GALAKSI ASIH MELATI, M.Sc.

Presentasi berjudul: "GALAKSI ASIH MELATI, M.Sc."— Transcript presentasi:

1 GALAKSI ASIH MELATI, M.Sc

2 GALAKSI Galaksi adalah kumpulan berjuta-juta bintang, gas
dan debu yang amat luas yang terikat bersama oleh gravitasi Menurut William Herschel galaksi merupakan Kelompok-kelompok bintang berbentuk piringan pipih seperti cakram

3 Bimasakti Jalur putih yang membentang di langit dari utara
ke selatan tampak seperti awan tipis Tampak seperti orang yang berkelahi dengan ular Dahulu orang percaya itu adalah bayangan bayangan bima Yang berkelahi dengan ular Bimasakti

4 Pemahaman astronom mengenai bentuk galaksi BimaSakti, tidak terlepas dari perkembangan pengetahuan dimulai dari: a. Thomas Wright (1750): Matahari bersama bintang-bintang lainnya membentuk satu kelompok seperti pulau perbintangan di tengah-tengah jagad raya b. William Herschel (1784) : Kelompok bintang-bintang dalam galaksi Bima Sakti membentuk piringan pipih seperti cakram dan letaknya tidak merata bertaburan di langit c. Kapteyn (1910) : Wujud galaksi Bima Sakti adalah pipih. d. Hasil studi cacah bintang dari Harold Shapley (1917): Galaksi Bima Sakti berbentuk cakram dengan garis tengah tahun cahaya, dan matahari berada di daerah tepi sekitar tahun cahaya dari pusat galaksi.

5 Klasifikasi Galaksi

6 Berdasarkan bentuknya galaksi dibagi menjadi 3 yaitu:
Spiral Elips Tidak beraturan

7 1. Spiral Galaksi yang berbentuk spiral berjumlah 80% dari galaksi yang ada. Galaksi ini memiliki struktur paling teratur terhadap pusat Contoh galaksi ini Bima Sakti, Galaksi Andromeda,dan galaksi Canes Venatici spiral Galaksi spiral diperkaya o/ gas dan debu

8 2. Eliptikal Galaksi yang berupa gumpalan pekat disebut Galaksi Eliptik Galaksi yang berbentuk elips ber- jumlah 17% dari seluruh galaksi yang ada. Bentuk galaksi ini lebih sederhana dibanding galaksi spiral, kerapatan bintang lebih tinggi di pusat dibanding di tepinya

9 3. Tidak beraturan Often: result of galaxy collisions / mergers
Often: Very active star formation (“Starburst galaxies”) Some: Small (“dwarf galaxies”) satellites of larger galaxies (e.g., Magellanic Clouds Galaksi ini berjumlah 3% dari seluruh galaksi yang ada.

10 Perbandingan galaksi

11 Mengukur Jarak Galaksi
Untuk mengukur galaksi dapat dilakukan dengan mengukur terang cahaya bintang Antara tahun 1912 sampai 1925 V.W. Slipher dari Observatorium Lowel di Amerika mengemukakan bahwa cahaya yang dipancarkan dari galaksi-galaksi warnanya bergeser ke arah panjang gelombang yang lebih besar artinya galaksi tersebut bergerak menjauhi kita Dari perubahan frekuensi tersebut para astronom menentukan kecepatan gerak menjauhi galaksi yang mencapai ribuan kilometer tiap detiknya

12 Edwin Hubble pada tahun 1029 dari Observatorium Mount Wilson Amerika mengemukakan bahwa galaksi yang jauh bergerak lebih cepat dibandingkan galaksi yang jaraknya lebih dekat Galaksi yang berjarak 900 juta TC bergerak menjauh dengan kecepatan km/detik Galaksi yg berjarak juta TC bergerak dengan kecepatan km/detik Hubungan antara jarak galaksi dan kecepatan ini dikenal dengan hukum Hubble

13 Distance Measurements to Other Galaxies (1)
Cepheid Method: Using Period – Luminosity relation for classical Cepheids: Measure Cepheid’s Period  Find its luminosity  Compare to apparent magnitude  Find its distance b) Type Ia Supernovae (collapse of an accreting white dwarf in a binary system): Type Ia Supernovae have well known standard luminosities  Compare to apparent magnitudes  Find its distances Both are “Standard-candle” methods: Know absolute magnitude (luminosity)  compare to apparent magnitude  find distance.

