Pada 3 September lalu, Herschel diarahkan ke suatu reservoir kabut gas dingin di konstelasi Salib Selatan (Southern Cross) di dekat bidang galaksi. Saat teleskop tersebut memindai langit, perangkat Spectral and Photometric Imaging REceiver, SPIRE, dan Photoconductor Array Camera and Spectrometer, PACS mengambil sejumlah citra dari daerah yang terletak di sekitar 60° dari pusat galaksi, ribuan tahun cahaya dari bumi.

Lima panjang gelombang inframerah telah dikodekan dalam bentuk warna-warni untuk memungkinkan para ilmuwan membedakan material yang sangat dingin (merah) dengan lingkungan sekitarnya yang sedikit lebih hangat (biru).

Citra ini mengungkap struktur pada material di Galaksi kita, dalam bentuk yang belum pernah disaksikan sebelumnya. Bahkan sebelum ada analisis yang lebih rinci, para ilmuwan telah mengumpulkan informasi mengenai kuantitas material, massa, temperatur, komposisi, dan apakah struktur tersebut sedang runtuh untuk membentuk bintang-bintang baru.

Citra dari instrumen SPIRE (atas) dan PACS (bawah) yang diambil oleh teleskop Herschel (Gambar: ESA)

Bahwa area yang gelap dan dingin semacam ini ternyata penuh dengan aktifitas adalah hal yang tak terduga. Namun citra-citra itu juga mengungkapkan adanya gejolak yang mengejutkan: material antarbintang berkondensasi menjadi filamen yang memalar (continous) dan saling terhubung yang berpendar dari cahaya yang dipancarkan oleh bintang-bintang yang baru lahir pada berbagai tingkat perkembangan. Galaksi kita adalah galaksi yang secara konstan melahirkan bintang-bintang generasi baru.

Bintang-bintang terbentuk dari lingkungan yang digin dan padat, dan dalam citra-citra tersebut, mudah untuk menemukan tempat dimana terdapat filamen bintang yang tengah membentuk, suatu pekerjaan yang sangat sulit untuk dilakukan pada citra dengan panjang gelombang tunggal.

Biasanya, dalam daerah yang penuh sesak semacam ini, terletak di bidang galaksi kita dan mengandung banyak kabut molekular sejauh mata memandang, para astronom akan mengalami kesulitan untuk melihat secara lebih detail. Namun instrumen inframerah Herschel yang canggih memudahkan pekerjaan itu, melihat kedalam kabut yang suram dalam cahaya kasatmata, dan menyaksikan pendar dari debu itu sendiri. Observasi ini tidak mungkin untuk dilakukan dengan peralatan yang berbasis di darat.

Hasilnya adalah pemandangan dari struktur jejaring filamen yang menakjubkan, dan fitur-fitur yang mengindikasikan rantai peristiwa formasi bintang yang hampir simultan, gemerlap laksana rangkaian mutiara, jauh di kedalaman galaksi kita. (www.esa.int)

Kunci keberhasilan studi ini adalah Keck Interferometer Nuller (KIN), suatu perangkat yang mengkombinasikan cahaya yang tertangkap oleh masing-masing teleskop raksasa tersebut, sedemikian rupa sehingga memungkinkan para peneliti mempelajari objek redup yang biasanya tenggelam oleh cemerlangnya cahaya bintang di dekatnya. “Ini adalah cakram kompak pertama yang dideteksi oleh KIN, dan menunjukkan kemampuannya untuk mendeteksi kabut debu yang ratusan kali lebih kecil daripada yang bisa dilihat oleh teleskop konvensional,” jelas Christopher Stark, astronom di Goddard Space Flight Center, NASA, di Greenbelt, Madison, yang memimpin tim peneliti.

Dengan menggabungkan pancaran cahaya yang diterima oleh kedua teleskop dengan cara tertentu, KIN pada dasarnya membuat suatu “blind spot” yang menghalangi pancaran cahaya bintang yang tak diperlukan namun memungkinkan sinyal redup yang berdekatan – seperti cahaya dari cakram debu yang melingkupi bintang – untuk menembusnya.

Pada bulan April 2007, tim yang sama mengamati bintang target, 51 Ophiuchi, bintang tipe B yang muda dan panas sejauh 410 tahun cahya di konstelasi Ophiuchus. Para astronom menduga bahwa bintang tersebut beserta cakram yang melingkupinya merepresentasikan contoh yang langka dan dekat dari sistem planeter muda yang sedang memasuki fase terakhir dari pembentukan planet-planetnya, walaupun masih belum diketajio apakah planet-planet tersebut benar-benar telah membentuk.

“Observasi terkini kami menunjukkan bahwa 51 Ophiuchi adalah sistem protoplanet (calon planet) yang indah dengan suatu kabut debut dari komet dan asteroid yang sangat dekat dengan bintang induknya,” timpal Marc Kuchner, astronom di Goddard yang juga anggota dari tim peneliti.

Sistem planeter adalah tempat yang sangat berdebu. Kebanyakan diantara debu di tata surya kita terbentuk didalam garis orbit Jupiter, saat komet-komet mengalami kehancuran di dekat Matahari dan asteroid dalam berbagai ukuran saling berbenturan. Kabut ini merefleksikan cahaya matahari dan sewaktu-waktu dapat dilihat sebagai pendar cahaya di langit – dikenal sebagai cahaya zodiak (zodiacal light) – sebelum matahari terbit atau terbenam.

