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

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

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

Bima Sakti Galaksi tempat kita tinggal Matahari terletak di pinggiran galaksi, berjarak 24.000 tahun cahaya dari pusat galaksi Matahari mengelilingi pusat galaksi dlm waktu 250 juta tahun

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

 Galaksi “Isi” dari Galaksi secara umum Galaksi = MAB + bintang + sisa bintang + materi gelap Materi Antar Bintang (MAB) terdiri dari komponen Gas dan debu  1011 M, materi tampak MGalaksi = 1012 M, materi tampak + materi gelap 90% dari massa galaksi adalah materi gelap

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: a=12h51m.4 & d=27o08’ (2000) Lintang galaksi b diukur dari bidang galaksi ke kutub kutub galaksi Bujur galaksi l diukur dari pusat ke arah timur bidang galaksi

Tata Koordniat Galaksi

Tata Koordniat Galaksi Transformasi Koordinat Ekuator-Galaksi sin b = sin δ cos i – cos δ sin i sin(α - α0) cos (l - l0) cos b = cos (α - α0) cos δ sin (l - l0) cos b = sin δ sin i + cos δ cos i sin (α - α0) i=62o.6; a0=282o.85; l0=32o.93

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

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

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

Struktur Galaksi Piringan (disk): 1011 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 (?)

Halo Galaksi Halo adalah daerah berbentuk bola yg mengellingi pusat galaksi Radius halo sekitar 50.000 tahun cahaya Penghuni halo adalah bintang2 tua dan gugus bola Disini kita bisa menemukan bukti2 adanya materi gelap

Piringan Galaksi Pada bidang galaksi terdapat lengan2 spiral tempat awan gas dan debu serta bintang2 muda dan tua Diameter piringan galaksi sekitar 100.000 tahun cahaya, dg ketebalan 10.000 tahun cahaya Awan debu menghalangi pandangan kita ke bidang galaksi, kecuali pada panjang gel. Infra merah dan radio Tempat terbentuknya bintang2 baru

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

Pusat Galaksi Pusat galaksi adalah pusat gravitasi dimana semua objek di galaksi mengelilinginya Matahari terletak 26000 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)

Piringan Galaksi Halo Galaksi

Gugus bintang Gugus Bola M92 Gugus Terbuka M67

Distribusi Ruang Gugus Bola

Diagram HR dari Gugus Bintang Gugus Terbuka Gugus Bola

Berbagai jenis materi antar bintang

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.

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 ?

Kerangka Acuan Untuk mempelajari dinamika galaksi, kerangka acuan dasar pada galaksi sangat diperlukan. Kecepatan bintang pada kerangka acuan ini sering diberikan dalam koordinat silinder (P,Q,Z) atau (VR, Vf, VZ) P : 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

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, F=F(R,Z) Simetri thd bidang galaksi Dalam keadaan “steady state”

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

Rotasi diferensial bintang di Galaksi

Kecepatan bintang relatif terhadap LSR

Vektor kecepatan radial

Vektor kecepatan tangential

GC Sun Ro R r Star

wo=Vc/Ro=A-B A+B=dVc/dR|Ro Solar Motion : dengan arah Apex : Kecepatan rotasi di sekitar Matahari wo=Vc/Ro=A-B Vc=220 km/s Ro=8.5 kpc Rotasi diferensial di sekitar Matahari A+B=dVc/dR|Ro Solar Motion : dengan arah Apex :

Kurva Kecepatan Rotasi Bima Sakti

Tahun Galaksi = 240 x 106 tahun 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 106 tahun

. Dari hukum Kepler III dinyatakan Massa galaksi = = 1011 M = massa di dalam orbit matahari Problem Kita tidak tahu dari massa diatas berapa kontribusi dari komponen bintang dan MAB

Statistika Bintang Volume piringan Galaksi = 2 x 1011 pc3 8 kpc 800 pc Bidang Galaksi

Dari statistika bintang diperoleh N* = 0.0759 stars / cubic parsec Massa bintang rata-rata = M* = 0.4 M sehingga, Massa piringan = V M* N* = 5 x 109 M Problem baru 2 penentuan massa memberikan hasil yang berbeda (beda 20 kali lipat !)

Dari statistika bintang (yang teramati) MGalaksi = 5 x 109 M Dari gerak matahari thd pusat galaksi MGalaksi = 1 x 1011 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

Dimanakah Materi gelap berada ?

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

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

Asumsikan semua massa berada di pusat galaksi Hukum III Kepler memberikan P2 = R3 / Mgalaksi menurut definisi P = 2p R / V(R) Sehingga: dengan mengkombinasikan persamaan  gerak Keplerian Plot V(R) terhadap R

Kurva Rotasi Galaksi Perbedaan akibat Materi gelap

Van Albada et al 1985, ApJ, 295, 305

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

Model distribusi materi Gelap paling sederhana GC V(R) disk Dark matter halo Dari hukum III Kepler: Tetapi dari pengamatan diperoleh R > RGC : MDM >> Mdisk + MGC

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