Top Banner
Galaksi Bima Sakti Dimensi Galaksi Komponen-komponen MW Kinematika dan distribusi massa Solar motion Struktur spiral Pembentukan Galaksi
66

Galaksi Bima Sakti

Feb 23, 2016

Download

Documents

vanida

Galaksi Bima Sakti. Dimensi Galaksi Komponen-komponen MW Kinematika dan distribusi massa Solar motion Struktur spiral Pembentukan Galaksi. Spektrum gelombang EM. Multiwavelength Milky Way. Milky Way – yang diamati Galileo. Dimensi & Perkembangan Konsep tentang Galaksi. - PowerPoint PPT Presentation
Welcome message from author
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
Page 1: Galaksi Bima Sakti

Galaksi Bima Sakti• Dimensi Galaksi• Komponen-komponen MW• Kinematika dan distribusi massa• Solar motion• Struktur spiral• Pembentukan Galaksi

Page 2: Galaksi Bima Sakti

Spektrum gelombang EM

Page 3: Galaksi Bima Sakti

Multiwavelength Milky Way

Page 4: Galaksi Bima Sakti

Milky Way – yang diamati Galileo

Page 5: Galaksi Bima Sakti

Dimensi & Perkembangan Konsep tentang Galaksi

• Tahun 1610 Galileo menemukan bahwa MW merupakan suatu sistem bintang• Pertengahan abad 18 - Thomas Wright dan Immanuel Kant: hipotesa bahwa Galaksi merupakan suatu piringan yang

tersusun dari bintang2, termasuk Matahari. Kant: teori bahwa Galaksi tidak unik, ada banyak sistem serupa (“island universes” ) terdistribusi di langit

pada jarak yang sangat jauh

Page 6: Galaksi Bima Sakti

• Akhir abad 18 William & Caroline Herschel: dengan teknik star gauging menyimpulkan bahwa Matahari terletak di dekat pusat dari suatu sistem yang pipih, hampir ellips, di mana lebar dalam arah bidang Galaksi 5x lebih besar daripada arah tegak lurus bidang tsb

Page 7: Galaksi Bima Sakti

•Abad 19, penemuan fotografi astronomis.•Kapteyn: Galaksi merupakan sebuah sistem spheroid yang pipih berukuran sedang, kira-kira 5x lebih panjang pada bidangnya. Matahari terletak agak di luar bidang Galaksi pada jarak 650 pc dari pusat

•Shapley menggunakan distribusi globular cluster: Mengestimasi ukuran diameter Galaksi adalah ~100 kpc (10x lebih besar daripada Kapteyn Universe!), Matahari terletak 15 kpc dari pusat Galaksi•Sampai saat itu semua penurunan dimensi tidak tepat karena mengabaikan absorbsi antar bintang

Page 8: Galaksi Bima Sakti

•April 1920 debat Curtis dan Shapley, salah satunya tentang ukuran Galaksi kita, dan skala jarak di dalamnya

•Penemuan absorbsi antar bintang oleh Trumpler dari studi open cluster.– Mengestimasi jarak menggunakan main

sequence fitting– Mengestimasi ukuran dengan mengukur

besar sudutnya ( R = d ), semua open cluster diasumsikan memiliki diameter yang sama

– Diamati cluster-cluster yang jauh terlihat lebih besar!

– Trumpler mempostulatkan bahwa hal ini disebabkan oleh progressive dimming cahaya m – M = 5 log(d/10) + kd di mana k = 0.79

mag/kpc Absorpsi ini menjelaskan perbedaan antara pekerjaan Kapteyn dan Shapley

Page 9: Galaksi Bima Sakti

Dimensi & Komponen-komponen Galaksi

Galaksi dapat dibagi dalam beberapa komponen yang memiliki struktur

dan kandungan bintang/gas yang berbeda

Page 10: Galaksi Bima Sakti

Komponen Galaksi:

• Piringan Galactic (galactic disk)• Galactic bulge• Galactic nucleus• Galactic (stellar) halo• Galactic dark halo

Page 11: Galaksi Bima Sakti

Gugus Bintang:• Gugus bola (Globular Cluster): konsentrasi/kumpulan bintang berbentuk mendekati bola dan terikat kuat secara gravitasi. Gugus bola beranggota sampai ratusan ribu bintang dan memiliki diameter sampai 100 pc. M80 Milky Way kemungkinan memiliki beberapa ratus globular cluster. Bintang2 dalam globular cluster sangat tua dan diduga terbentuk seumur Galaksi itu sendiri.

