Menilik Lima Citra dan Data Pertama yang Dirilis Teleskop

Dalam serial-serial drama forensik kita sering melihat adegan tim penyidik menganalisis citra TKP dan secara ajaib mereka tahu-tahu bisa memperbesar gambar dengan detail tinggi sehingga bisa melihat tampang dan plat nomor mobil tersangka. Namun sesungguhnya untuk bisa mendapatkan citra yang bisa diperbesar begitu detailnya kita membutuhkan teknologi baru yang sanggup menghasilkan gambar yang lebih tajam, tidak bisa hanya menyuruh komputer untuk memperbesar gambar.

Ketika Teleskop Antariksa James Webb (disingkat JWST atau juga Webb) akhirnya diluncurkan pada tanggal 25 Desember 2021 lalu, setelah melalui berbagai penundaan dan marabahaya pembatalan oleh Kongres Amerika Serikat, harapannya adalah kita bisa meneliti alam semesta dengan tingkat detail yang sebelumnya tak pernah dicapai, dan dengan itu kita mendapat pengetahuan baru mengenai alam semesta. Tentunya ini dimungkinkan oleh teknologi yang dikembangkan untuk teleskop ini. Beberapa bulan lalu, selagi Webb masih dalam proses kalibrasi, NASA merilis hasil foto uji fokus Webb dan membandingkannya dengan foto daerah yang sama namun diambil oleh Teleskop Antariksa Spitzer (Gambar 1). Teleskop Spitzer diluncurkan pada tahun 2003 dan berhenti beroperasi pada tahun 2020 lalu. Sama seperti Webb, Spitzer juga beroperasi pada panjang gelombang inframerah.

Gambar 1. Perbandingan dua citra medan langit yang sama, yang satu diambil oleh Teleskop Antariksa Spitzer (kiri) sementara yang satu oleh Teleskop Webb (kanan). Sumber: NASA/JPL-Caltech (kiri), NASA/ESA/CSA/STScI (kanan).

Dari citra uji fokus Webb ini kita bisa melihat bagaimana bedanya teknologi lama dengan yang baru. Potensi Webb benar-benar mencengangkan apabila dibandingkan pendahulunya. Sementara dalam citra Spitzer, hanya bintang-bintang paling terang yang tampak jelas, dalam citra Webb kita bisa melihat bintang-bintang latar yang tidak muncul dalam citra Spitzer. Tidak hanya itu, aliran awan gas juga jauh lebih jelas dalam citra Webb, memungkinkan kita untuk mempelajari proses terbentuknya bintang dan sistem protoplanet.

Pencapaian ini dimungkinkan karena beberapa faktor. Pertama cermin Webb (garis tengah 6.5 m) memang jauh lebih besar dari Spitzer (0.85 m) maupun Hubble (2.4 m). Cermin yang lebih besar memungkinkan kita mengumpulkan lebih banyak cahaya dalam waktu yang lebih singkat, sehingga objek-objek yang lebih redup dapat tertangkap kamera. Faktor kedua adalah lokasi Webb yang jauh dari Bumi, sehingga cahaya derau (noise) dapat dikurangi secara signifikan. Kamera inframerah sangat peka pada segala bentuk sumber panas, termasuk dari kameranya itu sendiri. Kamera dapat didinginkan dengan Helium cair sehingga mendekati titik nol mutlak (titik nol mutlak adalah suhu -273°C), namun sumber derau inframerah dari benda-benda langit yang terang juga harus diperhitungkan, dalam hal ini tentunya dari Matahari dan dari Bumi. Itulah mengapa Webb ditempatkan tidak mengorbit Bumi namun berada di Titik Lagrange Kedua sistem Bumi—Matahari (disebut juga titik L2), sebuah lokasi yang jaraknya sekitar 1.5 juta km dari Bumi, ke arah luar tata surya (Gambar 2). Pada jarak ini normalnya sebuah benda akan mengorbit Matahari dengan periode orbit yang lebih besar daripada periode orbit Bumi. Namun, pada titik L2, Matahari, Bumi, dan titik L2 terletak dalam satu garis. Akibatnya gaya gravitasi tambahan dari Bumi akan meningkatkan kecepatan orbit suatu benda yang berada pada titik L2 dan akan mengurangi periode orbit benda tersebut sehingga periode orbitnya akan sama dengan periode orbit Bumi mengitari Matahari yaitu satu tahun (Gambar 3). Dengan demikian, pada titik ini, Bumi akan selalu menutupi wahana dari sebagian besar sinar Matahari. Tambahan lagi, sebagian besar sumber cahaya derau hanya berasal dari satu arah yaitu arah menuju Bumi dan Matahari. Itulah mengapa Webb juga dilengkapi dengan tameng surya sebesar lapangan tenis. Tameng ini digunakan untuk menapis sinar Matahari. Cermin dan kamera Webb berada di balik tudung ini, menghadap ke luar tata surya, terlindungi dari panas sinar Matahari.

