Kelompok globul

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Jump to navigation Jump to search
Kelompok globul Messier 80 dalam buruj Scorpius terletak kira-kira 30,000 tahun cahaya dari Matahari dan mengandungi ratusan ribu bintang.[1]

Kelompok globul ialah rumpun kumpulan bintang berbentuk sfera yang mengorbit teras galaksi sebagai satelit. Kelompok globul sangat terikat dengan graviti, yang memberi mereka bentuk bulat dan kepadatan bintang yang relatifnya tinggi ke arah pusat mereka. Nama kelompok bintang ini berasal daripada perkataan Latin globulus—sfera kecil. Kelompok globul kadang-kadang lebih dikenali sebagai globular.

Kelompok globul ditemui di halo galaksi dan mengandungi lebih banyak bintang dan jauh lebih tua daripada kelompok terbuka yang kurang padat, yang terdapat dalam cakera galaksi. Kelompok globul cukup umum; terdapat kira-kira 150[2] hingga 158[3] buah kelompok globul yang dikenali di Bima Sakti, dengan mungkin 10 hingga 20 buah lagi masih belum ditemui[4]. Galaksi yang lebih besar boleh mempunyai lebih banyak: Galaksi Andromeda, misalnya, mungkin mempunyai sebanyak 500 buah[5]. Beberapa galaksi elips (terutamanya yang berada di pusat-pusat kelompok galaksi), seperti M87,[6] mempunyai sebanyak 13,000 buah kluster globul.

Setiap galaksi dengan jisim yang mencukupi dalam Kumpulan Tempatan mempunyai rangkaian kelompok globul, dan hampir setiap galaksi besar yang ditinjau telah didapati memiliki sistem kelompok globul.[7] Galaksi kerdil Sagittarius dan Canis dilihat sekaan-akan sedang dalam proses mendermakan rangkaian kelompok globul mereka (seperti Palomar 12) ke Bima Sakti.[8] Ini menunjukkan berapa banyak kelompok globul galaksi ini mungkin telah diperoleh pada masa lalu.

Walaupun kelihatan bahawa kelompok globul mengandungi beberapa bintang pertama yang dihasilkan di dalam galaksi, asal-usul mereka dan peranannya dalam evolusi galaksi masih belum jelas. Jelas bahawa kelompok globul berbeza jauh dari galaksi elips kerdil dan dibentuk sebagai sebahagian daripada pembentukan bintang bagi galaksi induk berbanding sebagai galaksi yang berasingan.[9]

Sejarah pemerhatian[sunting | sunting sumber]

Penemuan awal kelompok globul
Nama kelompok Ditemui oleh Tahun
M22 Abraham Ihle 1665
ω Cen Edmond Halley 1677
M5 Gottfried Kirch 1702
M13 Edmond Halley 1714
M71 Philippe Loys de Chéseaux 1745
M4 Philippe Loys de Chéseaux 1746
M15 Jean-Dominique Maraldi 1746
M2 Jean-Dominique Maraldi 1746

Kelompok globul yang pertama dikenali, sekarang dipanggil M22, ditemui pada tahun 1665 oleh Abraham Ihle, ahli astronomi amatur Jerman.[10] Walau bagaimanapun, memandangkan apertur kecil teleskop ketika itu, bintang-bintang individu dalam kelompok globul tidak dileraikan sehingga Charles Messier mengamati M4 pada 1764.[11] Lapan kelompok pertama yang ditemui ditunjukkan di dalam jadual. Selepas itu, Abbé Lacaille akan menyenaraikan NGC 104, NGC 4833, M55, M69, dan NGC 6397 dalam katalog 1751–52. M sebelum nombor merujuk kepada katalog Charles Messier, sementara NGC adalah dari Katalog Umum Baru (New General Catalogue) oleh John Dreyer

Apabila William Herschel memulakan tinjauan langit secara komprehensif dengan menggunakan teleskop besar pada tahun 1782, terdapat 34 buah kelompok globul yang diketahui. Herschel menemui 36 buah lagi dan merupakan yang pertama untuk meleraikan hampir semuanya menjadi bintang-bintang. Dia mencipta istilah "kelompok globul" dalam Katalog Seribu Kedua Nebula dan Kelompok Bintang (Catalogue of a Second Thousand New Nebulae and Clusters of Stars) yang diterbitkan pada 1789.[12] Jumlah kelompok globul ditemui terus meningkat, mencapai 83 buah pada 1915, 93 buah pada tahun 1930 dan 97 buah pada tahun 1947. Sejumlah 152 buah kelompok globul kini telah ditemui di galaksi Bima Sakti, daripada jumlah keseluruhan 180 ± 20 buah[13]. Kelompok-kelompok globul tambahan yang belum ditemui ini dipercayai tersembunyi di sebalik gas dan habuk Bima Sakti

Bermula pada tahun 1914, Harlow Shapley memulakan satu siri kajian tentang kelompok globul, yang diterbitkan dalam kira-kira 40 kertas saintifik. Dia meneliti bintang RR Lyrae berubah dalam kelompok (yang dianggapkannya Cepheid berubah) dan menggunakan hubungan jangka masa cahaya untuk perkiraan jarak. Kemudian, didapati bahawa RR Lyrae berubah lebih malap daripada Cepheid berubah, yang menyebabkan Shapley terlebih anggar jarak jauh dari kelompok.[14]

NGC 7006 ialah kelompok globul Kelas I yang sangat padat.

