Journals ITB
JETS Journal of Engineering and Technological Sciences
  1. Home
  2. Archives
  3. Vol 10 (1975) Issue 2
  4. Articles

Molekul antar Bintang dan Struktur Galaksi

Published: | Vol 10, Issue 2 (1975)

Authors

Abstract

Ringkasan. Tulisan ini merupakan tinjauan ulang penemuan molekul di dalam ruang antarbintang, kemungkinan pembentukannya dan kaitannya dengan struktur Galaktika.Abstract. A review on the discovery of interstellar molecules and the theory of the molecule formation in space are given. The relationship between dense dust cloud and the structure of galaxy is briefly outlined.

I. PENDAHT'LUA}I

Dalan 10 tahr,rn terakhir lni telah dltenukan ttdak kurang darl 20 nacrm nolekul konpleks, 34 macam lsotop atom dan molekul, d1 dalan ruang antarblntang. Hadlrnya molekul tersebut dikenali darl garls-garis spektrtrn radlo dan gelombang olkro, 75 buah banyaknya, yang tersebar dl antara panJang geloobang 1 nlllneter sampal dengan 100 sentlmeter (klra-klra antara 300 GHz dan' 30 MHz). Penernuan tersebut tidak hanya dinungkinkan oleh karena transparanslnya angkasa Btrnl klta (terhadap daerah

*)R..ri.r diberlkan pada Sinposlum Fisika, Jogjakarta 1-6 Desenber 1975.

**)Ob""*.torilo Bosscha, Dept. Astronorni, Instj-tut Teknologi Bandung.

panjang gelombang termaksud) tetapi, terutama, disebabkan majunya teknik penerimaan di dalam daerah panjang gelombang inframerah dan mikro. Hadirnya molekul yang kompleks di dalam awan-awan antarbintang membukakan era baru dalam penyelidikan kelimpahan materi (dan isotop), termodinamika zat antarbintang serta struktur dan evolusi galaksi kita.

Di dalam tulisan singkat ini ada tiga hal yang hendak dijadikan pokok tinjauan. vakni:

  • Dengan identifikasi garis-garis spektrum, akan dicoba mengetahui kondensasi apa yang terjadi di dalam ruang antarbintang, sebelum materi antarbintang menjadi sebuah bintang
  • 11. Mencoba menurunkan sifat dan hakekat antarbintang, serta tingkat eksitasi materi tersebut yang terdapat di sekitar bintang panas
  • iii. Mengetahui dari mana asal dan evolusi molekul antarbintang.

II. MOLEKUL ANTARBINTANG

Sejak diterapkannya spektroskopi pada penyelidikan benda langit telah ditemukan elemen kimia yang diduga bukan menjadi bagian suatu bintang. Elemen tadi, terdapat di antara bintang dan Bumi, dinamai zat antarbintang. Karena penyelidikan optis hanya dapat mendeteksi garis-garis spektrum yang terdapat di antara 3800A sampai kira-kira 8000A, maka penemuan optik terbatas kepada penemuan atom-atom dan beberapa macam molekul saja, yang mengandung karbon, seperti CN, CH dan CH+. Kalau materi yang dideteksi secara spektroskopi optik hanya memancarkan radiasi pada daerah panjang gelombang tampak sebenarnya bukan terjadi secara kebetulan. Radiasi tersebut bersesuaian dengan transisi elektronik yang energinya berubah dengan orde 5 ev. Kita ketahui bahwa energy tingkat atas atom-atom (dan molekul) pada umumnya terdapat dalam daerah 10 ev. 01eh karena itu cahaya yang dapat kita amati jadi berasal dari permukaan bintang, yang mampu meningkatkan atom sehingga dapat mencapai tingkat energy disekitar 10 ev.

Sebaliknya dengan hal di atas, diketahui bahwa energy disosiasi kebanyakan molekul berada pada daerah di bawah 10 ev. Oleh karena itu, pengamatan molekul hampir selalu terhindar dari penangkapan spektroskopi optik, yang mempunyai kepekaan detektor di antara, katakan, 4000 sd. 8000A. Sebagaimana dikatakan di atas, kekecualian terjadi pada senyawa-senyawa yang mengandung karbon, titanium-oksida dan vanadium-oksida. Kedua buah molekul yang terakhir itu bukan merupakan komponen zat antarbintang, tetapi merupakan pembangun angkasa bintang-bintang dingin (yang mempunyai suhu permukaan kira-kira 2000-3000°K).