Gambar 2. Lokasi Titik Lagrange Kedua (L2) dari Bumi dan Matahari. Sumber: ESA.

Gambar 3. Sebuah wahana dalam Titik Lagrange Kedua akan memperoleh gaya gravitasi tambahan dari Bumi sehingga dapat bergerak dengan kecepatan orbit yang sama dengan kecepatan orbit Bumi. Akibatnya wahana akan selalu dapat mengikuti Bumi dalam orbitnya mengelilingi Matahari. Sumber: ESA.

Gabungan dari faktor-faktor ini: ukuran cermin yang lebih besar, lokasi yang jauh dari Bumi, dan adanya tameng surya, yang memungkinkan Webb dapat mengambil citra inframerah dengan resolusi dan kepekaan yang lebih tinggi yang bisa dicapai Hubble atau teleskop antariksa lainnya. Lebih lanjut mengenai karakteristik Webb dapat dibaca di artikel ini.

Tanggal 12 Juli 2022 ini Webb akhirnya merilis empat citra pertama yang siap digunakan untuk analisis ilmiah, juga data kurva cahaya dan spektroskopi sebuah eksoplanet. Gambar-gambar dan data ini dipilih sebagai bagian dari program Early Release Observations (ERO) yang tujuannya adalah untuk menunjukkan kepada masyarakat dan komunitas astronomi bahwa Webb siap digunakan untuk pengamatan ilmiah dan dapat memberikan hasil yang spektakuler. Objek-objek dalam program ERO ini dipilih berdasarkan adanya data terdahulu (terutama adanya citra Hubble dan Spitzer), apakah ada karakteristik inframerah menarik yang bisa diamati, dan relevansi objek ini terhadap program ilmiah Webb. Lima objek yang terpilih pada akhirnya mampu mewakili tidak hanya cakupan ilmiah yang ingin dicapai Webb namun juga kemampuan instrumen-instrumen yang terpasang pada Webb.

Lensa gravitasi dan galaksi-galaksi dini dalam medan SMACS 0723

Citra ini (Gambar 4) ditunjukkan untuk pertama kalinya kepada khalayak pada tanggal 11 Juli 2022, lebih awal satu hari dari yang direncanakan, dalam acara briefing untuk Presiden dan Wakil Presiden Amerika Serikat, Joe Biden dan Kamala Harris, di Gedung Putih di Washington, DC. Gambar ini menampilkan sebuah bidang langit yang kecil sekali, kira-kira sebesar bulir pasir dalam jarak jangkauan tangan. Medan ini bernama medan SMACS 0723. Pada gambar ini bisa dilihat galaksi-galaksi terjauh yang cahayanya berangkat sekitar 13 milyar tahun lalu, pada masa-masa awal terbentuknya alam semesta, dan gugus galaksi yang medan gravitasinya demikian kuat sehingga mereka membelokkan cahaya yang berasal dari galaksi-galaksi di balik gugus ini (Gambar 5 dan 6).

Gambar 4. Citra deep-field pertama dari Webb yaitu medan SMACS-0723. Sumber: NASA, ESA, CSA, STScI.
Gambar 5. Gambaran proses terbentuknya lensa gravitasi. Obyek masif yang berada di tengah melengkungkan ruangwaktu sehingga cahaya dari galaksi latar dilengkungkan (garis putih). Galaksi latar menjadi seakan terlihat dari arah samping (garis oranye).
Gambar 6. Detail dari citra SMACS 0723. Tampak beberapa galaksi yang terdistorsi karena mengalami pelensaan gravitasi. Masih ada banyak lagi di citra ini. Dapatkah kalian mengidentifikasi yang lain? Sumber: NASA, ESA, CSA, STScI.

