakan bahawa ini tidak dapat dipastikan secara seratus peratus. Masih ada ketidakpastian dalam perkiraan jisimnya. Jika diambil kira semua ralat penganggaran, paling buruk kiraan menghasilkan jisim Cygnus X-1 tiga kali-ganda jisim Matahari. Ini menjadikannya satu bintang neutron. Walau macamanapun, kemungkinannya sebagai lohong hitam adalah amat besar.

Calun-calun yang lain

Sejak penemuan Cygnus X-1, calun-calun lohong hitam yang lain juga telah ditemui. Kesemuanya menunjukkan ciri-ciri yang sama, kekuatan sinaran-X, kelajuan turun-naik kecerahan sinarannya, jisim akhir melebihi 3 kali-ganda jisim Matahari. Sebagai contoh, A0620-00 dalam buruj Unicorn, LMC X-1 dan LMC X-3 dalam Large Magellanic Cloud dan V404 Cygni dalam buruj Cygnus. Contoh yang terakhir tersebut mungkin satu calun yang amat dipercayai disebabkan jisim minimanya melebihi 6 kali-ganda jisim Matahari, iaitu 2 kali-ganda jisim maksima bintang neutron.

Akhir sekali, kita sentuh sedikit tentang satu lagi jenis lohong hitam, satu jenis yang jauh lebih masif, yang terdapat di pusat galaksi-galaksi, dimana jisimnya boleh mencapai ke tahap beberapa billion jisim Matahari. Cerapan menggunakan cara lain telah menentukan dengan pasti keujudan lohong hitam supermasif. Hasilnya merupakan satu lagi cadangan yang menyokong ide dimana lohong hitam bermula dipenghujung hayat bintang.

Sekeliling lohong hitam

Gambaran artistik satu kematian bintang yang menghampiri satu lohong hitam. Tarikan daya pasang surut yang dihasilkan oleh lohong hitam tersebut dapat membengkok ruang-masa sehingga dia pecah dan mengeluarkan gas kandungannya. Fenomena ini bukan cuma teori saja, objek ini telah dicerapi dalam sinaran-X oleh satelit-satelit XMM dan Chandra dalam tahun 2004 di pusat galaksi RXJ1242-11. Kredit : ESA/S. Komossa

Sila bayangkan sehelai kain elastik yang mewakili ruang di dalam konsep relativiti. Dalam perspektif ini, lohong hitam merupakan satu bebola berat yang tenggelam ke dalam kain elastik ini menghasilkan satu lubang dimana bebola tersebut terus hilang dari pandangan. Keujudannya cuma dapat dibuktikan melalui pembentukan lubang tersebut. Begitu juga dengan lohong hitam, ia tidak dapat dilihati, kehadirannya cuma dapat dikesani melalui distorsi ruang-masa di sekitarnya.

Distorsi ruang-masa

Satu ciri-ciri yang paling memeranjatkan adalah yang melibatkan distorsi masa berdekatan dengan lohong hitam. Dari pandangan kita, masa bergerak lebih perlahan di dalam bidang tarikan graviti yang kuat. Dalam kes lohong hitam yang amat masif, kesan ini amat ketara. Bayangkan anda memerhati dari jauh kawan anda terjun ke dalam lohong hitam. Dalam pergerakannya menghampiri lohong hitam tersebut jam tangannya berdetik semakin perlahan. Detikan jarum jam tangan tersebut mengambil masa yang semakin memanjang, dari seminit menjadi sejam, dari sejam menjadi sehari. Apabila beliau sampai ke sempadan yang dipanggil Jejari Swartzchild, keseluruhan pergerakan kawan anda tersebut akan mengambil masa infiniti. Oleh yang demikian, kawan anda tersebut akan kelihatan membatu sepanjang masa.

Dari pandangan kawan anda pula, keadaan ini kelihatan bertentangan. Dari pandangannya, detikan jarum jam tangannya bergerak seperti biasa tetapi jarum jam tangan anda pula yang kelihatan bergerak semakin cepat; setiap pusingan mengambil masa yang semakin pendek dari seminit menjadi sesaat, dari sesaat menjadi semikro-saat. Kemudiannya, dia nampak umur bintang-bintang meningkat dalam masa sesaat. Sesampainya di sempadan Jejari Swartzchild, sejarah alam semesta masa depan muncul di depan matanya. Tidak perlu diingatkan bahawa tiada tikit perjalanan balik bagi kawan anda. Sesungguhnya, sempadan Jejari Swartzchild membenarkan perjalanan sehala saja.