Kabut debu di sekeliling bintang lain yang terbentuk melalui proses yang sama disebut sebagai kabut “exozodiacal”. “Studi kami menunjukkan bahwa cakram di 51 Ophiuchi lebih dari 100.000 kali lebih tebal daripada kabut zodiak di tata surya kita,” jelas Stark. “Hal ini menunjukkan bahwa sistem ini masih relatif muda, dengan banyak benda angkasa yang saling berbenturan yang menghasilkan sejumlah besar debu.”

Untuk menguraikan struktur dari kabut debu bintang tersebut, tim peneliti mengkombinasikan hasil observasi KIN pada berbagai panjang gelombang dengan studi sebelumnya yang memanfaatkan Teleskop Antariksa Spitzer dan perangkat Very Large Telescope Interferometer di European Southern Observatory di Chile.

Cakram bagian luar mulai membentuk pada sekitar dimana cakram bagian dalam berakhir dan mencapai jarak sekitar 1.200 AU. Penanda inframerahnya menunjukkan bahwa cakram tersebut terutama tersusun atas partikel debu dengan volume hanya 1 persen dari ukuran debu yang sama di cakram bagian dalam, atau setara dengan partikel pada asap. Perbedaan lainnya: cakram bagian luar terlihat lebih menyebar, hingga jauh keluar dari bidang orbitnya ketimbang cakram bagian dalam.

“Kami menduga bahwa cakram bagian dalam mendorong pengembangan cakram bagian luar,” jelas Kuchner. Saat asteroid dan komet saling berbenturan hingga menghasilkan debu, partikel yang lebih besar secara alami berpilin ke arah bintang. Namun tekanan dari cahaya bintang menekan partikel-partikel yang lebih kecil keluar dari sistem. Proses ini, yang juga terjadi di tata surya kita, nampaknya bekerja lebih baik di sekitar 51 Ophiuchi, bintang yang 260 kali lebih cemerlang daripada Matahari.

Penemuan ini telah dipublikasikan melalui Astrophysical Journal edisi 1 Oktober lalu. (www.nasa.gov/goddard)

Tim yang beranggotakan para astronom berkebangsaan Jerman dan Amerika Serikat yang melakukan observasi ini menunjukkan bahwa bintang kerdil putih tersebut adalah dari jenis yang terpanas yang diketahui sejauh ini, dengan suhu mencapai 200.000 Kelvin pada permukaannya. Sedemikian panasnya hingga fotosfernya menunjukkan garis-garis emisi dalam spektrum ultraviolet — fenomena yang tidak pernah ditemui sebelumnya. Emisi tersebut berasal dari kalsium yang sangat terionisasi, yang merupakan tingkat ionisasi tertinggi dari elemen kimia yang pernah ditemui dalam spektrum fotosfer bintang.

Bintang dengan massa menengah (1-8 kali massa matahari) mengakhiri hidupnya sebagai bintang kerdil putik seukuran Bumi setelah menghabiskan seluruh bahan bakar nuklirnya. Selama masa transisi antara sebagai bintang yang membakar persediaan nuklirnya hingga menjadi kerdil putih, bintang akan menjadi sangat panas. Banyak diantara objek-objek semacam itu dengan temperatur permukaan sekitar 100.000 K kini telah dikenali. Teori mengenai evolusi bintang memprediksi bahwa bintang-bintang semacam itu dapat jauh lebih panas. Namun demikian, peluang untuk dapat mengamati bintang dalalam keadaan sedemikian panas sangat tipis, karena fase ini hanya berlangsung dalam waktu yang singkat.

Sejak ditemukan sebagai sebuah bintang biru redup pada 1985, KPD 0005+5106 telah menarik banyak perhatian dikarenakan spektrum optik yang diambil menggunakan teleskop berbasis darat menunjukkan bahwa bintang kerdil putih ini memiliki suhu yang teramat panas. Bintang tersebut telah dikelompokkan kedalam kelas khusus yang beranggotakan bintang-bintang kerdil putih yang langka, dimana atmosfernya didominasi oleh helium. Analisis yang lebih mendetail dari spektra tersebut, dikombinasikan dengan observasi ultraviolet yang dilakukan oleh teleskop antariksa Hubble memberikan kesimpulan bahwa KPD 0005+5106 memiliki temperatur sekitar 120.000 Kelvin, yang membuatnya menjadi anggota terpanas dari kelasnya. Bintang tersebut telah memiliki “rival” yang sama panasnya, sebuah bintang kerdil putih panas yang ditemukan beberapa tahun lalu oleh Sloan Digital Sky Survey.