Galaksi yang cahayanya mengalami pelensaan gravitasi dapat terdistorsi (berubah bentuk) seperti ditunjukkan pada Gambar 5. Lensa gravitasi juga dapat menciptakan duplikat, cahaya dari dua galaksi ternyata sebenarnya berasal dari satu galaksi. Gambar saja tidak cukup untuk mengidentifikasi efek-efek ini. Dengan mengambil spektrum cahaya dari galaksi-galaksi latar yang terlensakan ini, kita dapat mempelajari efek pelensaan gravitasi. Gambar 7 menunjukkan dua spektrum dari dua galaksi latar yang mengalami pelensaan gravitasi. Spektrum dua galaksi ini serupa, menunjukkan bahwa sesungguhnya dua galaksi ini adalah galaksi yang sama.

Gambar 7. Dua galaksi yang mengalami pelensaan gravitasi, apabila diambil spektrumnya dengan menggunakan instrumen NIRISS (Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph), ternyata memiliki bentuk dan karakter yang sama, sehingga kita dapat menyimpulkan dua galaksi ini sesungguhnya adalah galaksi yang sama. Sumber: NASA, ESA, CSA, STScI.

Citra SMACS 0723 sesungguhnya adalah gabungan dari beberapa citra yang diamati dalam beberapa filter, dengan waktu pengambilan citra total mencapai 12.5 jam. Hubble membutuhkan waktu berminggu-minggu untuk mengambil citra dengan kedalaman yang sama.

Gambar 8. Perbandingan citra medan SMACS 0723 yang diambil Hubble (kiri) dengan yang diambil Webb (kanan). Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI dengan dibantu WebbCompare.

Apabila dibandingkan dengan citra medan yang sama yang diambil Hubble (Gambar 8), kita bisa melihat sendiri lebih banyak galaksi-galaksi redup yang semula tak teramati oleh Hubble kini bisa diamati oleh Webb. Selain citra, Webb juga mengambil spektrum cahaya galaksi-galaksi yang jauh (Gambar 9). Pada panel kanan Gambar 9 kita dapat melihat beberapa spektrum galaksi-galaksi yang diamati Webb. Apabila kita amati tiap spektrum, ada fitur yang konsisten hadir di setiap spektrum yaitu pancaran unsur Hidrogen (ditandai warna merah) dan unsur Oksigen (warna biru). Seandainya galaksi-galaksi ini tak bergerak, unsur Oksigen memancar dalam panjang gelombang cahaya tampak. Akan tetapi, galaksi-galaksi ini bergerak menjauhi kita karena efek pemuaian alam semesta, dan ini membuat spektrum cahaya mereka mengalami pergeseran ke arah cahaya merah (disebut juga dengan efek redshift). Garis Oksigen yang semula memancar pada daerah cahaya tampak menjadi terpancar pada wilayah inframerah. Semakin jauh galaksi ini berada, semakin besar pergeseran merah yang dialami galaksi ini. Pada Gambar 9, spektrum-spektrum ini sudah diurutkan dari atas ke bawah menurut besarnya pergeseran merah yang dialami, dan berdasarkan pengukuran ini kita dapat menentukan bahwa cahaya yang diamati Webb dari galaksi terjauh yang ditunjukkan dalam Gambar ini adalah cahaya dari 13.1 milyar tahun lalu! Usia alam semesta saat ini diperkirakan berusia 13.8 milyar tahun. Artinya cahaya ini berasal dari galaksi dini yang baru saja terbentuk saat alam semesta baru berusia sekitar 700 juta tahun.

Gambar 9. Selain mengambil citra, Webb juga mengambil spektrum dari galaksi-galaksi jauh (panel kanan) dan dapat mengukur besarnya pemerahan spektra tersebut akibat pemuaian alam semesta. Cahaya yang berasal dari galaksi terjauh (spektrum terbawah pada panel kanan) dipancarkan 13.1 milyar tahun lalu dan baru mencapai kita. Sumber: NASA, ESA, CSA, STScI.