SeJak tahun 1951 nulal- dltemukan, dengan aatronoml radlo, atouFatom hidrogen yang nerupakan komponen utaoa gas aDtarblntang. Atom tersebut memancarkan gelonbang radio 21 cn. Berdasar pengarnrtan dan bantuan teorl, kemudlan dlkenal suatu nodel gas antarblntang yang terauam terutama darl hldrogen, yang terionlslr dan yang netral-:

!. Daerah llidrogen netral (HI)

Ruang antarblntang yang terdlrl atas hldrogen netral, mempunyal temperatur karakteristik 50-125"K- Kerapatannya terdapat dalan order 10-50 atom cm-3. Pada saat lni kerapatan relatip daerah HI, dlperkl.rakan saoa dengan kerapatan relatlp I'lataharl. Perbandlngan relatlp elemen dl Matatrart klta adalah:

He: \[H = 10^{-1}\]; 0: \(H = 7 \times 10^{-4}\); C: \(H = 3 \times 10^{-4}\); dan
N: \(H = 1 \times 10^{-4}\).

2. Daerah llldrogen tertonlslr (IIII)

Terutana terdapat dlsekltar blntaDg baru yang panae (T - 20.000"K). Pancaran radlasl ultravlolet blntang teraebut adalah penyebab photol,onlsasl. Photoelektron yang terleopar ke dalam HII nembuat daerah HII berstrtru dleekltar 10.000'K. Daerah perbatasan antara HI dan HII dltandai dengan zone yang neoprmyaL keselnbangan antara proaea-proaea rekooblnaei (elektrou dengan proton) dan photolonleasl. Jautrnya daerah perbataairn tersebut darl pusat blntang paoaa tergantung kepada suhu blntang, rapat gas dan kerapatao bintang dlsekellllag gas tersebut.

Komponen laln naterl antarblntang adalah debu, tenjtt@a slllkat, y€mg oenptlrtyal dlmensl dalarn orde besarau eubmlkron (0.2 mlkron). Konponen debu dan gas pada ununxrya tercampur, terut:ua di dalan arran-arran gelap. Adanya komponen materl antarblntang yang berbentuk debu (atau bullr) dapat dleeltdLkl dengan dua cara:

  • a. Hukum pemerahan
    • Blntang-btntang .yang Jauh dlmerahkan, sepertl halnya penerah menurut Bukun Mle (sebandtng terballk dengan panJang gelofrang)
  • b. Penyelldlkan polarleast

Catraya blntsng terpolarlsaeL dan polarisasl lnl menurutl I{ukrn tertentu, yang dapat dlhubungkan dengan orleotasl bullr artarblntang.

Exlstensl gas-gas CH+, G.l , dan CII sudah dapat diketatrul seJak laa, berdasar adanya absorpsl pada 4000A. Absorpsl lni dlsebabkao oleh tranelsl elektronlk darL tlngkat dasar ketlngkat yang leblh tlnggl.

III. ASTRONOMI MOLEKULER

Berneda dengan spektrum optik, spektrum radio tidak banyar wengandung spektrum yang diskrit. Tabel di bawah ini memperlinatkan garis besar perbedaan tersebatt

SPEKTRUM OPTIK

SPECTRUS RADIO

Krit berasal dari transisi artar tingkat eksitasi elektro- mal. Dalam nel spektrum renik.

garis-garis vang dis- Radinst kontinyu, perasal dari sumber sinkroton, atau terdie transisi autara berbagai tingkat sangat lemah.

Berheda dengan kebanyakan spektrum radic, spektrum hidrogen netral (21 cm) sangat tajam dan kuar. Spektrum ini disebabkan adanya spin elektron dan preton wang sejajan (F = 1). pada tingkat atas kedua tingkatan. Pada tingkatan hawahnya F=0 (antiparolel). Sebenarnya transisinya mempunyai dipole maknetik yang lemah, dengan kebolehjadian hanya sebesar 10<sup>-12</sup> sek<sup>-1</sup> (bandingkan dengan transisi optik yang mempunyai kebolebladian antara \(10^6\) sd. \(10^8\) sek\(^{-1}\)). Hanya karena jumlah hidrogen yang luar biasanya banyaknya, yang terdapat sepanjang garis penglihatan, maka sinyal-sinyal hidrogen netral tadi dapat diamati dari Bumi.