Page 12: Galaksi Bima Sakti

• Gugus terbuka (Open Cluster/Galactic cluster):

konsentrasi/kumpulan bintang beranggota hingga ratusan bintang. Ikatan gravitasinya tidak sekuat gugus bola. Letaknya terkonsentrasi pada bidang Galaksi. Umur muda.

Page 13: Galaksi Bima Sakti

Galactic disk (piringan Galaksi) - Kebanyakan bintang dalam MW terletak pada disk- Sangat tipis: diameter 30 – 40 kpc, tebal 2 kpc- Matahari terletak pada disk, 8-8.5 kpc dari pusat Galaksi (PG)- Gerak bintang dalam disk hampir sepenuhnya rotasional mengitari PG, dengan orbit (mendekati) circular- Adanya struktur spiral yang ditunjukkan oleh bintang2 muda yang masif (O dan B) dan daerah2 HII- Umur bintang: muda sampai tua- Terdapat gas, debu- Bintang2 cenderung memiliki metalisitas yang tinggi (Z > 0.01)

Page 14: Galaksi Bima Sakti

METALISITAS

- Fraksi massa hidrogen dalam bintang sering dinyatakan

dalam X, helium dalam Y dan metal (elemen yang lebih berat daripada helium) dalam Z. Metalisitas Matahari sekitar 1.6 persen massa.

- Metalisitas bintang2 lain dinyatakan dalam [Fe/H] :

- Besi bukanlah elemen berat yang paling berlimpah tapi

salah satu yang paling mudah diukur dalam spektrum visible

Page 15: Galaksi Bima Sakti

Problem 1:

Use Kepler’s third law to show that orbital velocities of stars at radial distances far from the galaxy core with mass M should fall as

21 rvorb

where r is the distance to the core

Page 16: Galaksi Bima Sakti

Problem 2:

Show that the relation between orbital speed vorb and radial distance r in Problem 1 canalso be derived from the balance betweengravitational force and centrifugal force.

Page 17: Galaksi Bima Sakti

Gaya gravitasi = gaya sentrifugal

21)(

)(

2

2

rrvr

GMrv

rmv

rmGM

r

r

Page 18: Galaksi Bima Sakti

Problem 3:

The solar system orbits the Milky Way at about 8 kpc from the center. What is this distance in ly, AU and km

Page 19: Galaksi Bima Sakti

Problem 4:

The Sun's circular velocity around the center of the Milky Way galaxy is measured to be vc = 220 km/s at its radius of R = 8 kpc. How long does it take the Sun to make one revolution about the center of the galaxy? How many revolutions will it have made in the 4.5 Gyr of its life? (This can be thought of as its age in "galactic years".)

Page 20: Galaksi Bima Sakti

Problem 5:

Use Kepler’s third law to determine the mass ofthe Galaxy (up to Sun’s radius)

Page 21: Galaksi Bima Sakti

Galactic bulge- Bentuk spheroid- Orbit memanjang, sampai ke atas bidang Galaksi → menyebabkan bentuk spheroid- Umur bintang: muda sampai tua

Galactic nucleus- Bagian yang paling dalam dari MW (beberapa pc)- Kerapatan bintang sangat besar: jarak pisah antar bintang sekitar 100 AU (seukuran Tatasurya)- Ada bukti-bukti yang meyakinkan tentang adanya super massive black hole di PG (massa 1-2 juta kali massa Matahari)

Page 22: Galaksi Bima Sakti

Galactic halo (stellar halo)- Bentuk sferis agak pepat- Terdiri dari globular cluster dan bintang2 tua, metalisitas rendah (Z < 0.001)- Ukuran: 30-40 kpc

