Presentasi sedang didownload. Silahkan tunggu

Presentasi sedang didownload. Silahkan tunggu

Struktur dan Dinamika Galaksi Bima Sakti M. Ikbal Arifyanto KK Astronomi FMIPA-ITB 15 November 2006.

Presentasi serupa


Presentasi berjudul: "Struktur dan Dinamika Galaksi Bima Sakti M. Ikbal Arifyanto KK Astronomi FMIPA-ITB 15 November 2006."— Transcript presentasi:

1 Struktur dan Dinamika Galaksi Bima Sakti M. Ikbal Arifyanto KK Astronomi FMIPA-ITB 15 November 2006

2 Struktur dan Dinamika Galaksi Bima Sakti  Pendahuluan  Tata Koordinat Galaksi  Metoda penentuan jarak  Struktur Galaksi Komponen Galaksi (bintang, gas & debu) Gugus Bintang (terbuka dan bola)  Rotasi dan Lengan Spiral Galaksi  Halo dan Grup Lokal

3 Galaksi  Sebuah „pulau“ di alam semesta  Dihuni oleh ratusan milyar bintang, gas dan materi gelap  Ada tiga bentuk umum galaksi : spiral, elips dan tdak beraturan  Galaksi Bima Sakti hanya salah satu dari milyaran galaksi di alam semesta

4 Bima Sakti  Galaksi tempat kita tinggal  Matahari terletak di pinggiran galaksi, berjarak tahun cahaya dari pusat galaksi  Matahari mengelilingi pusat galaksi dlm waktu 250 juta tahun

5 Bima Sakti  Ditempati oleh sekitar 200 milyar bintang  Berbentuk cakram spiral  Gas dan debu antar bintang berada pada piringan galaksi

6

7 Galaksi “Isi” dari Galaksi secara umum Galaksi = MAB + bintang + sisa bintang + materi gelap Materi Antar Bintang (MAB) terdiri dari komponen Gas dan debu M Galaksi =  M , materi tampak M , materi tampak + materi gelap 90% dari massa galaksi adalah materi gelap

8 Tata Koordinat Galaksi  Ekuator galaksi merupakan lingkaran besar yang sejajar dengan bidang galaksi  Ekuator galaksi dan ekuator langit memiliki sudut 62,6 derajat  Kutub utara galaksi berada pada koordniat:  =12 h 51 m.4 &  =27 o 08’ (2000)  Lintang galaksi b diukur dari bidang galaksi ke kutub kutub galaksi  Bujur galaksi l diukur dari pusat ke arah timur bidang galaksi

9 Tata Koordniat Galaksi

10  Transformasi Koordinat Ekuator-Galaksi sin b = sin δ cos i – cos δ sin i sin(α - α 0 ) cos (l - l 0 ) cos b = cos (α - α 0 ) cos δ sin (l - l 0 ) cos b = sin δ sin i + cos δ cos i sin (α - α 0 ) i=62 o.6;  0 =282 o.85; l 0 =32 o.93

11 Metode Penentuan Jarak Ada 2 metoda penentuan jarak Metode penentu jarak absolut Objek dapat ditentukan jaraknya dg langsung Metode penentu jarak relatif  Bergantung pada pengukuran langsung, dan berdasarkan tipe objek yang memiliki kecerlangan intrinsik yang sama (yg jaraknya telah ditentukan)  Standard candles

12 Metode Langsung  Paralaks Trigonometri Mengukur perbedaan posisi dari sebuah bintang pd bidang langit akibat dari orbit Bumi thd Matahari  Metode gerak gugus  Paralaks statistika

13 Metode Penentu Jarak Relatif  Paralaks spektroskopi Kalibrasi spektrum-magnitudo mutlak untuk bintang yg jaraknya ditentukan dg metode langsung (Populasi I) m [mag]-M [mag]=-5+5 log D [pc] + A [mag] m : magnitude semu fotometri M : magnitudo mutlak spektroskopi A : absorpsi fotometri  Fitting deret utama (gugus bintang)  Bintang variabel

14 Struktur Galaksi Piringan (disk): bintang (Pop.I=bintang-bintang muda) Materi antar bintang (gas, debu) 5% dari massa Galaksi, 90% luminositas Pembentukan bintang aktif sejak 10 Gyr tahun yang lalu. Tonjolan pusat (central bulge): bintang agak tua dengan momentum sudut yang rendah. variasi kadar metal bentuk triaksial di pusat terdapat lubang hitam yang masif Halo Bintang-bintang tua dan miskin metal 150 gugus bola (13 Gyr) <0.2% massa Galaksi, 2% luminositas Dark Halo (?)