Semakin jauh kita melihat, semakin mundur pula kita melihat ke belakang dalam waktu. Ini karena kecepatan cahaya, meskipun amat sangat cepat sekali, tidaklah tak terhingga. Dalam waktu sedetik, cahaya mampu menempuh jarak 300 ribu kilometer. Ini kecepatan yang amat sangat tinggi, namun tidak sekejap. Cahaya yang memancar dari permukaan Matahari kita membutuhkan waktu sekitar 8.5 menit untuk mencapai kita. Artinya, kondisi Matahari yang kita amati saat ini adalah kondisi Matahari 8.5 menit yang lampau. Seandainya Matahari tiba-tiba berhenti bersinar maka kita baru akan tahu 8.5 menit kemudian. Cahaya yang dipancarkan bintang terdekat dari Matahari kita, Proxima Centauri, membutuhkan waktu sekitar 4 tahun 3 bulan untuk mencapai kita, sementara cahaya dari galaksi tetangga yaitu Galaksi Andromeda membutuhkan waktu sekitar 2.5 juta tahun untuk mencapai kita. Demikianlah dengan mengamati galaksi pada berbagai jarak, artinya kita juga mempelajari galaksi tersebut dalam berbagai tahapan evolusi mereka. Dengan mengambil spektrum galaksi-galaksi dini, kita juga dapat mengetahui unsur-unsur apa saja yang terkandung dalam galaksi-galaksi ini, dan bagaimana galaksi-galaksi dini ini berperan dalam pembentukan unsur-unsur berat di alam semesta kita.

Uap air dalam atmosfer WASP-96b

WASP-96 adalah sebuah bintang yang menyerupai Matahari. WASP sendiri adalah kependekan dari Wide Angle Search for Planets, sebuah proyek pencarian eksoplanet dengan menggunakan metode transit. Sebuah transit adalah peristiwa ketika sebuah eksoplanet lewat di hadapan bintang induknya dan menghalangi sebagian cahaya dari bintang induk, sejenak menghasilkan peredupan cahaya bintang. Sebuah transit bisa berlangsung selama beberapa jam. WASP-96 adalah salah satu bintang yang diamati oleh proyek ini, terletak sekitar 1150 tahun cahaya dari Bumi dalam arah rasi Phoenix, dan diketahui memiliki paling tidak satu eksoplanet, ditemukan pada tahun 2014. Eksoplanet ini, dinamakan WASP-96b, adalah sebuah eksoplanet raksasa gas yang panas. Dikatakan panas karena jarak eksoplanet ini begitu dekat dari bintang indukknya, hanya 1/20 kali jarak Bumi–Matahari kita. Bandingkan dengan planet raksasa gas dalam tata surya kita, Jupiter, yang jaraknya sekitar 5 kali jarak Bumi–Matahari kita. Karena jaraknya yang dekat ini, satu orbit WASP-96b mengelilingi bintang induknya ditempuh hanya dalam jangka waktu 3.5 hari.

Untuk mengamati transit WASP-96b di hadapan bintang induknya, Webb mengamati WASP-96 selama 6 jam 23 menit. Pengamatan dimulai sekitar 2.5 jam menjelang dimulainya transit dan berakhir sekitar 1.5 jam setelah transit berakhir. Transitnya sendiri berlangsung selama 2.5 jam. Setiap 1.4 menit, Webb mengambil spektrum, sehingga bisa mengumpulkan 280 spektrum yang kemudian digunakan untuk menyusun kurva cahaya, yaitu kurva perubahan kecerlangan WASP-96 menurut waktu. Gambar 10 menampilkan kurva cahaya WASP-96 dan kita bisa melihat dengan jelas peredupan cahaya bintang WASP-96 saat terhalang oleh eksoplanet WASP-96b. Karena data yang diambil berupa spektrum, yaitu pemecahan berkas cahaya ke dalam berbagai penyusunnya yang terdiri atas berbagai frekuensi, maka setiap titik adalah penjumlahan dari kecerlangan cahaya inframerah dalam berbagai frekuensi inframerah.

Gambar 10. Kurva cahaya transit eksoplanet WASP-96b di hadapan bintang induknya, diamati oleh instrumen NIRISS yang dipasang pada Teleskop Antariksa Webb. Sumber: NASA, ESA, CSA, STScI.

Peredupan cahaya bintang dalam peristiwa transit pada umumnya sangat kecil, biasanya sekitar 1% dari cahaya bintang yang mengalami peredupan. Oleh karena itu dalam pengamatan transit, dibutuhkan piranti yang mampu mengukur kecerlangan bintang dengan amat sangat teliti. Dalam kasus transit WASP-96b, kecerlangan bintang induknya hanya meredup sekitar 1.5%. NIRISS (kependekan dari Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph), instrumen Webb yang digunakan untuk mengamati transit ini, mampu mengukur perbedaan kecerlangan cahaya yang hingga 0.02%, sehingga NIRISS sangat cocok digunakan untuk mengamati transit eksoplanet (dalam cahaya inframerah!).