Sudah sejak tahun 1963, grup radio astronomi di MIT, di bawah pimpinan Weinreb et al. (1963) membuka era penyelidikan molekul kompleks, dengan ditemukannya hidroksil (OH) oleh mereka. Transisi rotasi hidroksil (OH) terletak pada daerah inframerah. Tingkatan rotasinya terbelah menjadi dua buah, disebut Lambda Doublets. Perbedaan tingkat tersebut bersesuaian dengan pengarahan (searah atau berlawanan arah dengan jarum jam) rotasi nuklir, relatip terhadap komponen momentum putar elektronik (yang berarah sepanjang sumbu penghubung inti). Oleh karena itu terdapat hyperfine structure pada setiap tingkat, yang ditentukan oleh spin elektron dan proton. Jadi untuk OH terdapat 4 buah tingkatan pada tingkat dasar, yang dapat menimbulkan 4 macam loncatan elektrikdipole, pada frekwensi 1720, 1667, 1665 dan 1612 MHz atau pada panjang gelombang 18 cm (perhatikan gambar 1). Weinreb et al, menemukan absorpsi hidroksil di atas latar belakang sumber radiasi kontinyu. Dua tahun kemudian Weaver et al. (1965) menemukan emisi hidroksil. Namun karakteristik profilnya menunjukkan bahwa emisi hidroksil ini terjadi tidak secara spontan, dan menimbulkan kesulitan interpretasi. Kemudian diterangkan bahwa MASER adalah penyebab kebangkitan emisi tadi.

Pada tahun 1968, Cheung et al. (1968, 1969) mencari dan menemukan amonia (NH3) dan air, H2O, pada panjang gelombang 1.26 dan 1.35 cm. Garis radio yang berasal dari H2O diamati

1

Gambar 1: Kwartet Tingkat Dasar Hidroksil

sebagai Maser yang sangat kuat, dengan emisi yang intens, berasal dari berbagai daerah yang beraneka ragam (sifat dan besarnya), termasuk berasal bintang-bintang inframerah. Pada saat yang hampir bersamaan dengan penemuan gelombang mikro tersebut Heiles (1968) mengamati emisi termal OH di awan galaksi yang gelap. Awan galaksi ini hanya mengandung sedikit atau tidak mengandung sama sekali radiasi 21 cm. Dengan begitu penemuan Heiles tersebut merupakan petunjuk pertama, yang jelas, bahwa awan gelap dapat dihuni oleh molekul tanpa atom. Kelak hal ini akan dipergunakan untuk membentuk pengertian tentang lahirnya bintang. Secara teoritis dapat diterangkan bahwa pembentukan dan disosiasi molekul Hidrogen (H2) dapat terselenggara pada permukaan bulir-bulir antarbintang, asal awan gelap tempat bulir-bulir tadi cukup padat (100 bulir tiap cm<sup>3</sup>). Tetapi pengamatan bulir dengan molekul H2 ini tidak mudah, karena H2 hanya memancarkan radiasi di daerah ultraviolet, suatu daerah sepktrum yang tak dapat diamati langsung dari permukaan Bumi. H2 adalah molekul yang simetris, tanpa mempunyai dipole listrik yang permanen. Oleh karena itu H2 hanya mempunyaitransisi rotasi yang sangat, lemah dari padanya tidak ada yang bertepatan dengan daerah panjang gelombang radio.

Ketika pada tahun 1969 Snyder et al. (1969) menemukan folmaldehyde (H2CO) pada panjang gelombang 6 cm (berasal dari doubling type k, J=1), makin disadari bahwa keanekaragaman elemen kimiawi dalam awan gelap melebihi apa yang diperkirakan sampai saat ini. Ringkasan penemuan molekul antarbintang sampai dengan tahun 1974 dipertunjukkan pada TABEL I, yang disarikan dari artikel Salomon (1974) dan Cook (1975). Dalam TABEL I ini tertera tahun-tahun penemuan, beserta rumus Kimiawinya, serta frekwensinya dalam CHz (1 CHz = 109 cycles tiap sekon).

Plantare molekul yang tertera di dalam Tabel tersebut ada van, berkecenderungan hanya menempati daerah pusat Galaksi saga benerapa molekul lainnya (CO, CN, CH dan CH+) dapat ditemut di dalam galaksi tanpa ada preferensi, kecuali adanya awan petap saja. Bidroksil dan air terlihat berkaitan lokasinya mengan daerah HTI dan bintang inframerah (Buhl, 1973), dan diarahan menambangkus rintany merah tersebut (Arvotri minamenta).

formeredian inctor suatu meleruh dapat dilahsaruran dengar meneredian rerbedian rekwensi akibat perbedaan spektrum rota-linen juang hambir seranding mengan perbedaan massa molekul) dipartingkan dengan penyelidikan isotop atom, maka menyelidikan isotop molekul relatu lebih gampang untuk menentukan jumlahdan kelimbahan atom yang bersangkutan. Tetapi detail pengunghapan isotop tidan akan dipicarakan dalam tulisan in. Dori Jebol I, terlihat adanya ikatab yang mengandung C dan G meropakan ikatab yang cominan di dalam galaksi kita (formaldenya), HICO dan methyialkohor. HICOH, sebagai contohy.