Observasi dengan FUSE dilakukan dengan spektroskopi pada panjang gelombang far-ultraviolet, yang tidak dapat dilakukan oleh HST. Selama masa operasionalnya (1999-2007), FUSE secara teratur mengobservasi KPD 0005+5106 dikarenakan bintang tersebut digunakan sebagai target kalibrasi untuk menguji performa teleskopnya. Sekelompok astronom, diantaranya K. Werner, T. Rauch, dan J.W. Kruk, memanfaatkan semua data yang terkumpul untuk membuat datasheet dengan kualitas yang sangat baik. Pengamatan yang lebih teliti mengungkapkan keberadaan dua garis emisi dari kalsium, dan permodelan atmosfer bintang yang terperinci mengkonfirmasikan bahwa garis emisi tersebut berasal dari daerah fotosfer. Analisis tersebut membuktikan bahwa temperatur bintang tersebut haruslah berkisar 200.000 Kelvin agar dapat memancarkan garis emisi semacam itu.

Walaupun teori telah memprediksikan keberadaan bintang kerdil putih yang panas semacam itu, namun demikian komposisi bintang tersebut merupakan sebuah tantangan terhadap konsep kita mengenai evolusi bintang. Kelimpahan kalsium yang terukur (1-10 kali kelimpahan pada matahari) dikombinasikan sifat atmosfer yang kaya akan helium merepresentasikan komposisi kimia yang tidak diprediksi oleh model evolusi bintang. (aanda.org)

“Pusat sebuah galaksi adalah laboratorium yang unik, dimana kita dapat mempelajari proses-proses fundamental dari gravitrasi kuat, dinamika dan formasi bintang yang kesemuanya itu memiliki relevansi dengan semua inti galaksi, dengan detail yang tidak mungkin diperoleh diluar galaksi kita,” jelas Reinhard Genzel, pimpinan tim dari Max-Planck-Institute for Extraterrestrial Physics di Garching dekat Munich, Jerman.

Debu antarbintang yang mengisi galaksi telah menghalangi pandangan langsung kita ke daerah pusat galaksi dalam cahaya tampak. Karena itu, para astronom menggunakan gelombang inframerah yang dapat menembus kabut debu untuk dapat mempelajari daerah tersebut. Walaupun upaya ini merupakan sebuah tantangan teknologi, namun hasilnya cukup sepadan. “Pusat galaksi menyimpan lubang hitam supermasif terdekat yang diketahui. Karena itu, menjadi tempat terbaik untuk mempelajari lubang hitam secara detail.” Demikian menurut Stefan Gillessen, penulis utama paper yang memuat hasil penelitian ini.

Kelompok tersebut menggunakan bintang-bintang di pusat galaksi sebagai “partikel percobaan” (test particles) dengan mengamati bagaimana mereka bergerak di sekeliling Sagittarius A*. Seperti halnya gerak jatuh dedaunan di udara dingin yang mengungkap aliran udara yang kompleks, bintang di pusat menunjukkan gaya-gaya yang berhubungan yang bekerja di inti galaksi. Observasi ini dapat digunakan untuk menyimpulkan properti lubang hitam itu sendiri, seperti massa dan jaraknya. Studi ini juga menunjukkan bahwa setidaknya 96% dari massa yang dirasakan oleh bintang-bintang tersebut berasal dari lubang hitam. Dengan demikian, hanya tersisa sedikit ruang untuk materi gelap lainnya.

“Tidak diragukan lagi, aspek paling spektakuler dari studi jangka panjang kami adalah memberikan apa yang sekarang dianggap sebagai bukti empiris terbaik bahwa lubang hitam supermasif memang betul-betul ada. Bintang-bintang yang mengorbit pusat galaksi menunjukkan bahwa konsentrasi pusat massa sebesar empat juta kali massa matahari pastilah sebuah lubang hitam,” jelas Genzel. Observasi ini memungkinkan para astronom untuk menentukan jarak kita dari pusat galaksi dengan presisi tinggi, yang kini terukur sebesar 27.000 tahun cahaya.

Diperlukan studi selama bertahun-tahun untuk membangun gambaran dari jantung Bima Sakti dan mengkalkulasi orbit dari bintang-bintang secara individual. Tidak kurang dari 16 tahun kerja penuh dedikasi untuk mencapai penemuan ini. Dimulai dari observasi tahun 1992 dengan kamera SHARP yang dipasang pada perangkat New Technology Telescope berdiameter 3,5 meter milik European Space Observatory (ESO) di observatorium La Silla, Chile. Observasi lanjutan dilakukan sejak 2002 menggunakan dua instrumen yang dipasang pada Very Large Telescope (VLT) berdiameter 8,2 meter, juga milik ESO. Total 50 malam observasi dengan teleskop ESO dalam kurun waktu lebih dari 16 tahun telah dihabiskan untuk penemuan ini.

Hasil kerja mereka meningkatkan akurasi saat mana para astronom dapat mengukur posisi dari bintang dengan faktor enam, dibandingkan dengan studi-studi sebelumnya. Presisi final yang dapat dicapai adalah 300 mikrodetikbusur, ekuivalent dengan melihat sekeping koin satu euro dari jarak sekitar 10.000 km.

Untuk pertama kalinya bintang-bintang yang telah diketahui orbitnya mencapai jumlah yang cukup besar untuk dapat memperlihatkan sifat-sifat umumnya. “Bintang-bintang di sekitar pusat galaksi memiliki orbit acak, mirip seperti sekawanan lebah,” terang Gillessen. “Namun demikian, sejauh ini 6 diantara 28 bintang diketahui mengorbit lubang hitam dalam sebuah cakram. Dari segi ini, studi ini juga mengkonfirmasi secara eksplisit hasil penelitian terdahulu dimana cakram ini telah ditemukan walaupun hanya secara statistik.”