Dark halo (corona)- Suatu sistem materi yang sangat besar berbentuk sferis- Materi di dalamnya gelap (tidak menyerap atau memancarkan gelombang EM) → dark matter, dideteksi melalui efek gravitasi yang ditimbulkannya- Keberadaannya disimpulkan dari bentuk kurva rotasi Galaksi- 70% - 90% massa Galaksi berada di sini

Page 23: Galaksi Bima Sakti

Ringkasan sifat disk, bulge dan halo

Page 24: Galaksi Bima Sakti

Sekali lagi….gambaran skematik Galaksi

Bintang2 populasi I:- muda, metalisitas tinggi

Bintang2 populasi II:- tua, metalisitas rendah

Page 25: Galaksi Bima Sakti

Thin disk vs thick disk

Umumnya kecerlangan permukaan (surface brightness) Galaksi didekati dengan double exponential function:

)/exp()/exp()( 0 dd zzRRIRI

Rd = 3.5 0.5 kpc (de Vaucouleurs & Pence 1978) disebut skala panjang piringan (disk scale length) dan zd = 180 pcdisebut skala tinggi piringan (disk scale height).

Umumnya dianggap bahwa pada disk distribusi massa mengikuti distribusi kecerlangan, sehingga fungsi di atas juga menunjukkan fungsi kerapatan terhadap R dan z.

Page 26: Galaksi Bima Sakti

Tetapi….

2 eksponensial dalam arah z

Interpretasi:- Single disk dengan kerapatan tidak eksponensialatau- Secara fisik ada 2 komponen: thin disk (zd = 180 pc) dan thick disk (zd = 1 kpc)

Penjelasan ke dua lebih diterima:- bintang2 thick disk lebih tua dari 10 Gyr dan lebih miskin metal daripada [Fe/H] = −0.4; bintang2 thin disk lebih muda dari 10 Gyr dan kaya metal

Page 27: Galaksi Bima Sakti

Galactic centerKecepatan dalam radius 2 pc dari inti Galaksi sangat tinggisehingga massa yang dilingkupi oleh radius tsb menunjukkankeberadaan massa sebesar beberapa juta massa Mataharidalam radius 0.5 pc dari galaksi kita. 

Sebuah sumber radio yang dikenal sebagai Sagittarius A*(Sgr A*) terletak sangat dekat dengan pusat, dan Menunjukkan kecepatan gas 260 km/s.  Jika ini adalah suatu kecepatan orbit, maka hanya mungkin kalau Sgr A* adalah sebuah supermassive black hole.  Pada panjang gelombang infra merah, luminositas daerahini adalah 107Lsun.

Page 28: Galaksi Bima Sakti
Page 29: Galaksi Bima Sakti

Sistem koordinat galaktik (l,b)• equator Galaksi: lingkaran besar yang hampir mendekati bidang Galaksi, berinklinasi 62.87 terhadap equator langit.• Kutub utara Galaksi (North Galactic Pole = NGP) terletak (epoch 2000)

• Bujur galaksi l (galactic longitude) dihitung terhadap arah pusat Galaksi. Lintang galaksi b dihitung dari bidang Galaksi ke arah NGP (b+) atau SGP (b-) Arah pusat Galaksi (l,b) = (0,0) atau (epoch 2000):

)12825.27,85948.192()( , GPGP

)936.28,405.266()( , GCGC

Page 30: Galaksi Bima Sakti

Sistem koordinat galaktik (l,b)

Page 31: Galaksi Bima Sakti

Transformasi koordinat dari sistem ekuatorial ke galaktik:

)cos(cossinsincos)sin(cos)sin(cos)sin(cos

)cos(coscossinsinsin

GPGPGPCP

GPCP

GPGPGP

llbllb

b

Transformasi koordinat dari sistem galaktik ke ekuatorial:

)cos(cossinsincos)sin(cos)sin(cos)sin(cos

)cos(coscossinsinsin

llbbllb

llbb

CPGPGPGP

CPGP

CPGPGP

932.123CPldi mana

adalah bujur dari ekuator utara langit (NCP)

Page 32: Galaksi Bima Sakti

Kinematika Galaksi

Kecepatan bintang ditentukan oleh dua komponen:• kecepatan radial (dari pergeseran Doppler garis2 spektrum)

• kecepatan tangensial (dari proper motion)

Kecepatan ruang diberikan oleh

)(''74.4)/( pcdskmvt

Baik untuk kecepatan radial maupun tangensial harus dikurangi dengan kecepatan orbit Bumi mengelilingi Matahari(~30 km/s) dan kecepatan ruang Matahari (~19.7 km/s).