Pengamatan-pengamatan transit WASP-96b sebelumnya sudah berhasil mengukur ukuran, massa, dan karakter orbit eksoplanet ini. Akan tetapi, ketelitian pengukuran yang dilakukan Webb tetap berguna untuk menajamkan dan meningkatkan ketelitian pengukuran sebelumnya.

Karena data yang diambil Webb adalah spektrum WASP-96, maka kita juga dapat melihat apa yang dinamakan spektrum transmisi, yaitu perbandingan antara spektrum bintang pada saat terjadi transit dan pada saat tidak terjadi transit. Pada saat terjadi transit, cahaya bintang mengalami peredupan bukan hanya karena cahaya tersebut terblokir oleh badan eksoplanet, tetapi juga karena sebagian kecil cahaya tersebut diserap oleh atmosfer eksoplanet. Kandungan atmosfer eksoplanet dengan demikian dapat dipelajari dengan melihat karakter penyerapan cahaya pada berbagai panjang gelombang. Nah Gambar 11 menampilkan besarnya penyerapan cahaya pada panjang gelombang inframerah, merentang dari 0.6 mikron hingga 2.8 mikron. Jumlah cahaya yang diserap berkisar antara 13600 ppm (1.36%) hingga 14700 ppm (1.47%).

Gambar 11. Spektrum transmisi eksoplanet WASP-96b, yaitu perbandingan spektrum bintang induk saat cahayanya dihalangi oleh eksoplanet dan saat eksoplanet tidak menghalangi. Pada saat terjadi transit, cahaya bintang melalui atmosfer eksoplanet dan sebagian terserap oleh gas-gas yang terkandung dalam atmosfer eksoplanet. Spektrum transmisi ini diamati oleh instrumen NIRISS yang terpasang pada Teleskop Antariksa James Webb. Sumber: NASA, ESA, CSA, STScI.

Dengan membandingkan antara data penyerapan cahaya pada berbagai panjang gelombang inframerah ini dengan pemodelan komputer, kita dapat dapat menentukan kandungan dan komposisi gas yang menyusun atmosfer eksoplanet WASP-96b. Ini karena setiap gas akan menyerap cahaya pada panjang gelombang tertentu, dan seberapa banyak gas tersebut ditentukan dari besarnya jumlah cahaya yang terblokir dalam panjang gelombang tersebut (seberapa tinggi puncak dalam grafik ini, karena semakin tinggi puncak berarti semakin besar pemblokiran cahaya). Temperatur atmosfer secara keseluruhan juga dapat ditentukan dengan mengukur seberapa besar puncak-puncak spektrum. Planet yang panas cenderung memiliki puncak-puncak yang lebih tinggi. Karakteristik lain seperti keberadaan kabut dan awan juga dapat ditentukan dengan melihat bentuk keseluruhan spektrum transmisi ini.

Garis biru dalam Gambar 11 adalah model komputer terbaik yang dapat ditentukan berdasarkan data pengukuran (titik-titik putih). Garis vertikal yang menyandingi setiap titik pengukuran adalah ketidakpastian pengukuran, yaitu rentang nilai pengukuran yang memungkinkan. Karena ini adalah pengamatan tunggal, ketidakpastian pengukuran spektrum transmisi ini relatif kecil.

Beberapa kesimpulan awal yang dapat diambil dari data ini adalah adanya uap air dalam atmosfer eksoplanet ini. Puncak-puncak pemblokiran cahaya bintang oleh uap air tidak terlalu tinggi, mengisyaratkan adanya awan yang menekan tanda-tanda keberadaan uap air. Ketinggian puncak-puncak, bersama dengan karakteristik spektrum ini, dapat digunakan untuk menghitung temperatur atmosfer eksoplanet ini yaitu sekitar 725°C.

Ini spektrum transmisi eksoplanet paling terperinci yang pernah dihasilkan dalam panjang gelombang inframerah. Ini karena pengamatan infra merah dengan menggunakan teleskop di Bumi sangat sulit karena adanya penyerapan cahaya oleh atmosfer Bumi itu sendiri. Tingginya detail spektrum inframerah yang dapat dihasilkan Webb dalam satu kali pengamatan ini adalah bukti tingginya kualitas data yang dapat diambil Webb.

Nebula Cincin Selatan

Gambar 12. Nebula Cincin Selatan diamati oleh Webb dalam cahaya inframerah dekat (kiri) dan inframerah menengah (kanan). Sumber: NASA, ESA, CSA, STScI.