Salahsatu bintang, dikenal sebagai S2, mengorbit pusat Bima Sakti sedemikian cepat hingga dapat menyelesaikan satu revolusi penuh dalam 16 tahun periode studi tersebut. Pengamatan terhadap S2 dalam satu orbit penuh memberikan kontribusi penting terhadap akurasi tinggi yang dicapai, dan untuk memahami daerah tersebut. Namun demikian, studi ini masih menyisakan misteri seperti bagaimana bintang-bintang muda berada pada orbit yang sekarang diamati. Bintang-bintang itu terlalu muda untuk bermigrasi dalam jarak jauh, namun lebih kecil lagi kemungkinannya bahwa mereka terbentuk pada orbit mereka yang sekarang, dibawah pengaruh gaya pasang-surut (tidal forces) dari lubang hitam. Menariknya, observasi yang akan datang telah direncanakan untuk menguji sejumlah model teoretis yang mencoba memecahkan teka-teki ini.

Namun demikian, studi ini membutuhkan resolusi angular yang lebih tinggi dari yang saat ini tersedia. Dimasa mendatang ESO akan segera dapat memenuhi resolusi yang dibutuhkan dengan memanfaatkan teknik interferometri. Teknik ini memungkinkan para astronom untuk menggabungkan berkas cahaya yang ditangkap oleh empat unit teleskop berdiameter 8,2 meter milik VLT. Teknik ini akan meningkatkan akurasi observasi dengan faktor 10 hingga 100 dari yang selama ini dimungkinkan. Kombinasi tersebut bahkan potensial untuk secara langsung menguju teori relativitas umum Einstein pada daerah yang saat ini belum dieksplorasi di dekat lubang hitam. (www.eso.org/public)

Sebagaimana dijelaskan oleh Dr. Roger Wesson, fisikawan dan astronom UCL, pada akhir hidupnya sebagian bintang akan mengalami ledakan nova, yang disebabkan oleh reaksi nuklir pada permukaannya. Pada agustus 2007, ledakan bintang semacam ini telah ditemukan di suatu bagian langit yang secara kebetulan sedang diamati hanya beberapa minggu sebelumnya. Citra pra-ledakan menunjukkan bahwa bintang tersebut diselubungi oleh nebula planeter.

Walaupun beberapa nova telah ditemukan setiap tahun di galaksi kita, ini hanyalah kali kedua dimana suatu nova terlihat berada dalam nebula planeter – yang pertama teramati pada 100 tahun lalu. Kini berkas cahaya dari ledakan tersebut telah melewati dan menerangi nebula yang melingkupinya. Keberadaan objek ini merupakan tantangan serius terhadap teori saat ini mengenai bagaimana bintang berevolusi dan dapat berlaku sebagai “Batu Rosetta” dalam memahami sebagian aspek dari kehidupan bintang-bintang.

Citra pra-ledakan diambil sebagai bagian dari proyek Isaac Newton Telescope Photometric HAlpha Survey (IPHAS), survey digital pertama dari Bima Sakti dalam cahaya tampak, dan yang paling komprehensif dalam cahaya yang diemisikan oleh hidrogen (elemen yang paling berlimpah di alam semesta).

Bintang yang meledak tersebut merupakan sebuah nova, suatu peristiwa yang dipicu oleh perpindahan materi dari satu bintang dalam sistem bintang ganda dekat (close binary star) kepada bintang pasangannya. Nebula yang melingkupi nova ini adalah nebula planeter, yang semestinya telah terbentuk pada fase awal keberadaan bintang ganda, saat lapisan terluar dari salah satu bintang mengalami pelepasan. Hanya ada satu nova yang sebelumnya telah teramati yang terjadi didalam nebula planeter, yakni Nova Persei pada 1901. Kesempatan untuk menyaksikan secara detail saat letupan nova berinteraksi dengan nebula adalah yang pertama kalinya dalam sejarah astronomi.

Nova baru ini, dikenal sebagai V458 Vulpeculae (V458 Vul), menyediakan pengujian penting terhadap permodelan mengenai bagaimana bintang berevolusi. Analisis juga menunjukkan bahwa kombinasi massa dari kedua bintang yang menghasilkan ledakan dapat cukup besar hingga sewaktu-waktu kedua bintang dapat saling berpilin sehingga menghasilkan ledakan supernova yang jauh lebih besar. Aturan bahwa nova di masa depan potensial menjadi supernova masih sangat sulit untuk dianalisis secara detail, dan dengan demikian V458 Vul menyediakan kesempatan bagi para ilmuwan untuk mempelajari lebih dalam mengenai aspek ini dalam evolusi bintang.