22tr vvv

cvr0

Page 33: Galaksi Bima Sakti

Gerak Matahari terhadap bintang2 tetangga & LSRGerak Matahari terhadap bintang2 tetangga tercermin dalam gerak diri (proper motion) dan kecepatan radial bintang2 tsb.

Apex : titik yang dituju Matahari dalam geraknya di antara bintang2. Bintang2 dekat apex memiliki kec radial terkecil (negatif).Antapex : titik yang dijauhi Matahari. Dalam arah antapex terlihat kecepatan radial terbesar (positif).

Page 34: Galaksi Bima Sakti

Pada lingkaran besar yang tegak lurus arah apex-antapex, kecepatan radial rata-rata nol, tetapi proper motion besar. Proper motion berkurang ke arah apex dan antapex, tapi selalu dari arah apex menuju antapex.Untuk mempelajari gerak bintang2 yang sesungguhnya, harus didefinisikan sistem koordinat sebagai kerangka acuan. Kerangka yang paling praktis didefinisikan sedemikian rupa sehingga bintang2 di sekitar Matahari secara rata2 diam terhadapnya. Kerangka ini disebut local standard of rest (LSR), atau standard diam lokal.

Page 35: Galaksi Bima Sakti

LSR didefinisikan sbb : misalkan kecepatan bintang2 disekitar Matahari acak. Kecepatan bintang2 terhadap Matahari (kec radial, proper motion dan jarak) diasumsikan diketahui. LSR didefinisikan sedemikian sehingga vektor kecepatan rata2nya berlawanan dengan kecepatan Matahari terhadap LSR, sehingga kecepatan rata2 total terhadap LSR = 0. Gerak Matahari terhadap LSR adalah:Apex terletak pada rasi Hercules.Kecepatan sebuah bintang terhadap LSR disebut peculiar motion dari bintang tsb. Kec peculiar diperoleh dgn menambahkan kec bintang yang diamati dengan kec Matahari terhadap LSR. LSR diam hanya terhadap tetangga dekat Matahari, tapi bergerak mengelilingi pusat Galaksi.

Page 36: Galaksi Bima Sakti

Standard diam lokal/Local Standard of Rest (LSR):Suatu kerangka referensi pada bidang Galaksi yang bergerak pada orbit lingkaran mengelilingi pusat Galaksi.

Kerangka referensi fundamental galaktik:Suatu kerangka referensi yang berpusat pada pusat massaGalaksi (anggap pada pusat Galaksi).Kecepatan sebuah bintang dalam kerangka refensi ini seringdiberikan dalam koordinat silinder (Π,Θ,Z):

•Π: sepanjang arah radial pada bidang Galaksi, positif ke arah luar (l=180, b=0)•Θ: arah tangential pada bidang Galactic, positif dalam arah rotasi Galaksi (l=90, b=0)•Z: tegak lurus bidang Galaksi, positif ke arah utara

Page 37: Galaksi Bima Sakti

Kecepatan LSR dalam kerangka fundamental ini:

0,,0 0 LSRLSRLSR Z

0di mana adalah kecepatan melingkar pada radius Matahari (R0).Bintang2 di sekitar Matahari menunjukkan kecepatan peculiaryang didefinisikan sebagai:

Page 38: Galaksi Bima Sakti

• Asumsi yang dapat dibuat:– Kerapatan total bintang tidak berubah, sehingga tidak

ada aliran dalam arah u (radial) maupun w (tegak lurus). <u*> = <w*> = 0.

– Jika kita deteksi <u> atau <w> tidak sama dengan nol, ini merupakan cerminan dari gerak Matahari.