TV. PEMBLEY CAAR MOLEKEL

Secara umum dapat dikatakan bahwa molekui di Jalam galaksi kita tak dapat mempunyai kalahidun yang panjang, akibat melimpahnya radiasi ultraviolet dari bintang-bintang. Kecuali jika molekni tersebut memperolen selubung awan gelap dan debu. maka umur molekui tak dapat lebih panjang dari 163 tahun. Oleh karena ito terlihatnya molekul dari dalam awan antarbintang harus diartikan bahwa di dalam ruang tersebut terdapat imbangan dipamik antara pembentukan dan perombakan melekul. Molekul yang sudah terbentuk tadi, pada salah sato momen dalam kehidupannya yang pendek, tereksitasi. Itulah sebabaya darat diamati. Dari keadaan eksitasi molekul itu dapat diperoleh pengetahuan mengenai keadaan physik ruang antarbintang tempat ditemukannya molekul yang bersangkutan. Namun, sebenarnya perlu disadari bahwa tidak mudah untuk secara langsung menarik kesimpulan tentang keseimbangan termal di dalam ruang antarbintang, karena tingkatan eksitasi molekul kadang-kadang tidak hanya bertautan dengan satu parameter termal saja.

Penyelidikan dengan gelombang mikro dalam astronomi yang sampai sekarang dilaksanakan itu memberikan alat diagnostik untuk mengetahui kehadliran molekul itu sendiri, bukan peristiwa pembentukannya atau perombakannya, yang tak dapat disaksikan secara langsung. Untuk mencari jawab, bilamana dan di mana molekul tersebut terbentuk perlu diketahui informasi mengenai keadaan ruang antarbintang, di mana peristiwa pembentukan molekul makin berlangsung. Di bawah ini adalah risalah umum mengenai keadaan ruang antarbintang, yang dapat disurunkan dari data pancaran gelombang mikro dan radio:

Tabel I. Molekul dalam Medium Antarbintang

Molekul dan tahun
Penemuannya		Frekwensi
(GHZ)		TransisiIsotopJumlah
transisi		Rapat dalam awan
(per cm3)
H2(1970)-Dalam daerah ultraviolet--10+4
CH+(1937)Optik•c13H+-Tak diamati dalam H2
CH(1937)Optik---Tak diamati dalam H,
CN(1938)Optik dan
113.492		J = 1 → 0-110-4
он(1963)1.665J = 3/2
A doubling		018H1010-2.
co(1970)115.271J = 1 + 0сн13о;со1831
CS(1971)146.969J = 3 + 2cs34;c13s710-3
SiO(1971)130.268J = 5 + 2_1(10-5)
н2о(1969)22.235\(J_{K-1K1} = 6_{16} + 5_{23}\)-1?
Hanya maser
HCN(1970)86.339J = 1 + 0HC13N;HCN15
DCN		610.3
H2S(1974)168.762\(J_{K-1K1} = 1_{10} + 1_{01}\)-110-4
ocs(1971)109.463\[J = 9 \rightarrow 8\]-4(10-4)
NH3(1968)23.694JK = 1
Inversion doublet		-710-2
H2CO(1969)4.830\(J_{K-1K1} = 1_{11} + 1_{10}\)\(H_2^{c^{13}}O; H_2^{co^{18}}\)1010-4
H2Cs(1971)3.139\(J_{K-1K1} = 2_{12} + 2_{11}\)-110-5
HNCO(1971)87.925\(J_{K-1K1} = 4_{04} + 3_{03}\)_3(10-4)
нсоон(1970)?1.639\(J_{K-1K1} = 1_{01} + 1_{11}\)-1-
нс зи(1970)9.098J = 1 + 0-3(10-4)
сн зон(1970)0.834\(J_{J-1K1} = 1_{11} + 1_{10}\)_9 .10-3
CH3CN(1971)110.383JK = 6 + 5-5(10-4)
NH2HCO(1972)4.619\(J_{K-1K1} = 2_{11} + 2_{12}\)_1(>10-5)
сн3с2н(1974)85.457JK = 50 + 40-1(10-4)
сн 3нсо(1971)1.065\(J_{k-1K1} = 1_{10} + 1_{11}\)-1(>10-5)

TI TOAN KADIASE

. . .

socials social periotiwal penting di dalam astronomi dan fisika dolam dasawarsa terakhir ini ialah penamuan radiasi (latar belakang) yang isotropis, terdapat di mana-mana di dalam galaksi, intensitas perpagai frokwensi menunjukkan bahwa radiasi tersebut bersesuaian dengun temperatur benda hitam pada sunu lak (Meilea, 1974). Tetapi medan radiasi di dalam awan antarointang harnolah merupakan paduan antara radiasi latarbelakang tersebut dengan medan radiasi yang telah diubah oleh debu dan awan antarbintang, jadi dapat diduga beberapa derajai lebah tinggi dari pada medan radiasi tersebut.