Studi ini dipublikasikan melalui Astrophysical Journal Letters pada 20 November 2008. Citra nebula di sekeliling V458 Vul beserta animasi yang menunjukkan perubahan setelah ledakan dapat dilihat di http://www.star.ucl.ac.uk/~rwesson/novavul (www.ucl.ac.uk)

Emisi H-alpha hanya muncul pada kelahiran bintang yang sangat masif. Para astronom sepakat bahwa bintang yang masif maupun kurang masif selalu terlahir dengan rasio tertentu. Satu “bayi H-alpha” diperkirakan ditemani oleh 230 bintang dengan massa yang terlalu kecil untuk memancarkan radiasi H-alpha.

Namun demikian, observasi terkini telah mementahkan teori ini. Pada pinggiran suatu galaksi cakram (sejenis dengan Bima Sakti kita), pancaran radiasi H-alpha didapati menghilang secara tiba-tiba. Berdasarkan kenyataan tersebut, selama ini para astronom beranggapan bahwa tidak ada bintang yang terlahir di daerah ini. Seperti yang dinyatakan oleh Jan Pflamm-Altenburg dari Argelander Institute of Astronomy di Bonn University, kesimpulan ini didasarkan pada sedikitnya volume materi gas yang eksis untuk dapat membentuk bintang baru.

Pengamatan melalui satelit baru-baru ini telah mengungkap bahwa bintang-bintang ternyata tetap membentuk diluar batasan H-alpha. Bintang-bintang tersebut, tanpa kecuali, massanya terlalu kecil untuk memancarkan radiasi H-alpha. Sebagai konsekuensinya, rasio numerik 230 bintang bermassa kecil berbanding satu bintang besar tidak berlaku pada pinggiran galaksi. “Observasi ini dipresentasikan kepada komunitas astronomi sebagai teka-teki yang belum terpecahkan,” jelas Prof. Dr. Pavel Kroupa dari Argelander Institute.

Kroupa dan Pflamm-Altenburg tiba pada kesimpulan yang menurut mereka, pada dasarnya sangat sederhana. Mereka mencatat bahwa kelahiran bintang tidak terdistribusi secara merata di seluruh galaksi, namun terfokus pada kluster bintang. Dan hanya kluster besar dengan massa besar yang memproduksi bintang masif, yakni bintang yang dapat memancarkan emisi H-alpha. Namun kluster bintang-bintang masif biasanya terdapat pada daerah inti dari galaksi cakram, sementara di pinggiran galaksi didominasi oleh kluster yang lebih kecil yang melahirkan bintang-bintang bermassa kecil pula.

Dengan demikian, rasio numerik 230 berbanding 1 hanya valid pada pusat galaksi. Sementara pada pinggiran galaksi, setiap “bayi H-alpha” mungkin didampingi seribu, bahkan lebih bintang dengan massa kecil. Para astronom yang selalu berpegang pada faktor yang sama saat mengkalkulasi jumlah formasi (pembentukan) bintang melalui radiasi H-alpha, dengan demikian memperkirakan angka kelahiran bintang baru dalam besaran yang lebih rendah daripada semestinya.

Karya teoretis dari dua astrofisikawan asal Bonn, Jerman tersebut mendukung pandangan bahwa massa bintang baru secara linear tergantung pada massa gas di lingkungan sekitarnya. Kesimpulan mereka membuka prespektif yang benar-benar baru terhadap riset mengenai pembentukan galaksi. (www.uni-bonn.de)

Suatu tim antarbangsa yang dipimpin oleh E. Tatulli (Grenoble, Prancis) dan S. Kraus (Bonn, Jerman) memanfaatkan kemampuan yang unik dari perangkat tersebut, digabungkan dengan spektroskopi, untuk menyelidiki gas yang melingkupi bintang dari jenis Herbig Ae/Be — bintang muda dengan massa menengah (sekitar 2 hingga 10 kali massa matahari) yang masih berkontraksi dan sering menunjukkan garis emisi yang kuat.

Dalam beberapa tahun terakhir, bintang-bintang muda telah dipelajari secara seksama dengan menggunakan interferometer near-infrared sehingga memungkinkan para asronom untuk mempelajari lingkungan di sekitarnya dengan resolusi spasial yang lebih tinggi. Sejauh ini, interferometri near-infrared kebanyakan dipakai untuk meneliti debu yang melingkupi bintang-bintang muda. Namun demikian, debu hanya menyusun sekitar 1% dari total massa cakram protoplanet, sedangkan 99% sisanya terdiri atas gas yang mungkin bertanggung jawab terhadap struktur pembentukan cakram planet. Diperlukan observasi beresolusi tinggi terhadap garis spektral emisi untuk melacak komponen gas tersebut.

Terdapat berbagai dugaan mengenai sumber dari garis-garis emisi tersebut. Sebagi contoh, garis emisi tersebut mungkin berasal dari cakram gas di bagian dalam yang berakresi, atau mungkin juga merupakan proses akresi megnetosfer atau angin bintang (stellar wind). Kebanyakan proses tersebut berlangsung pada jarak dekat dengan bintang (kurang dari 1 AU), hingga tidak mungkin diamati dengan metode pencitraan langsung (direct imaging).