• Dehnen & Binney 1998 MNRAS 298 387– Parallaxes, proper motions, etc untuk solar

neighborhood (hanya populasi disk)– U0 = -10.00±0.36 km/s (i.e. inward)– V0 = 5.25±0.62 km/s – W0 = 7.17±0.38 km/s (i.e. upward)– U dan W tidak bergantung terhadap warna (B-V), tapi

V bergantung warna

Solar Motion

Page 39: Galaksi Bima Sakti

Rotasi Galaksi

– Kita telah memperkenalkan konsep suatu sistem yang bergerak dalam orbit circular dalam bidang Galaksi (disebut "standard of rest"), karena bintang2 dalam bidang Galaksi bergerak dalam orbit2 yang mendekati circular.

– Gerak bintang2 pada dasarnya dapat diuraikan menjadi gerak rotasi rata2 mengitari pusat Galaksi dan gerak random disekitar lintasan rata2

– Ada 2 cara suatu disk dapat berotasi: • semua bintang bergerak dengan kecepatan sudut yang

sama (rotasi benda tegar/rigid body rotation)• kecepatan sudut bergantung pada jarak: bintang2 yang lebih

dekat dengan pusat Galaksi menyelesaikan orbit mereka dalam waktu yang lebih cepat dari pada yang lebih jauh. Ini dikenal sebagai rotasi diferensial (differential rotation).

– Galaksi2 menunjukkan rotasi diferential.

Page 40: Galaksi Bima Sakti
Page 41: Galaksi Bima Sakti

– Jika kita dapat mengukur kecepatan rotasi circular sebagai fungsi jarak R dari pusat Galaksi, kita akan mendapat informasi tentang gaya gravitasi yang bekerja dalam Galaksi (dinamika Galaksi).

– Penentuan (R) terbatas pada jarak 2-3 kpc dari Matahari karena adanya absorpsi antar bintang.

– Adanya sifat kinematika bintang yang berbeda2 juga memperumit analisis.

– Solusi: mendeduksi (R) dari observasi garis HI

– Akan dibahas matematika untuk menggambarkan rotasi ini

Page 42: Galaksi Bima Sakti

Kinematika Rotasi Galaksi

– Asumsi:• Materi dalam bidang Galaksi bergerak dalam orbit circular• Keplerian

– Kenyataan:• R <~ 3 kpc hampir mendekati rotasi benda tegar• (R) konstan pada jarak yang cukup besar keluar dari pusat Galaksi• Sebagian besar dari disk: turun ke arah keluar dari pusat Galaksi

Page 43: Galaksi Bima Sakti

KONSTANTA2 OORT

Kecepatan radial Adsin2vr

di mana konstanta Oort A

0R0

0

dRdΘ

21A

Umumnya vr dan vt dalam satuan km/s, d dalam kpc dan A & B dalam km/s/kpc

Kecepatan tangensial B)d(Acos2v t

dengan konstanta Oort B

0R0

0

dRdΘ

21B

Jan Oort menemukan bahwa gerak bintang2 (dan gas) di sekitar Matahari bervariasi dengan longitude dan dengan tepat menafsirkan bahwa hal ini disebabkan oleh rotasi diferensial dari piringan Galaksi.

Page 44: Galaksi Bima Sakti

Variasi kecepatan dalam arah pandang dan kecepatan tangensial sebagai fungsi longitude Galaksi untuk bintang2 yang bergerak dalam orbit circular dalam bidang Galaksi

Page 45: Galaksi Bima Sakti

Proper Motion4.74

BAcos2μ

Catatan: A dan B di sini dalam satuan km/s/pc

• Konstanta Oort A menyatakan besarnya shear dalam disk (deviasi terhadap rotasi benda tegar/rigid body), karena A bergantung pada d /dR

00 R0

R0

0

dRdωR

21

dRdΘ

21A

Untuk benda tegar = konstan A = 0.

• Konstanta Oort B menyatakan vorticity (kecenderungan bintang2 untuk bersirkulasi mengitari suatu titik tertentu).

Page 46: Galaksi Bima Sakti

Penentuan konstanta Oort A

Konstanta Oort A dapat ditentukan dengan salah satu metode berikut:

i) Amplitudo variasi kecepatan radial terhadap longitude dari obyek2 yang diketahui jaraknya.

Adsin2vr Kecepatan radial bintang2 Cepheid di sekitar Matahari:

Page 47: Galaksi Bima Sakti

ii) Amplitudo variasi proper motion terhadap longitude.