ii. SUHU AWAN ANTARBINTANG

Untuk memperkirakan tingginya suhu ruang antarbintang yang memancurkan gelombang mikro atau radio, dapat diandaikan kondisi physik sebagai berikut. Andaikan intensitas garis radio tersebut \(\mathbf{I}_{\chi}\), yang berasal dari sebuah awan antarbintang, maka persamaan perpindahan panas memberikan hubungan

\[I_{v} = B_{v}(T_{mn}) (1 - e^{-t_{v}})\] (1)

dimana

\(B_{V}(T) = fungsi Planck\) \(t_{V} = N_{m} a_{V} = tebal optis pada frekwensi V\) \(a_{V} = koefisien absorpsi, dan\)

\(N_{m}\) = rapat materi sepanjang kolom (per cm<sup>2</sup>) \(T_{mn}\) = temperatur eksitasi

jika h\(_{\rm V}\)<<br/>KT, maka persamaan (1) dapat dituliskan sebagai Temperatur kecerahan (brightness temperature) T\(_{\rm b}\), yang besarnya

\[T_b = T_{mn} (1 - exp - t_v)\]

Untuk daerah interes astronomi, tebal optis biasanya besar, dan karena itu \(t_{y}>>1\). Dalam hal ini maka

\[T_{b} = T_{mn}\] (2)

Sebaliknya, jika awan gelap tempat pemancar gelombang radio tidak terlalu tebal, maka \(t_{\nu}\)<<1 (tebal optis rendah), maka persamaan (1) berubah menjadi

\[T_{b}(v) = N_{m} a_{v} T_{mn}\] (3)

Rumus (2) di atas menyatakan bahwa bagi daerah dengan tebal optis yang besar (yang hampir tak tembus radiasi) temperatur kecerahan sama besarnya dengan ukuran temperatur keadaan. Kelimpahan material (N) dapat diperkirakan jika koefisien absorpsi, a, dapat ditentukan. Karena koefisien absorpsi ini mempunyai ketergantungan dengan frekwensi maka diperlukan suatu integrasi bagi seluruh frekwensi

\[\mathbf{a} = \int_{0}^{\infty} \mathbf{a}_{\mathbf{v}} \mathbf{d}_{\mathbf{v}}\]

Dengan pertolongan matrik elemen dipole moment \(|v_{mn}|\), diperoleh

\[a = \frac{8\Pi^3}{3hc} |v_{mn}|^2 v [1 - \exp(hv/kT_{mn})]\] (4)

Pernyataan di dalam kurung timbul karena adanya stimulated emission, sebanding dengan ekses molekul di tingkat bawah (m), relatip terhadap yang terdapat pada tingkat atasnya (n). Dalam keadaan di mana berlaku hv << kTm, kelimpahan \(N_{\rm m}\) dapat ditentukan langsung dari

\[N_{\rm m} = \frac{3k}{T8\pi^2 |v_{\rm mn}|^2 v} \int_0^\infty T_{\rm b} d_{\rm v}\] (5)

Di dalam rumus terakhir itu intensitas dinyatakan dengan cara mengintegrasikan semua komponen kecepatan molekul. Dengan pertolongan rumus di atas temperatur dan kelimpahan materi dapat ditentukan dari intensitas berbagai garis radio. Hasil yang diperoleh menunjukkan \(T_b\) berkisar dari 4°K, bagi garis-garis yang terlemah, dan \(T_b\) = 45°K untuk daerah yang intensitas radiasinya tinggi di dalam awun gelap yang bekat, seperti kabut Orion.

111. RAPAT MATERI ANTARBINTA:

Dinamika gerakan bintang da, at dipergunakan untuk menentukan besarnya gaya tarik dan kerapatan secara umum. Untuk daerah di sekitar Matahari dapat ditentukan kerapatan minimum materi antarbintang sebesar \(1.2 \times 10^{-24}\)g.cm<sup>-3</sup> (Allen, 1973). Sebagian dari pada komponen gasnya terdiri dari atom dan molekul hidrogen. Jumlah atom hidrogen sendiri dapat ditentukan berdasarkan intensitas transisi hyperfine, pada 21 cm. Harga rata-rata rapat hidrogen adalah 1 arom cm<sup>-3</sup>. Rapat molekul hidrogen (H2) baru dapat diperoleh oleh Drake (1974) dengan menyelidiki intensitas radiasi ultraviolet dari Satelit Kopernikus. Di sekitar Matahari diperoleh harga limit bawah, untuk setiap 1 buah atom Hidrogen terdapat dua buah molekul Hidrogen. Harga tersebut diperkirakan dapat berubah sampai faktor 3 atau 4 kali tergantung kerapatan bulir-bulir yang terdapat di dalam zat antarbintang.