Daripada kelompok-kelompok globul dalam Bima Sakti, majoriti ditemui dalam halo di sekitar teras galaksi, dan majoriti besar terletak di langit samawi yang berpusat pada teras. Pada tahun 1918, taburan yang sangat tidak simetri ini digunakan oleh Shapley untuk membuat penentuan dimensi keseluruhan galaksi. Dengan menganggap taburan sfera globul secara di sekeliling pusat galaksi, beliau menggunakan kedudukan kluster untuk menganggarkan kedudukan Matahari berbanding dengan pusat galaksi.[15] Walaupun anggaran jaraknya adalah dalam ralat yang ketara (walaupun dalam darjah magnitud yang sama seperti nilai yang diterima sekarang), ia menunjukkan bahawa dimensi galaksi adalah jauh lebih besar daripada yang difikirkan sebelumnya. Ralatnya disebabkan oleh debu antara bintang dalam Bima Sakti, yang menyerap dan mengurangkan jumlah cahaya dari objek jauh, seperti kelompok globul, yang sampai ke Bumi, sehingga menjadikannya kelihatan lebih jauh berbanding kedudukan sebenar.

Pengukuran Shapley juga menunjukkan bahawa Matahari agak jauh dari pusat galaksi, juga bertentangan dengan apa yang sebelum ini telah disimpulkan daripada taburan bintang biasa yang hampir sekata. Pada kenyataannya, kebanyakan bintang biasa terletak di dalam cakera galaksi dan bintang-bintang yang terletak di arah pusat galaksi dan di luarnya dikaburkan oleh gas dan habuk, manakala kelompok globul berada di luar cakera dan dapat dilihat pada jarak jauh.

Pengkelasan[sunting | sunting sumber]

Shapley kemudiannya dibantu dalam kajiannya terhadap kelompok oleh Henrietta Swope dan Helen Battles Sawyer (kemudian Hogg). Pada tahun 1927-29, Shapley dan Sawyer mengkategorikan kelompok mengikut tahap penumpuan setiap sistem ke arah terasnya. Kelompok-kelompok yang paling pertumpu dikenalpasti sebagai Kelas I, dengan kepekatan berkonsep berkurang yang berkisar antara Kelas XII. Ini dikenali sebagai Kelas Penumpuan Shapley–Sawyer (kadang-kadang diberikan dengan nombor [Kelas 1-12] dan bukannya angka Romawi.) Pada tahun 2015, jenis kelompok globul baru dicadangkan berdasarkan data pemerhatian, kelompok globul gelap.[16]

Pembentukan[sunting | sunting sumber]