4.74BAcos2μ

iii) Dari definisi

00 R0

R0

0

dRdR

21

dRdΘ

21A

menggunakan kurva rotasi yang ditentukan secara empiris

Page 48: Galaksi Bima Sakti

Penentuan konstanta Oort B

i) Satu-satunya cara langsung untuk menentukan konstanta Oort B adalah melalui pengukuran proper motion bintang2 bersama penentuan konstanta Oort A.

4.74BAcos2μ

ii) Cara tak langsung untuk menentukan konstanta Oort B melalui persamaan:

1)/σ(σ1

AB-

σσ

B-AB-

2t

2r

2r

2t

r : dispersi kecepatan peculiar velocity bintang dalam arah radialt : dispersi kecepatan peculiar velocity bintang dalam arah tangensial

Page 49: Galaksi Bima Sakti

Data terbaru (Hiparcos) memberikanA = 14.8 ± 0.8 km/ s / kpcB = -12.4 ± 0.6 km/ s / kpc

Dengan mengetahui nilai A dan B kita dapat memperoleh informasi yang penting tentang orbit Matahari.

• Kecepatan sudut Matahari :

BARΘω

0

00

atau kecepatan linier : B)(ARΘ 00

Dengan metode ini kita dapat menurunkan kecepatan sirkuler (linier) di sekitar Matahari hanya jika jarak ke Pusat Galaksi diketahui (diperoleh dengan cara lain).

Dengan data A dan B di atas, biasanya dituliskan:

km/s /8kpc)R(218Θ 00

Page 50: Galaksi Bima Sakti

• Gradien kecepatan linier Matahari :

pc-2.4km/s/kB)A(dRdΘ

0R

Gradien sangat kecil kurva rotasi di sekitar Matahari hampir konstan.

INGAT !

Konstanta Oort konstan hanya pada radius Matahari danbernilai lain pada radius yang berbeda.

Page 51: Galaksi Bima Sakti

• Pengetahuan tentang kecepatan sirkuler dan variasinya terhadap jarak sangat penting.

• Ingat bahwa untuk obyek yang mengorbit mengelilingi suatu massa titik (e.g. sistem Bumi-Matahari), percepatan pada orbit sirkuler adalah:

Artinya, jika kecepatan sirkuler obyek (Bumi) c dan jarak dari Matahari diketahui (1 AU), kita dapat menurunkan massa Matahari M.

2

2c

rGM

atauG

rΘM2c

• Untuk sistem yang “spatially extended” (spherical system, flattened system) berlaku persamaan yang mirip, dengan M digantikan oleh massa yang dicakup oleh radius r, M = M(<r), dari orbit sirkuler tsb.

Page 52: Galaksi Bima Sakti

•Jadi kita dapat menentukan massa disk yang dilingkupi oleh orbit Matahari (atau lebih tepat orbit LSR) dan dengan memetakan variasi kecepatan sirkuler terhadap radius kita dapat mengetahui distribusi massa M = M(r).

sun110

20 M10GRΘM

Page 53: Galaksi Bima Sakti

•Kegunaan lain konstanta2 Oort - Penentuan jarak bintang dari Matahari

Asin2vdAdsin2v r

r

- Periode orbit Matahari mengelilingi pusat galaksi

yrs2.3x10B-A

2πΘπR2P 8

0

0

Page 54: Galaksi Bima Sakti

Penentuan R0

1. Dari lokasi Pusat Galaksi - Ambil pusat Galaksi sebagai centroid sistem globular clusters. Gunakan bintang2 RR Lyrae sebagai indikator jarak, asumsikan MV(RR) = 0.6 dan R0 diberikan oleh median jarak cluster2 tsb. Perlu memperhitungkan ekstingsi! Memberikan R0 ≈ 8 kpc.

2. Gunakan bintang2 RR Lyrae dekat pusat Galaksi Galactic yang diamati dalam jendela Baade (daerah yang bebas absorpsi).

Plot jumlah bintang2 RR Lyrae dalam jendela ini sebagai fungsi jarak.

Puncak memberikan R0 ≈ 7.3 kpc.