14 Cepheid Distance Measurement
Repeated brightness measurements of a Cepheid allow the determination of the period and thus the absolute magnitude.  Distance

15 The Most Distant Galaxies
At very large distances, only the general characteristics of galaxies can be used to estimate their luminosities  distances. Cluster of galaxies at ~ 4 to 6 billion light years

16 Distance Measurements to Other Galaxies (2): The Hubble Law
Distant galaxies are moving away from our Milky Way, with a recession velocity, vr, proportional to their distance d: vr = H0*d H0 ≈ 70 km/s/Mpc is the Hubble constant Measure vr through the Doppler effect  infer the distance

17 The Extragalactic Distance Scale
Many galaxies are typically millions or billions of parsecs from our galaxy. Typical distance units: Mpc = Megaparsec = 1 million parsec Gpc = Gigaparsec = 1 billion parsec Distances of Mpc or even Gpc  The light we see left the galaxy millions or billions of years ago!! “Look-back times” of millions or billions of years

18 Galaxy Sizes and Luminosities
Vastly different sizes and luminosities: From small, low-luminosity irregular galaxies (much smaller and less luminous than the Milky Way) to giant ellipticals and large spirals, a few times the Milky Way’s size and luminosity

19 Rotation Curves of Galaxies
From blue / red shift of spectral lines across the galaxy  infer rotational velocity Plot of rotational velocity vs. distance from the center of the galaxy: Rotation Curve Observe frequency of spectral lines across a galaxy.

20 Determining the Masses of Galaxies
Based on rotation curves, use Kepler’s 3rd law to infer masses of galaxies

21 Our Galaxy Cluster: The Local Group
Milky Way Andromeda galaxy Small Magellanic Cloud Large Magellanic Cloud

22 Neighboring Galaxies Some galaxies of our local group are difficult to observe because they are located behind the center of our Milky Way, from our view point. Spiral Galaxy Dwingeloo 1

23 Interacting Galaxies Cartwheel Galaxy Particularly in rich clusters, galaxies can collide and interact. Galaxy collisions can produce ring galaxies and tidal tails. NGC 4038/4039 Often triggering active star formation: starburst galaxies

24 Tidal Tails Computer simulations produce similar structures.
Example for galaxy interaction with tidal tails: The Mice Computer simulations produce similar structures.

25 Simulations of Galaxy Interactions
Numerical simulations of galaxy interactions have been very successful in reproducing tidal interactions like bridges, tidal tails, and rings.

26 Radio image of M 64: Central regions rotating backward!
Mergers of Galaxies Radio image of M 64: Central regions rotating backward! NGC 7252: Probably result of merger of two galaxies, ~ a billion years ago: Small galaxy remnant in the center is rotating backward! Multiple nuclei in giant elliptical galaxies

27 Galactic Cannibalism Collisions of large with small galaxies often result in complete disruption of the smaller galaxy. Small galaxy is “swallowed” by the larger one. NGC 5194 This process is called “galactic cannibalism”

28 ultraluminous infrared galaxies
Starburst Galaxies Starburst galaxies are often very rich in gas and dust; bright in infrared: ultraluminous infrared galaxies M 82 Cocoon Galaxy

29 Large Scale Structure Superclusters = clusters of clusters of galaxies
Superclusters appear aligned along walls and filaments. Vast regions of space are completely empty: “voids”