15

16 Halo Galaksi  Halo adalah daerah berbentuk bola yg mengellingi pusat galaksi  Radius halo sekitar tahun cahaya  Penghuni halo adalah bintang2 tua dan gugus bola  Disini kita bisa menemukan bukti2 adanya materi gelap

17 Piringan Galaksi  Pada bidang galaksi terdapat lengan2 spiral tempat awan gas dan debu serta bintang2 muda dan tua  Diameter piringan galaksi sekitar tahun cahaya, dg ketebalan tahun cahaya  Awan debu menghalangi pandangan kita ke bidang galaksi, kecuali pada panjang gel. Infra merah dan radio  Tempat terbentuknya bintang2 baru

18 Tonjolan Pusat dan Pusat Galaksi  Komponen paling terang dalam galaksi, yg masih tampak jika tidak ada piringan galaksi tidak ada  Sebagian besar cahaya dari bulge berada dalam radius 1500 tahun cahaya dari pusat galaksi  Penemuan terbaru menunjukan bentuk batang pada bulge Bima Sakti, yang sumbu panjangnya mengarah hampir ke matahari

19 Pusat Galaksi  Pusat galaksi adalah pusat gravitasi dimana semua objek di galaksi mengelilinginya  Matahari terletak tahun cahaya dari pusat galaksi Bima Sakti,dan terletak di pinggiran salah satu lengan spiral  Di pusat galaksi terdapat lubang hitam yg amat masiv (3.7 juta kali massa matahari)

20 Piringan Galaksi Halo Galaksi

21 Gugus bintang Gugus Bola M92Gugus Terbuka M67

22 Distribusi Ruang Gugus Bola

23 Diagram HR dari Gugus Bintang Gugus Bola Gugus Terbuka

24

25 Berbagai jenis materi antar bintang

26 Gerak Bintang di Galaksi  Bintang2 di Galaksi merupakan anggota dari komponen galaksi yang berbeda2, perbedaannya tidak hanya dlm distribusi ruang saja, tetapi juga kinematikanya.  Gerak yang mendominasi bintang2 dan gas di piringan galaksi adalah rotasi terhadap pusat galaksi dg orbit berbentuk lingkaran.  Bintang2 di piringan tebal (thick disk) berotasi lebih lambat daripada yang berada di piringan tipis (thin disk). Gerak acak (random motion) bintang tersebut lebih besar.  Rotasi bintang2 di halo tidak seperti yang ada di piringan, gerak acak mereka lebih besar dan orbitnya berbentuk elips.

27 Pertanyaan :  Bagaimana kita tahu tentang gerak bintang di galaksi ?  Bagaimana menentukan kecepatan rotasi di piringan ?  Bagaimana kita menjelaskan gerak bintang2 pada komponen galaksi yang berbeda2 ?

28 Kerangka Acuan  Untuk mempelajari dinamika galaksi, kerangka acuan dasar pada galaksi sangat diperlukan.  Kecepatan bintang pada kerangka acuan ini sering diberikan dalam koordinat silinder (  ) atau (V R, V , V Z )  : sepanjang arah radial pd bidang galaksi, positif ke arah luar (anti- center), l=180, b=0 W: arah tangential pd bidang galaksi,positif ke arah rotasi galaksi, l=90, b=0 Z: arah tegaklurus bidang galaksi, positif ke arah utara, b=90

29 Local Standard of Rest (LSR)  Kita definisikan sebuah kerangka acuan pd bidang galaksi yg bergerak dalam orbit lingkaran mengelilingi pusat galaksi sebagai standar diam lokal (LSR)  LSR adalah kerangka acuan lokal yg terletak di daerah sekitar matahari yg bergerak dlm orbit lingkaran  Sebuah bintang yg bergerak dlm orbit lingkaran pd bidang galaksi akan tetap pada geraknya karena : Galaksi berbentuk simetri sumbu,  =  (R,Z) Simetri thd bidang galaksi Dalam keadaan “steady state”