Dengan memanfaatkan kemampuan AMBER/VLTI, termasuk resolusi spasial dengan orde milidetik-busur, kelompok Tatulli berhasil melacak gas yang melingkupi enam bintang Herbig Ae/Be. Mereka mengukur geometri dan posisi dari daerah sekeliling bintang yang melepaskan emisi pada sejumlah garis diagnostik. Untuk dua bintang Herbig Be, mereka menemukan bahwa garis emisi kemungkinan berhubungan dengan massa yang runtuh kedalam. Dalam satu kasus (51 Ophiuchi), garis emisi mungkin berasal dari cakram gas panas yang tak berdebu. Pada satu kasus lainnya (HD 98922), daerah yang melepaskan emisi didapati sangat kompak dan mungkin berasal dari akresi magnetosfer, dimana material dihantarkan dari cakram ke permukaan bintang. Untuk empat bintang Herbig Ae/Be lainnya yang telah diobservasi, garis emisi mungkin berhubungan dengan massa yang mengalir keluar, dengan gas yang terangkat dari permukaan ke cakram sirkumstelar dan kemudian terlontar keluar dari sistem bintang.

Hingga kini, asal-usul emisi gas dari bintang-bintang muda tersebut masih diperdebatkan, karena dalam kebanyakan investigasi sebelumnya terhadap komponen gas, resolusi spasial yang digunakan masih belum cukup tinggi untuk mempelajari distribusi gas di dekat bintang bersangkutan. Dengan menerapkan fitur baru beresolusi tinggi dari instrumen AMBER pada observasi emisi gas, tim tersebut berhasil menunjukkan bahwa emisi gas dapat menyimpan jejak proses fisika yang terjadi di dekat sebuah bintang. (aanda.org)

Astronom dari University of Arizona, Michael Meyer, memimpin riset dengan Teleskop Antariksa Spitzer untuk menentukan apakah sistem planet seperti tata surya di galaksi kita adalah umum ataukah lebih langka. Meyer dan para koleganya menemukan bahwa setidaknya 20 persen, dan kemungkinan hingga 60 persen dari bintang yang sejenis dengan matahari adalah kandidat untuk membentuk planet batuan.

Meyer mempresentasikan temuannya pada pertemuan tahunan American Association for the Advancement of Science pada 18 Februari 2008. Penelitiannya telah dimuat pada Astrophysical Journal Letters terbitan 1 Februari 2008.

Anggota tim Meyer termasuk John Carpenter dari California Institute of Technology, Eric Mamajek dari Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, dan 11 astronom lainnya dari Amerika Serikat dan Jerman. Mereka mensurvey 6 kelompok bintang yang massanya sebanding dengan matahari menggunakan teleskop Spitzer. Bintang-bintang tersebut dikelompokkan berdasarkan umurnya, berkisar antara 3 – 10 juta tahun, 10 – 30 juta tahun, 30 – 100 juta tahun, 100 – 300 juta tahun, 300 juta – 1 miliar tahun, dan 1 – 3 miliar tahun.

Mereka mempelajari evolusi gas dan debu di sekeliling bintang yang serupa dengan matahari dan membandingkan hasilnya dengan gambaran tata surya pada masa awal terbentuknya. Matahari kita sendiri berusia sekitar 4,6 miliar tahun.

Teleskop Spitzer mendeteksi debu dalam kisaran panjang gelombang inframerah. Debu terpanas, dengan suhu 2000 derajat Fahrenheit, terdeteksi pada panjang gelombang terpendek, antara 3,6 mikron dan 8 mikron. Debu yang lebih dingin, sekitar minus 380 derajat Fahrenheit, terdeteksi pada gelombang terpanjang, antara 70 hingga 160 mikron. Debu hangat, antara minus 280 dan 80 derajat Fahrenheit, terdeteksi pada panjang gelombang 24 mikron.

Meyer menemukan bahwa sekitar 10 hingga 20 persen bintang pada setiap dari 4 kelompok termuda menunjukkan emisi 24 mikron. Namun mereka tidak menemukan debu hangat di sekeliling bintang yang lebih tua dari 300 juta tahun. Hal ini sebanding dengan skala waktu bagi pembentukan dan evolusi dinamis pada tata surya kita. Model teoretis dan data meteoritik menunjukkan bahwa Bumi kita terbentuk pada 10 hingga 50 juta tahun dari saat tubrukan antara objek-objek yang lebih kecil.

Dalam studi terpisah, Thayne Currie dan Scott Kenyon dari Astrophysical Observatory, Cambridge, Massachussets beserta timnya juga menemukan bukti keberadaan debu dari planet terrestrial di sekitar bintang berusia 10 hinga 30 juta tahun. Menurut Meyer, observasi yang dilakukan tersebut menunjukan bahwa pembentukan Bumi kemungkinan besar terjadi di sekitar bintang berusia antara 3 hingga 300 juta tahun.

Hasil pemodelan yang dilakukan Kenyon dan Ben Broomley dari University of Utah, Salt Lake City, menujukan debu yang hangat bisa dideteksi pada panjang gelombang 24 mikron saat objek kecil saling bertabrakan dan bergabung membentuk sebuah planet. Menurut Kenyon, debu hangat yang dideteksi oleh Meyer dan timnya merupakan hasil alami dalam pembentukan planet batuan.