Nebula Cincin Selatan, dikenal juga dengan nama NGC 3132, adalah sebuah awan gas dan debu yang melingkupi sebuah sistem bintang ganda, di mana satu anggota dari sistem ini adalah sebuah bintang katai putih.

Nebula ini adalah hasil dari proses kematian sebuah bintang yang telah kehabisan bahan bakarnya. Seiring dengan berubahnya sebuah bintang menjadi bintang katai putih, secara berkala bintang akan melepas sebagian besar material luarnya ke angkasa. Inilah awan gas dan debu yang kita lihat dalam foto ini.

Webb mengambil citra Nebula ini dengan menggunakan instrumen NIRCam (Near-Infrared Camera) dan MIRI (Mid-Infrared Instrument). Dalam citra MIRI (Gambar 12, kanan) kita bisa melihat kedua bintang secara lebih jelas, pada bagian tengah citra ada dua bintang yang berdekatan. Bintang katai putihnya adalah yang lebih redup di kiri, sementara bintang yang di kanan adalah pendampingnya. Bintang kedua ini masih aktif dan juga ikut membentuk nebula dengan menyebarkan material gas dan debu ke berbagai arah dalam prosesnya mengorbit si bintang katai putih pendampingnya.

Kedua citra ini tampak berbeda karena NIRCam dan MIRI mengamati dalam panjang gelombang berbeda. NIRCam menggunakan filter inframerah dekat, sementara MIRI menggunakan filter inframerah menengah. Inframerah dekat lebih mendekati apa yang bisa dilihat mata kita. Inframerah menengah lebih bisa menembus awan debu, oleh karena itu pada citra MIRI kita bisa melihat lebih jelas kedua bintang daripada pada citra NIRCam.

Semakin besar panjang gelombang yang digunakan, semakin rendah resolusi (atau disebut juga daya pisah) sebuah citra. Itulah sebabnya ketajaman citra MIRI lebih rendah daripada NIRCam.

Sebagai bonus, kita juga bisa melihat galaksi lain dalam citra ini. Pada kedua citra, di bagian pinggir gambar, ada sebuah garis terang. Ini bukan cahaya bintang, melainkan galaksi lain yang tampak samping.

Gambar 13. Perbandingan citra Nebula Cincin Selatan yang diambil Hubble (kiri) dengan yang diambil Webb (kanan). Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI dengan dibantu WebbCompare.

Apabila dibandingkan dengan citra Hubble (Gambar 13), jelas bahwa citra Webb lebih detail dan mendalam. Tidak hanya kita dapat melihat lebih jelas nebula yang menyelubung, kita juga dapat melihat galaksi-galaksi latar yang tidak teramati oleh Hubble karena galaksi-galaksi tersebut terlalu redup.

Meneliti nebula seperti ini bagaikan menerawang masa depan Matahari kita, karena sebagaimana kita ketahui Matahari akan berevolusi menjadi sebuah bintang katai seperti yang kini berada di tengah Nebula Cincin Selatan.

Tarian gravitasi Kuintet Stephan

Gambar 14. Kelompok galaksi Kuintet Stephan. Citra ini adalah gabungan dua citra Webb yaitu citra NIRCam dan citra MIRI. Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI.

Kuintet Stephan adalah kelompok 5 galaksi yang di langit tampak saling berdekatan (Gambar 14). Walaupun dinamakan kuintet, namun sesungguhnya hanya empat dari lima galaksi ini yang letaknya secara fisik saling berdekatan dan berinteraksi secara gravitasi. Satu galaksi ini, NGC 7320, sebenarnya adalah galaksi latar depan dan jaraknya lebih dekat dari Bumi, yaitu 40 juta tahun cahaya. Kebetulan saja galaksi ini terletak di hadapan empat galaksi yang lain (NGC 7317, NGC 7318A, NGC 7318B, dan NGC 7319. Lihat Gambar 15 untuk mengetahui nama-nama galaksi-galaksi ini), yang jaraknya sekitar 290 juta tahun cahaya, dan membentuk apa yang kita namakan sebagai kelompok galaksi (galaxy group).

Gambar 15. Nama-nama galaksi dalam Kuintet Stephan. Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI.

Karena jarak fisiknya yang saling berdekatan, empat galaksi ini saling terikat satu sama lain secara gravitasi dan saling berinteraksi dalam sebuah tarian kosmik. Dua galaksi, NGC 7318A and NGC 7318B, dapat kita lihat terletak sangat dekat dan dalam proses penyatuan. Interaksi galaksi-galaksi yang saling berdekatan ini juga menyatukan gas dan debu dari galaksi-galaksi ini dan memicu terbentuknya daerah-daerah pembentukan bintang, di mana dari gas-gas ini akan terbentuk bintang-bintang di kemudian hari.