3. Menggunakan Mira variables dalam jendela Baade dan memanfaatkan hubungan periode-luminositas yang ditentukan dari LMC.

Tentukan puncak number density. Menghasilkan R0 ≈ 8.3 kpc.

Page 55: Galaksi Bima Sakti

Rotasi dan massa Galaksi- Secara umum, semua materi dalam disk berotasi

mengitari PG- Tumbukan antar bintang hampir tidak pernah

terjadi. Tiap bintang berespon terhadap medan gravitasi kumulatif yang dihasilkan oleh bintang2 yang dilingkupi oleh orbit bintang tsb.- Matahari terletak 8.5 kpc dari PG mengorbit

dengan kecepatan 220 km/s → periode orbit 240 juta tahun- Pengukuran kecepatan orbit obyek pada jarak yang

berbeda- beda dari PG penting untuk estimasi massa total yang dilingkupi pada posisi tsb Contoh: dari jarak 8.5 kpc dan kecepatan rotasi 220 km/s diperoleh bahwa massa yang dilingkupi oleh orbit Matahari dalam Galaksi adalah sekitar 1011 massa Matahari

Page 56: Galaksi Bima Sakti

- Untuk mengestimasi massa yang dilingkupi diperlukan penentuan kecepatan orbit dan jarak obyek dari PG- Plot kecepatan orbit sebagai fungsi jarak dari PG disebut sebagai kurva rotasi - Perbedaan kurva rotasi untuk Tatasurya dan untuk Galaksi: diskusikan!!

Page 57: Galaksi Bima Sakti

Tatasurya• Pada dasarnya semua massa Tatasurya ada dalam

Matahari; penurunan kecepatan orbit planet2 yang lebih luar hanya mencerminkan pertambahan jarak ke Matahari → keplerianGalaksi• Total massa Galaksi tidak terkonsentrasi pada

pusat; makin jauh dari PG makin bertambah total massa yang dilingkupi oleh suatu orbit. Tetapi pada jarak sangat jauh dari PG → melingkupi hampir seluruh massa Galaksi → lebih jauh lagi mengikuti keplerian• Perlu obyek2 yang lebih jauh dari Matahari untuk memperoleh estimasi massa Galaksi yang lebih akurat• Ternyata kurva rotasi MW flat (kecepatan rotasi

konstan) bahkan sampai jarak 20 kpc dari PG → tidak menjadi keplerian

Page 58: Galaksi Bima Sakti

Keplerian

Non-Keplerian

Page 59: Galaksi Bima Sakti

Kesimpulan: MW memiliki massa yang sangat signifikan di luar posisi orbit Matahari. APAKAH INI MASALAH? YA!! Jika kita bandingkan gravitational mass dengan luminous mass. TERNYATA LUMINOUS MASS HANYA 10% DARI MASSA MW!! Massa yang hilang ini disebut sebagai DARK MATTER Kebanyakan galaksi2 spiral yang dapat ditentukan kurva rotasinya memerlukan keberadaan dark matter Kandidat untuk dark matter: Baryonic : white dwarf, brown dwarf, Jupiter-like planets Non-baryonic: postulated elementary particles

Page 60: Galaksi Bima Sakti

Struktur Spiral Galaksi- Tracer: bintang2 muda yang panas, HII regions- Tidak mudah terlihat, karena kita ada dalam sistem Galaksi- Potongan lengan spiral dapat ditemukan dengan mengukur jarak ke gugus2 bintang muda yang dekat dan HII regions: terlihat terkonsentrasi dalam 3 spiral: lengan Sagitarius, lengan Orion-Cygnus dan lengan Perseus- Bukan merupakan suatu kumpulan bintang yang terikat untuk bersama2 mengelilingi PG. Bintang dapat lahir dalam lengan spiral dan dapat masuk dan keluar lengan spiral- Struktur spiral merupakan suatu density wave yang bergerak dengan pola kecepatannya sendiri. Dalam lengan spiral ada peningkatan jumlah bintang, gas dan debu: kerapatan material dalam lengan spiral lebih besar daripada di luarnya

Page 61: Galaksi Bima Sakti

Struktur spiral yang diamati dan diekstrapolasi:

2 dan 8 – lengan 3kpc dan lengan Perseus3 dan 7 – Lengan Norma dan Cygnus (dengan perpanjangan yang baru ditemukan -6)4 dan10 – lengan Crux dan Scutum 5 dan 9 – Lengan Carina dan Sagitarius Terdapat lengan/jalur yang lebih kecil:11 – Lengan Orion (di mana Matahari terletak - 12)

Page 62: Galaksi Bima Sakti

Pembentukan Galaksi- Bintang2 tua dalam thick disk, bulge, dan khususnya di halo. Bintang2 tertua terbentuk relatif awal dalam sejarah alam semesta, menunjukkan bahwa Galaksi cukup awal terbentuk.-Pembentukan bintang terus terjadi dalam disk hingga saat ini

Ada 2 skenario utama pembentukan Galaksi:- Model keruntuhan monolithic (monolithic collapse)- Penggabungan sub-sub unit (merging of subunits).

Page 63: Galaksi Bima Sakti

Model monolithic collapse -Dikembangkan pada tahun 1960-an, khususnya oleh Eggen, Lynden-Bell dan Sandage. Galaksi terbentuk oleh keruntuhan sebuah progalaktik berupa awan gas yang memiliki momentuk sudut tertentu. Gas ini pada awalnya memiliki metalisitas yang sangat rendah. Keruntuhan terjadi dalam arah radial dan terjadi pembentukan bintang dalam masa ini. Bintang2 yang dihasilkan pada masa ini sangat metal-poor dan orbitnya memanjang dengan orientasi acak, yang sekarang kita amati sebagai stellar halo. Gas tsb membentuk piringan lebar yang berotasi, yang tidak terlalu metal-poor lagi pada saat ini, akibat pengayakan (enrichment) gas oleh elemen2 berat yang dihasilkan oleh bintang2 halo. Rotasi merupakan akibat dari momentum angular awan protogalaksi. Pembentukan bintang dalam disk yang telah dingin dan mapan ini menghasilkan bintang2 thick disk.Gas tsb kemudian membentuk piringan yang lebih tipis dan stabil dan berotasi. Sisa gas yang jatuh ke daerah pusat membentuk bintang2 bulge. Pembentukan bintang terus terjadi dalam piringan gas, membentuk bintang2 dalam thin disk.

Page 64: Galaksi Bima Sakti

Model ini memprediksi sifat2 utama Galaksi:- Menjelaskan rotasi bintang2 disk yang cepat dan metalisitas yang mendekati metalisitas Matahari. - Orbit bintang2 halo yang terorientasi acak,

metalisitas rendah dan umur yang tua.

Page 65: Galaksi Bima Sakti

Merging scenario - Galaksi terbentuk dari penggabungan sub2 unit.- Pertama2 dikembangkan oleh Searle and Zinn tahun

1977 untuk stellar halo. Model penggabungan sangat didukung oleh simulasi2 pembentukan Galaksi yang detail. Simulasi ini memprediksi bahwa materi primordial dari Big Bang terkumpul dalam sejumlah besar halo2 materi gelap (dark matter haloes) yang juga mengandung gas. Halo2 ini kemudian bergabung akibat saling menarik secara gravitasi, membentuk halo2 yang lebih besar. Gas membentuk bintang2 di dalam awan2 dark matter (dark matter clumps) tsb. Sejumlah besar subunit seperti ini kemudian membentuk Galaksi, dengan gas membentuk piringan berotasi sebagai akibat dari sifat disipatif dan tumbukan gas. Pembentukan bintang di dalam disk menghasilkan bintang2 piringan. Bintang2 dalam stellar halo mungkin berasal dari akresi subunit2 yang telah membentuk bintang2.

Page 66: Galaksi Bima Sakti

Proses pembentukan galaksi2 melalui penggabungan clumps untuk membentuk unit yang makin lama makin besar ini dikenal sebagai pembentukan galaski secara hirarkhi (hierarchical galaxy formation).Penggabungan pasti memainkan peranan yang penting dalam pembentukan dan evolusi Galaksi. Pemodelan komputer yang detail dari pembentukan galaksi memberikan bukti kuat terhadap model ini. Proses merger sangat mungkin sedang terjadi sekarang.