Jumlah bintang yang bisa membentuk planet batuan memang masih belum dapat ditentukan secara pasti, karena ada lebih dari satu cara untuk menginterpretasi data dari Spitzer. Salah satu interpretasi lainnya adalah, sebagian besar piringan masif akan mengalami proses tabrakan diawal dan kemudian membentuk planet dengan cepat. Inilah yang mungkin dilihat oleh Meyer dan timnya pada bintang muda. Piringannya akan mati muda, bersinar terang di masa awal dan kemudian musnah. Namun piringan yang kurang masif akan bercahaya lebih lambat, sehingga pembentukan planet pada kasus piringan yang kurang masif akan berjalan terlambat karena sedikitnya partikel yang saling bertabrakan.

Jika teori ini benar, maka piringan yang sangat masif akan membentuk planetnya di awal masa hidupnya sementara piringan yang tidak masif membutuhkan waktu 10 hingga 100 kali lebih lama. Dengan demikian akan ada lebih dari 62% bintang yang diurvei telah membentuk atau sedang membentuk planet. Jawaban yang sesungguhnya berada di antara rentang 20-60% tersebut. (uanews.org)

Dalam artikel yang muncul di jurnal Nature terbitan 14 Februari, Rasmus Voss dari Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics di Jerman dan Gijs Nelemans dari Radboud University, Belanda, meneliti citra-citra dari Chandra guna memperoleh bukti yang telah telah lama dicari-cari namun belum pernah berhasil diamati mengenai keberadaan sistem biner dimana salah satunya berakhir sebagai supernova. Di dekat posisi dari supernova yang telah terdeteksi sebelumnya, mereka menemukan sebuah objek pada citra Chandra yang diambil lebih dari 4 tahun sebelum ledakan.

Supernova tersebut, dikenal sebagai SN 2007on, tergolong sebagai supernova Tipe Ia. Para astronom umumnya setuju dengan pandangan bahwa supernova Tipe Ia dihasilkan oleh ledakan bintang kerdil putih dalam sistem bintang ganda. Namun demikian, konfigurasi yang pasti maupun pemicu ledakan tersebut — apakah ledakan disebabkan oleh tubrukan antara kedua bintang kerdil putih ataukah karena kerdil putih menjadi tidak stabil dengan menarik terlalu banyak material dari bintang pasangannya, hingga kini masih belum jelas.

Jawaban terhadap pertanyaan tersebut memiliki arti penting karena supernova Tipe Ia adalah sumber utama dari elemen besi di alam semesta. Juga, karena mereka memiliki kecerlangan intrinsik yang hampir seragam, maka supernova Tipe Ia digunakan sebagai perangkat penting oleh para ilmuwan untuk mempelajari sifat-sifat energi gelap dan isu-isu kosmologi lainnya.

Citra ini menunjukkan bukti kemungkinan deteksi sebuah sistem bintang ganda yang kemudian hancur dalam suatu ledakan supernova. Panel sebelah kanan menunjukkan citra optis/ultraviolet dari galaksi NGC 1404. Di bagian tengahnya adalah supernova SN 2007on. Panel sebelah kiri adalah citra sinar-X dari Chandra dari objek yang sama, diambil 4 tahun sebelum supernova tersebut dideteksi. (X-ray: NASA/CXC/MPE/R. Voss et al. Optical: NASA/GSFC/Swift)

“Saat ini supernova-supernova tersebut dipakai sebagai kotak hitam untuk mengukur jarak dan memperoleh besaran tingkat pengembangan alam semesta,” jelas Nelemans. “Apa yang kami coba lakukan adalah melihat kedalam kotak tersebut”

Apabila ledakan supernova itu disebabkan oleh material yang tersedot oleh bintang kerdil putih dari bintang pasangannya, fusi material tersebut pada permukaan bintang akan memanaskan bintang dan menghasilkan sumber radiasi sinar-X yang teramat kuat. Sekali ledakan supernova terjadi, kerdil putih semestinya akan hancur dan tidak dapat dideteksi dalam gelombang sinar-X. Dalam skenario merger, intensitas emisi sinar-X setelah ledakan seharusnya akan melemah.

Berdasarkan deteksi terhadap sumber sinar-X yang cukup kuat di sekitar posisi SN 2007on pada 4 tahun sebelum ledakan, Voss dan Nelemans menyimpulkan bahwa data tersebut mendukung skenario dimana materi salahsatu bintang tersedot oleh bintang pasangannya. Sejumlah kecil sumber sinar-X di lokasi itu memiliki implikasi bahwa hanya terdapat sedikit peluang bagi sumber yang berhubungan untuk menjadi sedemikian dekat secara kebetulan. Sumber sinar-X juga diketahui memiliki sifat-sifat yang sama dengan yang diharapkan dari fusi pada bintang kerdil putih, tidak seperti kebanyakan sumber sinar-X di antariksa.

Namun demikian, dalam studi lanjutan, Voss, Nelemans dan koleganya, Gijs Roelofs (Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Massachussets) dan Cees Bassa (McGill University, Kanada) memanfaatkan citra optis dengan kualitas yang lebih tinggi untuk menentukan secara lebih tepat posisi supernova tersebut. Pekerjaan ini, yang masih belum dipublikasikan, menunjukkan perbedaan yang kecil namun signifikan dalam posisi terukur dari supernova dan sumber sinar-X, menunjukkan bahwa sumber sinar-X tersebut bukanlah cikal-bakal dari supernova.