Dengan melihat citra MIRI (Gambar 16, kanan), kita dapat melihat menembus debu yang menghalangi pandangan dan mempelajari daerah-daerah pembentukan bintang ini dengan lebih detail. Kita bisa melihat sendiri, misalnya pada kelompok NGC 7318, di daerah terluarnya ternyata ada banyak awan gas yang nantinya akan membentuk bintang. Dalam citra ini, warna merah menunjukkan debu-debu dalam daerah-daerah pembentukan bintang, sementara warna biru adalah bintang-bintang yang tidak dilingkupi awan debu.

Gambar 16. Kuintet Stephan diamati dengan menggunakan instrumen NIRCam (kiri) dan MIRI (kanan) yang terpasang pada Teleskop Antariksa Webb. Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI.

Kita juga bisa melihat bahwa di inti galaksi NGC 7319, galaksi teratas dalam citra-citra ini, terdapat sebuah lubang hitam supermasif yang massanya 24 juta kali massa Matahari kita. Lubang hitam ini aktif memilin material di sekitarnya, dan mendekati daerah sekitar inti lubang hitam ini, materi-materi ini saling bergesekan dan berpendar, sehingga memancarkan cahaya yang terangnya setara dengan 40 milyar kali cahaya Matahari. Dalam citra MIRI, lubang hitam ini tampak jauh lebih terang daripada yang tampak pada citra NIRCam (Gambar 16, kiri), karena MIRI mampu melihat menembus debu yang menghalangi pandangan menuju inti galaksi ini.

Karena galaksi NGC 7320 lebih dekat daripada empat yang lain, berkat daya pisah Webb yang tinggi kita dapat mengamati secara individu bintang-bintang dalam galaksi ini dan mempelajari mereka secara lebih mendalam (Gambar 17). Bahkan dalam foto NIRCam ini, kita juga dapat melihat galaksi-galaksi latar belakang yang sesungguhnya berada di balik galaksi ini.

Gambar 17. Potongan citra NIRCAM dari Kuintet Stephan yang menggambarkan detail galaksi NGC 7320. Tampak bahwa bintang-bintang dalam galaksi ini dapat terlihat secara individu dan dapat dipelajari secara lebih mendalam. Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI.
Gambar 18. Perbandingan citra Kuintet Stephan yang diambil Hubble (kiri) dengan yang diambil Webb (kanan). Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI dengan dibantu WebbCompare.

Tebing-tebing kosmik Nebula Karina

Potret Nebula Carina yang diambil JWST. Kredit: NASA, ESA, CSA, & STScI
Gambar 19. Tebing-tebing kosmik dalam Nebula NGC 3324 di tepi Nebula Karina, diambil oleh instrumen NIRCam yang terpasang pada Teleskop Antariksa James Webb. Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI.

Nebula Karina (NGC 3372) adalah sebuah kompleks awan gas, debu, dan gugus bintang-bintang muda dan masif tipe O dan B, berjarak sekitar 8500 tahun cahaya dari Bumi. Kompleks semacam ini dinamakan asosiasi OB, karena ikatan gravitasi mereka lebih longgar dari gugus bola maupun gugus terbuka. Di dalam suatu asosiasi OB bisa ditemukan puluhan hingga ratusan bintang-bintang tipe O dan B, yaitu bintang-bintang yang paling panas suhunya dan paling masif. Di dalam asosiasi ini juga terdapat ratusan hingga ribuan bintang-bintang bermassa menengah maupun rendah. Bintang-bintang anggota suatu asosiasi terbentuk bersama-sama dalam awan raksasa ini, namun bintang tipe O dan B tidak berumur panjang. Dalam waktu satu juta tahun, bintang O akan mengakhiri riwayatnya dengan meledak menjadi supernova dan menyebarkan materinya ke segala arah. Dalam waktu sepuluh juta tahun, seluruh bintang OB dalam suatu asosiasi akan mengakhiri kehidupannya, sementara bintang-bintang lain akan berpencar begitu awan gas dan debu yang menyelubungi asosiasi ini terhembus. Bandingkan dengan usia Matahari kita saat ini yaitu sekitar 5 milyar tahun.