30 Rotasi Galaksi  Piringan galaksi tidak berotasi seperti benda tegar  Bintang yg lebih dekat ke pusat galaksi berotasi dg lebih cepat   (R) tidak konstan  Dikenal dg rotasi diferensial  Kecepatan rotasi : Exponential disk (full line) Spherical (dashed) Point mass (dotted)  Untuk distribusi massa berbentuk bola

31 Rotasi diferensial bintang di Galaksi

32 Kecepatan bintang relatif terhadap LSR

33 Vektor kecepatan radial

34 Vektor kecepatan tangential

35 GC Sun Star Ro r R

36

37

38 Kecepatan rotasi di sekitar Matahari  o =V c /R o =A-B Vc=220 km/s Ro=8.5 kpc Rotasi diferensial di sekitar Matahari A+B=dV c /dR| R o Solar Motion : dengan arah Apex :

39 Kurva Kecepatan Rotasi Bima Sakti

40

41 Tahun Galaksi  Dari data pengamatan diperoleh jarak Matahari ke pusat galaksi = R  = 8.5 kpc kecepatan Matahari thd pusat Gal. = V  = 220 km/s Karena itu, periode matahari mengelilingi pusat galaksi adalah = 240 x 10 6 tahun

42  Dari hukum Kepler III dinyatakan Massa galaksi == M  = massa di dalam orbit matahari Problem Kita tidak tahu dari massa diatas berapa kontribusi dari komponen bintang dan MAB..

43 Statistika Bintang  Volume piringan Galaksi = 2 x pc pc 8 kpc Bidang Galaksi Piringan Gal.

44  Dari statistika bintang diperoleh N* = stars / cubic parsec  Massa bintang rata-rata = M* = 0.4 M  sehingga, Massa piringan = V M* N* = 5 x 10 9 M  Problem baru 2 penentuan massa memberikan hasil yang berbeda (beda 20 kali lipat !)

45  Dari statistika bintang (yang teramati) M Galaksi = 5 x 10 9 M   Dari gerak matahari thd pusat galaksi M Galaksi = 1 x M  Para astronom bingung, bagaimana menjelaskan perbedaan massa ini ??? Karena itu: Materi gelap dipostulatkan sebagai materi yang tidak memancakan energi pada daerah panjang gelombang elektromagnetik

46 Dimanakah Materi gelap berada ?

47 Tidak hanya di Bima Sakti saja !  Setiap galaksi yg dipelajari saat ini menunjukkan bukti adanya materi gelap Berdasarkan kurva rotasi galaksi Kurva rotasi = diagram kecepatan rotasi terhadap jarak ke pusat galaksi Ditentukan dari pengukuran efek doppler (kecepatan Radial, V(R)) dan jarak dari pusat galaksi R

48 R Diukur Pergeseran Doppler disini  V(R) Pengukuran kecepatan rotasi dari galaksi spiral

49  Asumsikan semua massa berada di pusat galaksi  Hukum III Kepler memberikan P 2 = R 3 / M galaksi  menurut definisi P = 2  R / V(R) Sehingga: dengan mengkombinasikan persamaan Plot V(R) terhadap R  gerak Keplerian

50 Kurva Rotasi Galaksi Perbedaan akibat Materi gelap

51

52

53 Van Albada et al 1985, ApJ, 295, 305

54  Observasi Kurva rotasi utk semua galaksi yang teramati tetap datar sampai sejauh jarak yg dpt terukur  Hasil Gerak Keplerian tidak berlaku (tidak ada massa yg terpusat)  Sehingga: Materi gelap membuat V(R) konstan dengan bertambahnya jarak dari pusat galaksi Implikasi adanya daerah halo yang terdiri dari materi gelap yang meliputi galaksi

55 GC disk Dark matter halo R Dari hukum III Kepler: Tetapi dari pengamatan diperoleh R > R GC : M DM >> M disk + M GC Model distribusi materi Gelap paling sederhana V(R)

56 Satellites to the Milky Way  tracers of the mass in the halo

57


Download ppt "Struktur dan Dinamika Galaksi Bima Sakti M. Ikbal Arifyanto KK Astronomi FMIPA-ITB 15 November 2006."

Presentasi serupa


Iklan oleh Google