Pengamatan lanjutan menggunakan observatorium Chandra memberi petunjuk bahwa objek sinar-X tersebut telah menghilang, namun diperlukan observasi lebih jauh untuk akhirnya menujukkan apakah sumber tersebut adalah cikal-bakal supernova ataukah bukan.

Kelompok ini juga menjalankan metode baru ini pada supernova lain dan memiliki harapan besar bahwa mereka sewaktu-waktu berhasil mengidentifikasi penyebab awal dari setidaknya beberapa diantara ledakan-ledakan tersebut.

“Pencarian cikal-bakal dari satu diantara supernova-supernova Tipe Ia adalah perburuan besar dalam astronomi saat ini,” jelas Voss. “Supernova-supernova tersebut adalah alat bantu yang hebat untuk mempelajari energi gelap, namun apabila kita dapat memahami lebih banyak mengenai bagaimana proses terbentuknya, mereka akan menjadi alat bantu yang lebih baik lagi.” (chandra.harvard.edu)

Para astronom memanfaatkan Chandra untuk mengamati suatu bintang neutron, yang dikenal sebagai RX J0822-4300 selama periode lima tahun. Dalam kurun waktu tersebut, tiga pengamatan dari Chandra dengan jelas menunjukkan bintang neutron tersebut tengah bergerak keluar dari pusat sisa sebuah supernova, Puppis A. Puppis A adalah sisa dari sebuah bintang yang terbentuk dalam ledakan yang sama dari mana bintang neutron tersebut terbentuk sekitar 3700 tahun lampau.

Dengan mengamati sejauh mana RX J0822-4300 bergerak di langit saat diamati dari Bumi, para astronom menyimpulkan bahwa objek tersebut bergerak dengan kecepatan lebih dari 3 juta mil per jam. Dengan kecepatan setinggi ini, RX J0822-4300 akan keluar dari galaksi Bima Sakti dalam waktu hanya beberapa juta tahun, bahkan apabila objek ini baru menempuh jarak 20 tahun cahaya sejauh ini. Namun karena jaraknya yang teramat jauh, pergerakan yang terlihat dalam lima tahun adalah sangat kecil. Demikian seperti dijelaskan oleh Frank Winkler dari Middlebury College di Vermont, AS, penulis utama dari paper yang menjelaskan penemuan ini.

Citra dari sisa supernova Puppis A yang diambil oleh satelit ROSAT (merah muda) dan data optis dari teleskop 0.9 meter Cerro Tololo Inter-American Observatory (ungu). Inset menunjukkan posisi RX J0822-4300 pada tahun 1999 dan 2005. (Gambar: NASA/CXC/Middlebury College/F.Winkler et al; ROSAT: NASA/GSFC/S.Snowden et al.; Optical: NOAO/AURA/NSF/Middlebury College/F.Winkler et al.)

Segera setelah dilahirkan, bintang neutron ini mendapatkan tiket sekali jalan untuk keluar dari galaksi. Para astronom sebelumnya juga telah melihat bintang lain yang juga terlontar dari galaksi Bima Sakti, namun dalam kecepatan yang jauh lebih rendah. Objek yang diistilahkan sebagai bintang hipercepat (hypervelocity stars) sebelumnya telah diamati terlontar dari galaksi Bima Sakti dengan kecepatan sekitar sejuta mil per jam.

Satu aspek kunci yang membedakan antara RX J0822-4300 dan bintang sejenis yang telah dilaporkan adalah darimana bintang tersebut memperoleh kecepatannya. Bintang hipercepat diperkirakan terlontar akibat interaksi dengan lubang hitam supermasif di pusat galaksi. Sebaliknya, pergerakan RX J0822-4300 dipicu oleh supernova yang membentuk Puppis A. Data yang didapat menunjukkan bahwa ledakan supernova tersebut telah melontarkan bintang neutron itu ke arah yang berlawanan dengan arah lontaran sisa-sisa ledakan.

Simulasi komputer menunjukkan bahwa proses keruntuhan lapisan luar ke arah inti dari bintang yang sedang menjelma menjadi bintang neutron akan melepaskan energi yang sangat besar. Saat energi tersebut terpancar keluar, ia dapat membalikkan proses keruntuhan bintang dan melontarkan lapisan terluar bintang dengan kecepatan jutaan mil per jam. Proses ini sangat kompleks sehingga lontaran itu tidak melaju secara simetris. Hal ini memberikan efek dorongan terhadap bintang neutron tersebut sehingga bergerak ke arah yang berlawanan.

Namun demikian, tingginya kecepatan dari bintang neutron Puppis A, ditambah dengan kurangnya denyutan (pulsation) dari bintang tersebut tidak mudah untuk dijelaskan, bahkan oleh model ledakan supernova yang paling rumit sekalipun. Hal ini, menurut Winkler, “Mungkin dapat dijelaskan dengan ledakan energetik yang tidak biasa, namun model untuk itu terlalu rumit dan sulit untuk diaplikasikan pada ledakan yang sebenarnya.” (chandra.harvard.edu)