Dengan latar belakang informasi tersebut akan dicoba untuk mengetengahkan teori yang menerangkan terjadinya pembentukan molekul antarbintang. Kelangkaan dan rendahnya temperatur memaksa orang harus memikirkan pembentukan molekul dengan proses terjadi di dalam laboratorium jodyana bukanlah merupakan prosede yang efektip. Walaupun pada dasarnya tumbukan antar atom yang menyebabkan terbentuknya molekul di atom (atau lebih), namun jelas bahwa persyaratan termodinamik kurang memungkinkan terbentuknya molekul komplek, tanpa adanya agen perantara.

Buhl (1972 a, b) menerangkan bahwa pada dasarnya terdapat dua macam teori pembentukan molekul antarbintang:

i. Molekul yang dibentuk di dalam angkasa bintang dingin. Teori ini mempunyai daya tarik karena memenuhi beberapa persyaratan, antara lain ialah prasyarat adanya kerapatan tinggi (10<sup>14</sup> atom hydrogen, tiap cm³) sehingga memungkinkan terselenggara reaksi bagi materi yang terdapat dalam phase gas. Lagi pula kondisi termodinamik di dalam angkasa bintang juga menguntungkan. Molekul yang terbentuk itu kemudian terlempar ke luar dari bintang, oleh berbagai mekanisme (terutama konveksi angkasa bintang) mengisi ruang antarbintang. Kelemahannya ialah radiasi tersebut dapat bertindak sebagai penyebab photodisosiasi, yang hanya memungkinkan kala hidup molekul tadi sangat pendek, dalam orde 10<sup>2</sup> - 10<sup>4</sup> tahun.

11. Dldapatkannya kenyataan bahwa beberapa macam nolekul ditemulran pada Jarak yang jauh dari blntang, dan terdapat dl dalan awan gelap, uaka ada kecenderungan untuk mengatakan batrwa penbentukan moLekul ln sltu, dl dalan alran-a\rlm gelap ltu sendlrl bukanlah hal yang mustahil. Jika nolekul tersebut dlbentuk dl dalam awan gelap' maka kalahldupnya dapat nenJadt lebth panjang tO5 - tO6 tahun. Tetapl sepertl dturatkan dl ataa kondlsl physlk awan gelap tersebut saogat Jatft darl kondlsl keselobangan termodlnamlk yang akan nenglngkari kenungklnan terbentuknya molekul dengan cara trnbukan langsung antara dua (atau leblh) atorn-atom. Kesulltan terakhlr lnl dlelakkan oleh Watson dan SalPeter (L974) yeg lDeoerangkan batrwa pembentukan molekul akan tetap dapat berlangeung Jlka dl dalan awan gelap tadl terdapat bulLr antarblntang. Sudah seJak tahun 1951, adaoya bul1r yang nengaklbatkan terJadlnya polarlsasl cahaya bintang, dapat dlanatl. Oleh karena 1tu nacam kedua tedrl pembentukan molekul ltu lebth mendapac dasar yang kuat. Atom yang melekat pada bulLr antarbl-ntang akan leblh banyak mempunyai keeempatan bertumbukan dengan aton laln (yang seJenls atau bukao) rrntuk nenggeronbol.

Dua buah ayarat yang dapat meyaklnkan berlangsungnya dlstrlbusl dan penbentukan nolekul ltu, dengan slngkat diJabarkan sebagal berlkut:

  • l. Tanpa adanya perantara, yaknt bullr-bultr maka reaksl klnla dua buah phase gas akan memakan waktu yang terlampau lama. Dl dalan kondlsl ruang antarblntang yang r!trtt[t, dengan kerapatan kurang dart 105 l-ukan bu1lr yang dapat Denampung partLkel gas cukup lana GOz gas lal-n tlba wrtuk bertunbukan. partikel tlap cm3, dlper- (nenJadl tenpat melekat) 104 sek) sebelum komponen
  • il. Penyebaran nolekul yang sudah terbentuk ke dalam ruang yang leblh luas dapat berlangsung karena adauya mekanlsne perombakan bullr. t{ekanlsme inl dapat dlsebabkan oleh gelonbang keJut, perurnaaan radlasi kosnik maupun pemanaEian blasa. Pemanasan blasa itu dapat terjadt karena pada proses pembentukan molekul, yang menenpel pada peruukaan bullr (dlaneter 0.0002 mn), dapat uenbangkitkan panas. Panas itu yang nel-epaskan kumpulan molekul dari bullr-bullr. Varlaot laln dlkernukakan Greenberg (1974): nolekul- Justru terbentuk dldalamnya bullr krlstal es, dan berujud radlkal yang dlbekukan di dal-am notriks krlstal. Kristal macam itu tldak akan stabil dan oleh karena ltu dengan gangguan luar yang sedlkit saja (o1eh sinar kosnlk) dapat meledak dan menyebarkan molekul hasl1 bentukannya.