Keterangan di atas sebenarnya tidak terlalu tepat. Sebenarnya, lohong hitam tidak dipenuhi dengan pakar angkasawan yang ketakutan. Terdapat satu lagi kesan berlaku yang serentak dengan perlambatan masa, iaitu pemanjangan gelombang sinaran cahaya. Dari pandangan kita, cahaya dipengaruhi oleh tarikan graviti mengikut efek Einstein. Semakin kuat tarikan graviti semakin memanjang gelombang sinaran cahaya. Menghampiri sempadan Jejari Swartzchild, kawan anda akan kelihatan kemerah-merahan sehingga cahaya tersebut keluar dari julat penglihatan manusia. Imejnya yang membeku di sempadan Jejari Swartzchild akan hilang sedikit demi sedikit sehingga ia meninggalkan satu tompok hitam.

Sila perhatikan kesan yang terakhir, yang amat dramatik, yang melibatkan daya tarikan graviti. Besar kemungkinan kawan anda tidak dapat melihat anda dengan senangnya. Tarikan graviti terlalu kuat, kelajuan tarikan tersebut meningkat, juga amat cepat. Sila bayangkan kawan anda jatuh kaki dahulu kearah lohong hitam. Bidang graviti mengurang bila jarak kejauhan dari pusat meningkat. Justeru itu, tarikan graviti adalah lebih kuat di tapak kakinya berbanding di hujung kepalanya. Ini menyebabkan kakinya akan jatuh lebih cepat berbanding kepalanya. Akibatnya daya pasang surut menggugat ketahanan dan kepaduannya, badannya akan menjadi tertarik semakin kuat mengakibat satu fataliti.

Lohong hitam berputar

Satu lagi fenomena yang menarik berlaku bila lohong hitam berputar. Ini dijangka terjadi agak kerap. Persamaan dari relativiti umum cuma dapat diselesaikan dalam tahun 1960an, membuktikan betapa kompleksnya persamaan Einstein tersebut. Satu ciri-ciri lohong hitam berputar ialah pusat singulariti yang tidak tetap tapi mengambil bentuk gegelang. Satu lagi fenomena yang menarik adalah ruang-masa di luar yang terheret bersama.

Pengaruh lohong hitam ke atas geometri ruang-masa adalah amat kuat. Putaran ini mempengaruhi geometri dan pergerakan objek-objek yang berdekatan menyebabkannya terikut berputar kearah yang sama. Pergerakan ini dapat diatasi jika objek-objek tersebut mampu berputar kearah bertentangan. Tetapi, semakin hampir ke satu kawasan yang dipanggil ergosphere, semakin sukar objek-objek tersebut untuk berhenti. Walaupun kuat usaha menentangnya, objek-objek tersebut akan tertarik juga oleh putaran ruang-masa lohong hitam, walaupun masih mampu mengelak dari sedutan ke dalam sempadan lohong hitam. Ergosphere ialah kawasan yang membolehkan kita lepas, sekiranya mampu, dari tarikan lohong hitam asalkan sempadan Jejari Swartzchild tidak dilintasi.

Lohong hitam dan maklumatnya

Sila perhatikan satu lagi ciri-ciri penting lohong hitam. Tidak seperti objek-objek lain di alam semesta, lohong hitam dapat dikenalpasti menggunakan sedikit parameter sahaja. Ia dapat dikenali melalui, jisimnya, momentum sudutannya, dan cas electriknya. Ciri-ciri ini mudah saja berbanding ciri-ciri bintang biasa yang melibatkan semua partikel-partikelnya, bentuknya, kedudukan dan tenaganya, yang memerlukan banyak data. Sebaliknya pula, ciri-ciri lohong hitam dapat dikenalpasti melalui tiga parameter tersebut sahaja. Sebabnya mudah: bila bintang runtuh dan mengecut menjadi lohong hitam, semua maklumat mengenai partikel-partikelnya hilang dibawah sempadan Jejari Swartzchild. Bintang tersebut seolah-olah hilang dari alam jagad tampak. Keujudannya dapat dikenalpasti sebagai pembengkokan ruang-masa yang dapat diterangkan melalui tiga nombor tersebut.

...

