Galaksi Bima Sakti Dimensi Galaksi Komponen-komponen MW

Presentasi berjudul: "Galaksi Bima Sakti Dimensi Galaksi Komponen-komponen MW"— Transcript presentasi:

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

2 Spektrum gelombang EM

3 Multiwavelength Milky Way

4 Milky Way – yang diamati Galileo

5 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

6 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

7 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

8 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

9 Dimensi & Komponen-komponen Galaksi
Dimensi & Komponen-komponen Galaksi Galaksi dapat dibagi dalam beberapa komponen yang memiliki struktur dan kandungan bintang/gas yang berbeda

10 Komponen Galaksi: Galactic bulge Galactic nucleus
Piringan Galactic (galactic disk) Galactic bulge Galactic nucleus Galactic (stellar) halo Galactic dark halo

11 Gugus Bintang: konsentrasi/kumpulan 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.

12 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.

13 Galactic disk (piringan Galaksi)
Kebanyakan bintang dalam MW terletak pada disk Sangat tipis: diameter 30 – 40 kpc, tebal 2 kpc Matahari terletak pada disk, 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)

14 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

15 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 where r is the distance to the core

16 Problem 2: Show that the relation between orbital speed vorb and radial distance r in Problem 1 can also be derived from the balance between gravitational force and centrifugal force.

17 Gaya gravitasi = gaya sentrifugal

18 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

19 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".)

20 Problem 5: Use Kepler’s third law to determine the mass of the Galaxy (up to Sun’s radius)

21 Galactic bulge Galactic nucleus - 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)

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

23 Ringkasan sifat disk, bulge dan halo

24 Sekali lagi…. gambaran skematik Galaksi Bintang2 populasi I: muda, metalisitas tinggi Bintang2 populasi II: - tua, metalisitas rendah

25 Thin disk vs thick disk Umumnya kecerlangan permukaan (surface brightness) Galaksi didekati dengan double exponential function: Rd = 3.5  0.5 kpc (de Vaucouleurs & Pence 1978) disebut skala panjang piringan (disk scale length) dan zd = 180 pc disebut 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.

26 Tetapi…. 2 eksponensial dalam arah z Interpretasi: Single disk dengan kerapatan tidak eksponensial atau 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

27 Galactic center Kecepatan dalam radius 2 pc dari inti Galaksi sangat tinggi sehingga massa yang dilingkupi oleh radius tsb menunjukkan keberadaan massa sebesar beberapa juta massa Matahari dalam 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 daerah ini adalah 107Lsun.

28

29 Sistem koordinat galaktik (l,b)
equator Galaksi: lingkaran besar yang hampir mendekati bidang Galaksi, berinklinasi 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):

30 Sistem koordinat galaktik (l,b)

31 Transformasi koordinat dari sistem ekuatorial ke galaktik:
Transformasi koordinat dari sistem galaktik ke ekuatorial: di mana adalah bujur dari ekuator utara langit (NCP)

32 Kinematika Galaksi Kecepatan bintang ditentukan oleh dua komponen:
kecepatan radial (dari pergeseran Doppler garis2 spektrum) kecepatan tangensial (dari proper motion) Kecepatan ruang diberikan oleh 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).

33 Gerak Matahari terhadap bintang2 tetangga & LSR
Gerak 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).

34 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.

35 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.

36 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 massa Galaksi (anggap pada pusat Galaksi). Kecepatan sebuah bintang dalam kerangka refensi ini sering diberikan 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

37 Kecepatan LSR dalam kerangka fundamental ini:
di mana adalah kecepatan melingkar pada radius Matahari (R0). Bintang2 di sekitar Matahari menunjukkan kecepatan peculiar yang didefinisikan sebagai:

38 Solar Motion 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 Parallaxes, proper motions, etc untuk solar neighborhood (hanya populasi disk) U0 = ±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

39 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.

40

41 – 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

42 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

43 KONSTANTA2 OORT 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. Kecepatan radial di mana konstanta Oort A Kecepatan tangensial dengan konstanta Oort B Umumnya vr dan vt dalam satuan km/s, d dalam kpc dan A & B dalam km/s/kpc

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

45 Catatan: A dan B di sini dalam satuan km/s/pc
Proper Motion 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 Untuk benda tegar  = konstan  A = 0. • Konstanta Oort B menyatakan vorticity (kecenderungan bintang2 untuk bersirkulasi mengitari suatu titik tertentu).

46 Penentuan konstanta Oort A
Konstanta Oort A dapat ditentukan dengan salah satu metode berikut: Amplitudo variasi kecepatan radial terhadap longitude dari obyek2 yang diketahui jaraknya. Kecepatan radial bintang2 Cepheid di sekitar Matahari:

47 ii) Amplitudo variasi proper motion terhadap longitude.
iii) Dari definisi menggunakan kurva rotasi yang ditentukan secara empiris

48 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. ii) Cara tak langsung untuk menentukan konstanta Oort B melalui persamaan: r : dispersi kecepatan peculiar velocity bintang dalam arah radial t : dispersi kecepatan peculiar velocity bintang dalam arah tangensial

49 Data terbaru (Hiparcos) memberikan
A = 14.8 ± 0.8 km/ s / kpc B = ± 0.6 km/ s / kpc Dengan mengetahui nilai A dan B kita dapat memperoleh informasi yang penting tentang orbit Matahari. Kecepatan sudut Matahari : atau kecepatan linier : Dengan data A dan B di atas, biasanya dituliskan: Dengan metode ini kita dapat menurunkan kecepatan sirkuler (linier) di sekitar Matahari hanya jika jarak ke Pusat Galaksi diketahui (diperoleh dengan cara lain).

50 Gradien kecepatan linier Matahari :
Gradien sangat kecil  kurva rotasi di sekitar Matahari hampir konstan. INGAT ! Konstanta Oort konstan hanya pada radius Matahari dan bernilai lain pada radius yang berbeda.

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

52 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).

53 Kegunaan lain konstanta2 Oort
- Penentuan jarak bintang dari Matahari - Periode orbit Matahari mengelilingi pusat galaksi

54 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.

55 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

56 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!!

57 Tatasurya Pada dasarnya semua massa Tatasurya ada dalam Matahari; penurunan kecepatan orbit planet2 yang lebih luar hanya mencerminkan pertambahan jarak ke Matahari → keplerian Galaksi 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

58 Keplerian Non-Keplerian

59 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

60 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

61 Struktur spiral yang diamati dan diekstrapolasi:
2 dan 8 – lengan 3kpc dan lengan Perseus 3 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)

62 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).

63 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.

64 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.

65 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.

66 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.