Kedua peristiwa yang diuraikan di atas pelan tergantung kepada sifat ikatan yang terbentuk dan menempel pada permukaan bulir. Diduga dua urutan pembentukan molekul dapat terjadi: pertama, terjadinya penempelan atom-atom H untuk membentuk senyawa yang mengandung Hidrogen, sedangkan urutan kedua ialah pembentukan molekul yang lebih kompleks. Teori yang baik harus dapat menerangkan dengan cara kwantitatip laju pembencukan dan perombakan molekul itu, agar dapat menerangkan N. jumlah molekul yang diperkirakan ada.

V. MOLEKUL DAN STRUKTUR GALAKSI

Sekali awan molekul terbentuk maka tidak akan timbul kesukaran untuk menerangkan urutan proses pembentukan bintang. tatasurya, bahkan planet di dalam galaksi. Adanya mojekul di dalam awan bintang merupakan hal yang esensil untuk pembentukan planet-planet dengan berbagai ragam komposisi. Beberapa diketahui mengandung "globules" buah tempat dirasi Orion. (bola gas yang sangat pekat) dan sumber H2O (Larson, 1972). Secara teoritis suhu H2O dapat diperkirakan mencapai 600°K. Dapat diturunkan secara tidak langsung rapat molekul H2, 10<sup>10</sup> molekul tiap cm<sup>3</sup>. Radius kumpulan H2O dan H2 ini kira-kira sama 1 satuan astronomi (yakni jarak rata-rata Matahari-Bumi, 150 juta km). Astronomi optik telah lama menduga bahwa globule merupakan bintang mula (protostar). Oleh karena itu koinsidensi antara kedudukan H2O, H2 dan globule menyarankan suatu gambaran bahwa globule tadi memang merupakan pusat kondensasi yang kelak menjadi bintang baru. Awan gelap di dalam galaksi, seperti telah diuraikan di atas, diketahul menjadi tempat yang paling mungkin untuk membentuk molekul. Tetapi tempat itu juga merupakan tempat yang paling memungkinkan terbentuknya inti kondensasi. Walaupun secara optik tak tampak, awan gelap tempat pemancar gelombang radio dan mikro diharapkan akan merupakan tempat yang potensiil sebagai pusat pembentuk bintangbintang.

Didapatkannya isotop molekul sangat menguntungkan penyelidikan untuk mengetahui jumlah relatip isotop atom yang bersangkutan, dan dapat dipergunakan sebagai petunjuk aktivitas synthesa inti di dalam alam semesta (Hidajat, 1974). Sebagai contoh, dari hasil survey sebanyak 9 buah awan gelap Penzias et al. (1972) dapat memperoleh perbandingan isotop \(\rm C^{13}0\) dan \(\rm C0^{18}\). Perbandingan tersebut, dengan bantuan teori, dapat diubah menjadi perbandingan isotop \(\rm O^{18}/O^{16}\) dan \(\rm C^{13}/C^{12}\). Hasil yang diperoleh menunjukkan bahwa perbandingan itu tidak berbeda banyak (dengan faktor 2) dibandingkan dengan isotop yang sama di Matahari dan di it'.rnii. Implikaslnya ialah bahwa sejarah pembangkltan lnti di- Burni, C.i l'lacahari dan di dalam ruang antarbintang mungltil tidak mengala:ni banyak perbedaan (Turner, l-973). Ctleh sebab itu penveli<!ikan gelombang nlkro lni dapat membuka halaman baru bagi penyelidikan slntesa nukl1r, tidak Iranya yang berlangsung di dalam bintang panas (Hidajat, I974), tetapl juga dl dalaro nr:ing yang cl i-ngin dan yang keadaannya ;_ermodinamik kelihatannya krirang menguntungkan,

VI . L]PILOC

I 1,

Penyelidikan molekul antarbintang dengan gelourbang-gelonlriing mikro baru saja dinulai. Walaupun telah menunjukkan :;if ,rt-si fatnya vang potensi-1. untuk memecahkan beberapa persoaLan clasar, tc,tapi harus diakui teori yang kwalitatlp dan kwantii.alip untuk menerangkan terjadinya semua molekul.yang telah diamatl, rriiu yang diharapkan dapat dlanatl, belum ada. Di slni di.perltrkan kerjasama yang erat antara beberapa dlsiplin i-imr.r pengetahuan astronornl , flsika dan kimia. Secara slngkat, acla appeal untuk menyelesaikan 3 buah soal:

  • .L ldt:ntlflkasi beberapa garls radlo, terutama dl sekitar 90 GIlz. Garis tersebut belum dlketahul terlempar dari urolekul apa. Pengetahuan yang dlperlukan lalah menghitung kebolehjadlan bermacan translsl dan penampang llntang tta0bukan antar atomr ym8 pallng nelinpah dl da]am kosmos
  • 2. Teorl rnengenal perplndahan panas dan maser
  • 3. Penyelidlkan laboratoris untuk mengetahul efek turnbukan €rntara oolekul dan nolekul hidrogen dan elektron.