Lohong hitam

Lohong hitam XTE J1550-564 telah dicerapi oleh teleskop angkasa sinaran X Chandra. Lohong hitam ini adalah sebahagian daripada satu sistem kembaran dimana bintang kembarnya adalah satu bintang biasa. Sedikit demi sedikit gas kembar ini disedut oleh lohong hitam menghasilkan cakera pecutan di kelilingnya. Akibat geseran, gas ini menjadi panas mencapai suhu beberapa million degree. Jet partikel bertenaga kuat juga dikeluarkan pada sudut tepat dengan cakera pecutan. Imej-imej ini telah diambil dalam bulan Ogos 2000, Mac dan Jun 2002 yang menunjukkan lohong hitam ditengah dan jet partikel yang melancar keluar pada tahap kelajuan separuh kelajuan cahaya. Kredit : NASA/CXC/M.Weiss

Halaju lepas Bumi adalah ditentukan oleh kelajuan asal yang sesuatu objek perlu miliki supaya dapat bebas dari tarikan graviti planet kita. Kelajuan ini dianggarkan bernilai 11 kilometer se saat. Oleh yang demikian, untuk menghantar satu kapal-angkasa ke planet lain, kita perlu melancarkannya sekurang-kurangnya pada kelajuan ini. Kalau tidak, kapal-angkasa tersebut akan jatuh kembali ke Bumi atau berputar mengelilinginya seperti satu satelit. Begitu juga objek-objek selestial yang lain. Sebagai contoh, untuk lepas dari tarikan graviti Matahari, sesuatu objek perlu bergerak melebihi kelajuan 620 kilometer se saat.

Bila satu bintang masif hampir kepenghujung hayatnya ia akan runtuh. Graviti di permukaannya naik sehingga semakin susah untuk lepas keluar. Halaju lepas menjadi semakin tinggi. Tetapi setinggi mana naiknya halaju lepas itu ? Inilah yang telah merunsingkan fikiran Pierre Simon Laplace dipenghujung kurun ke-18. Apa yang akan terjadi seandainya halaju lepas ini mencapai kelajuan cahaya ?

Dipenghujung hayat bintang-bintang masif.

Dalam era astronomi moden, lohong hitam bukanlah satu objek hayalan, malah ia adalah satu objek realiti. Kita telah ketahui bahawa objek yang mempunyai jisim kurang daripada 1.4 kali-ganda jisim Matahari akan mati sebagai bintang kerdil putih. Begitu juga, bintang neutron tidak terbentuk sebegitu saja. Tekanan degenerasi neutron mampu menahan tekanan jisim bila ia kurang dari 3 kali-ganda jisim Matahari. Tetapi jisim bintang-bintang tidak terhad kepada kadar ini saja. Malah, kajian telah mendapati bahawa selepas letupan terakhir, bintang yang mempunyai jisim asal yang melebihi 40 kali-ganda jisim Matahari mati dengan jisim yang lebih dari had bintang neutron.

Dalam hal ini, semasa runtuhan terakhir, bintang masif ini tidak dapat menahan tarikan graviti. Proses ini tidak berhenti pada tahap bintang neutron, malah ia terus runtuh. Bila saiznya mengecil menghampiri garis-pusat 20 km, ketumpatan dan graviti bintang tersebut meningkat ke satu tahap dimana halaju lepas mencapai kelajuan cahaya.

Dalam kes extrim ini, fizik Newton tidak berupaya untuk memberi gambaran yang boleh dipercayai. Oleh yang demikian, kita perlu merujuk kepada teori relativiti umum untuk mengenalpasti objek selestial yang terbentuk ini. Teori Einstein menunjukkan distorsi dalam ruang-masa sekitar objek tersebut mengakibatkan tiada apa, walaupun cahaya, dapat bebas darinya. Bintang tersebut tidak dapat dicerap secara terus, ia cuma mendedahkankan diri melalui kekacauan yang kuat disekitarnya. Dalam keadaan ini, bintang tersebut telah menjadi lohong hitam.

Kehilangan cahaya ini berlaku bila cahaya menghampiri lohong hitam sehingga mencapai satu jarak tertentu yang dinamakan Jejari Schwartzchild. Jarak ini bergantung kepada jisim bintang tersebut. Jejari ini menentukan kedudukan permukaan lohong hitam sebab, cahaya atau objek yang menghampiri lohong hitam dan melintasi sempadan jejari tersebut tidak akan dapat lepas dari tarikannya. Ini mengakibatkan komunikasi dengan alam semesta kita tidak dapat berlaku. Bagi bintang ini pula, di sebelah dalam sempadan Jejari Swartzchild, material dan strukturnya akan terus runtuh sehingga mencapai tahap ketumpatan infinit, satu singulariti, di mana ruang dan masa bercampur aduk.