NGC 2808 mengandungi tiga generasi bintang yang berbeza.[17] Imej NASA

Pembentukan kelompok globul tetap menjadi fenomena yang kurang difahami dan masih tidak menentu sama ada bintang-bintang dalam kelompok globul terbentuk dalam satu generasi tunggal atau diwujudkan dalam pelbagai generasi selama beberapa ratus juta tahun. Dalam banyak kelompok globul, kebanyakan bintang berada di tahap yang sama dalam evolusi najam, menunjukkan bahawa mereka terbentuk pada masa yang sama.[18] Walau bagaimanapun, sejarah pembentukan bintang berbeza dari kelompok ke kelompok, dengan beberapa kelompok yang menunjukkan populasi bintang yang berbeza. Contohnya kelompok-kelompok globul dalam Awan Magellan Besar (LMC) yang memperlihatkan populasi bimod. Semasa usia masih muda, kelompok LMC ini mungkin menghadapi awan molekul gergasi yang mencetuskan pembentukan bintang pusingan kedua.[19] Tempoh pembentukan bintang ini agak ringkas, berbanding dengan umur kebanyakan kelompok globul.[20] Ia juga telah dicadangkan bahawa alasan untuk kepelbagaian ini dalam populasi bintang boleh mempunyai asal yang dinamik. Di dalam galaksi Antena, sebagai contoh, Teleskop Angkasa Hubble telah mengamati kelompok, wilayah di galaksi yang merangkumi beratus-ratus parsek, di mana banyak kelompok akhirnya akan bertembung dan bergabung. Ramai di antara mereka memperlihatkan julat yang signifikan dalam usia, juga mungkin kelogaman, dan penggabungan mereka dapat membawa kepada kumpulan dengan bimod atau lebih banyak pembahagian populasi.[21]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ The Hubble Heritage team (1999-07-01). "Hubble Images a Swarm of Ancient Stars". HubbleSite News Desk. Space Telescope Science Institute. Dicapai 2006-05-26. 
  2. ^ Harris, William E. (February 2003). "CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS: THE DATABASE". Dicapai 2009-12-23. 
  3. ^ Frommert, Hartmut (August 2007). "Milky Way Globular Clusters". SEDS. Dicapai 2008-02-26. 
  4. ^ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). "The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies". Astrophysical Journal, Part 1. 384: 50–61. Bibcode:1992ApJ...384...50A. doi:10.1086/170850. 
  5. ^ Barmby, P.; Huchra, J. P. (2001). "M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness". The Astronomical Journal. 122 (5): 2458–2468. arXiv:astro-ph/0107401Boleh diakses secara percuma. Bibcode:2001AJ....122.2458B. doi:10.1086/323457. 
  6. ^ McLaughlin, Dean E.; Harris, William E.; Hanes, David A. (1994). "The spatial structure of the M87 globular cluster system". Astrophysical Journal. 422 (2): 486–507. Bibcode:1994ApJ...422..486M. doi:10.1086/173744. 
  7. ^ Harris, William E. (1991). "Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 29 (1): 543–579. Bibcode:1991ARA&A..29..543H. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002551. 
  8. ^ Dinescu, D. I.; Majewski, S. R.; Girard, T. M.; Cudworth, K. M. (2000). "The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy". The Astronomical Journal. 120 (4): 1892–1905. arXiv:astro-ph/0006314Boleh diakses secara percuma. Bibcode:2000AJ....120.1892D. doi:10.1086/301552. 
  9. ^ Lotz, Jennifer M.; Miller, Bryan W.; Ferguson, Henry C. (September 2004). "The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos". The Astrophysical Journal. 613 (1): 262–278. arXiv:astro-ph/0406002Boleh diakses secara percuma. Bibcode:2004ApJ...613..262L. doi:10.1086/422871. 
  10. ^ Sharp, N. A. "M22, NGC6656". REU program/NOAO/AURA/NSF. Dicapai 2006-08-16. 
  11. ^ Boyd, Richard N. (2008). An introduction to nuclear astrophysics. University of Chicago Press. m/s. 376. ISBN 0-226-06971-0. 
  12. ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. "Clobular Star Clusters". The Messier Catalog. SEDS. Diarkibkan daripada asal pada 19 June 2015. Dicapai 19 June 2015. 
  13. ^ Ralat petik: Tag <ref> tidak sah; teks bagi rujukan milky way2 tidak disediakan
  14. ^ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1998). Globular cluster systems. Cambridge astrophysics series. 30. Cambridge University Press. m/s. 2. ISBN 0-521-55057-2. 
  15. ^ Shapley, Harlow (1918). "Globular Clusters and the Structure of the Galactic System". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 30 (173): 42+. Bibcode:1918PASP...30...42S. doi:10.1086/122686. 
  16. ^ "The Very Large Telescope discovers new kind of globular star cluster". Astronomy. May 13, 2015. Dicapai May 14, 2015. 
  17. ^ Piotto, G.; dll. (May 2007). "A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808". The Astrophysical Journal. 661 (1): L53–L56. arXiv:astro-ph/0703767Boleh diakses secara percuma. Bibcode:2007ApJ...661L..53P. doi:10.1086/518503. 
  18. ^ Chaboyer, B.. "Globular Cluster Age Dating". 245. m/s. 162–172.
  19. ^ Piotto, Giampaolo (June 2009). "Observations of multiple populations in star clusters". 258. m/s. 233–244. doi:10.1017/S1743921309031883.
  20. ^ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L. (2007-05-02). "Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster". Hubble News Desk. Dicapai 2007-05-01. 
  21. ^ Amaro-Seoane, P.; Konstantinidis, S.; Brem, P.; Catelan, M. (2013). "Mergers of multimetallic globular clusters: the role of dynamics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (1): 809–821. arXiv:1108.5173Boleh diakses secara percuma. Bibcode:2013MNRAS.435..809A. doi:10.1093/mnras/stt1351. 

Sumber am[sunting | sunting sumber]

  • NASA Astrophysics Data System has a collection of past articles, from all major astrophysics journals and many conference proceedings.
  • SCYON is a newsletter dedicated to star clusters.
  • MODEST is a loose collaboration of scientists working on star clusters.

Buku[sunting | sunting sumber]

  • Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Galactic Dynamics (edisi First). Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08444-0. 
  • Heggie, Douglas; Hut, Piet (2003). The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-77486-1. 
  • Spitzer, Lyman (1987). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08460-2. 

Semakan artikel[sunting | sunting sumber]

  • Elson, Rebecca; Hut, Piet; Inagaki, Shogo (1987). Dynamical evolution of globular clusters. Annual review of astronomy and astrophysics 25 565. Bibcode1987ARA&A..25..565E
  • Meylan, G.; Heggie, D. C. (1997). Internal dynamics of globular clusters. The Astronomy and Astrophysics Review 8 1. Bibcode1997A&ARv...8....1M

Pautan luar[sunting | sunting sumber]