Dalam kompleks Nebula Karina terdapat asosiasi OB dan berbagai gugus terbuka berusia muda, salah satunya adalah NGC 3324, terletak di barat laut Nebula Karina. Nebula ini masih berusia muda, sekitar 12 juta tahun, dan masih membentuk bintang-bintang. Citra Webb yang kita lihat ini adalah bagian barat dari sebuah awan gas berongga yang tengah mengembang dihembuskan oleh angin bintang dan radiasi ultraviolet yang dipancarkan oleh bintang-bintang muda, panas, dan masif dalam gugus ini.

Gambar 20. Lokasi foto tepi barat NGC 3324 (kanan) dalam nebula NGC 3324 (tengah), dan lokasi NGC 3324 dalam kompleks Nebula Karina (kiri). Sumber: Harel Boren, Wikimedia Commons (kiri), ESO (tengah), NASA/ESA/CSA/STScI (kanan).

Sebagaimana bisa kita bandingkan dengan citra Hubble (Gambar 21) dan juga citra dari teleskop-teleskop landas Bumi (Gambar 20), tentunya citra Webb memiliki lebih banyak detail. Kita bisa melihat apa yang kelihatan seperti “uap” biru memancar dari puncak-puncak “gunung-gunung”. Sesungguhnya itu adalah aliran gas dan debu panas yang memancar menjauhi pusat nebula karena terbawa radiasi ultraviolet. Selain itu kita juga melihat berbagai rongga lain yang terbentuk karena hembusan angin bintang-bintang muda yang terselubung oleh awan gas dan debu ini.

Gambar 21. Perbandingan citra NGC 3324 yang diambil Hubble (kiri) dengan yang diambil Webb (kanan). Sumber: NASA/ESA/CSA/STScI dengan dibantu WebbCompare.

Tahapan paling dini dalam proses pembentukan bintang hanya berlangsung sekitar 50 ribu hingga 100 ribu tahun. Dalam skala kosmik ini tergolong singkat dan oleh karena itu jarang dapat diamati. Dengan menggunakan Webb untuk mengamati gugus-gugus terbuka semacam ini kita dapat melihat proses pembentukan bintang dalam detail yang tinggi.

Diyakini bahwa sebagian besar bintang di dalam Galaksi kita terbentuk di dalam asosiasi-asosiasi OB. Asosiasi di mana Matahari kita terbentuk tentunya sudah lama bubar dan bintang-bintang “saudara” Matahari sudah terpencar. Mempelajari suatu asosiasi OB dengan demikian bagaikan melihat proses terbentuknya Matahari kita dan kondisi-kondisi yang mengawalinya.

Selanjutnya

Dengan dirilisnya kelima citra berwarna perdana ini dan juga data terkait, Webb siap digunakan untuk pengamatan ilmiah. Lima bulan pertama Webb akan digunakan untuk pengamatan dalam program Early Release Science (ERS) yaitu program-program pengamatan yang dipilih melalui diskresi Direktur Space Telescope Science Institute, lembaga kontraktor NASA yang mengoperasikan Teleskop Webb. Data yang diambil dalam program-program ERS ini akan segera dirilis kepada publik sehingga komunitas astronomi dapat mengetahui kemampuan Webb dan penggunaan terbaik instrumen-instrumennya.

Untuk bisa mengamat dengan menggunakan Webb, astronom menuliskan proposal pengamatan yang menjelaskan motivasi penelitian, objek-objek apa saja yang akan diamati, dan mengapa penting menggunakan Webb dan tidak teleskop lain. Proposal ini kemudian akan dibaca oleh panelis sejawat yang akan menilai proposal-proposal yang masuk dan menyusun peringkat. Astronom yang bekerja mengembangkan Webb dan instrumen-instrumennya sudah dijamin dapat menggunakan teleskop tersebut untuk tiga tahun pertama. Program pengamatan terjamin ini, yang mencakup berbagai topik astronomi, lebih lanjut akan menjelajahi dan menunjukkan lebih lanjut kemampuan Webb. Astronom lain yang proposal pengamatannya telah disetujui oleh panelis sejawat juga akan menggunakan Webb untuk mengamati alam semesta, menganalisis data yang dikumpulkan, dan menerbitkan hasil-hasil temuan mereka dalam jurnal-jurnal ilmiah.

Kita telah memasuki era baru dalam penelitian astronomi yaitu era Webb, seraya bersiap-siap untuk mendengar penemuan tak terduga yang dihasilkan Webb.

 

Forensik Komputer