Walaupun begitu tanpa nenyebutkan dua buah hal yang konkrit, yang dlperoleh selama. lnl rasanya tullsan lnl belun lengkap. Dua ha1 yang rnenguntungkan dalaro penyelidikan moleku1 ini 1a1ah: 1) nolekul mempunyal karakteristik yang nyata bagi frelcwensl resonansi. Karaktetistik lnl dengan mudah, dan tepat, dapat dipergunakan untuk menglndentifikasl surnber. 2) Di dalarn ruang antarbintang, yang temperaturnya berklsar antara 3"K sErnpal- dalam orde 100oK, molekul dleksltasikan ke dalarn beberapa tingkat rotasl. Transisi antara berbagai. tlngkat ltu menghasllkan radlasi dalam daerah panjang gelombang radio saja, tanpa kontaminasi di dalam daerah optlk.

Dalam astronomi sendirl disadari perlunya meuibuat antena yang leblh peka dan mempunyai daya pisah besar. Kegunaan yang Cerakhir 1tu adalah untuk mengetahui struktur pemancar gelombang radlo. Satu ha1 penting yang merupakarl impetus bagi astronomi struktur galaksi ialah dengan perkeaibangan astronomi molekuler ini turnbuh konsep yang lebih mengenai awan dan debu

antarbintang. Kemudian menjadi lebih jelas bahwa awan gelap yang menghuni daerah berdebu di dalam galaksi kita memegang peranan penting dalam berbagai periode evolusi: evolusi kimia molekuler di dalam awan, evolusi awan menjadi bintang dan planet serta evolusi organisme pada planet.

Ι,

.

UCAPAN TERIMA KASIH

Penulis menyampaikan terima kasih kepada Dr. Winardi Sutantyo yang telah membaca tulisan ini dan memberikan saransaran. Bantuan keuangan dari Institut Teknologi Bandung memungkinkan penulis dapat mengunjungi Symposium ini. Atas bantuan yang sangat berharga itu penulis hendak menyatakan terima kasih yang setulus-tulusnya.

References

  1. Akyol, M and Hidajat B, 1973, Mitteilung der Astron. Gesselschaft, 32, 260.
  2. Allen, C.W., 1973, Astrophysical Quantities (3rd Edition), The Athlone Press, London, 1973, p. 234.
  3. Buhl, D., 1972 a, Mercury, 1, 4.
  4. -----, 1972 b, ibid, 2, 4.
  5. -----, 1973, Sky and Telescope, 45, 156.
  6. Cheung, A.C., Rank, D.M., Townes, L.H., Thornton, D.C., 1968, Physical Review Letter, 21, 1701.
  7. Cook, A.H., 1975, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Soc., 16, 21.
  8. Heiles, C., 1968, Astrophysical Journal, 151, 919.
  9. -----, 1971, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Editor: Leo Goldberg, Palo Alto, 1971, p. 293.
  10. Hidajat, B., 1974, Nukleosintesa di dalam Bintang. Symposium Himp. Fisika Ind., 1974.
  11. Penzias, A.A., Jefferts, K.B., Wilson, R.W., List, H.S., 1972, Astrophysical Journal, 178, L35.
  12. Snyder, L.E., Buhl, D., Zuckermann, B., Palmer, P., 1969, Physical Rev. Lett. 22, 679.
  13. Solomon, P.M., 1972, Astrophysical Journal, 176, L77.
  14. -----, 1974, Physics Today, March, 32.
  15. Turner, B.E., 1978, Astrophysical Journal, 171, 503.
  16. Watson, W.D., and Salpeter, E.E., 1974, Molecule Formation on Interstellar Grains, in Molecules in the Galactic Environtmenr, Editor: Mark A. Gordon and E. Snyder, John Wiley and Sons, New York, 1974, p. 375.
  17. Weaver, H.F., Williams, D.R.W., Dieter, N.H., Lum, W.T., 1965, Nature, 208, 29.
  18. Weinreb, S., Barret, A.H., Meeks, M.L., Henry, J.C., 1963, Nature, 200, 829.
  19. Welch, W.J., 1968, Physical Rev. Letter, 21, 1701.
  20. -----, 1971, Nature, 221, 626.