Struktur dan Dinamika Galaksi Bima Sakti

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
MGalaksi =

1011 M, materi tampak
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

Mengukur perbedaan posisi
dari sebuah bintang pd
bidang langit akibat dari
orbit Bumi thd Matahari
206265 AU
1
d  pc 

 "
 "


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
M : magnitudo mutlak
A : absorpsi


fotometri
spektroskopi
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 Bola
Gugus Terbuka
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,
V Z)
P : sepanjang arah radial pd bidang
galaksi, positif ke arah luar (anticenter), 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
GM ( R )
Vc 
R
2
Rotasi diferensial bintang di Galaksi
l  90
l  0
Kecepatan bintang relatif terhadap
LSR
l  90
l  0
Vektor kecepatan radial
efek rotasi diferensial thd kec. radial
Vr [km/s]
l  90
0
90
180
270
360
l  0
Bujur galaksi l [deg]
Vektor kecepatan tangential
Vtan [km/s]
efek rotasi diferensial thd kec.
tangential
0
90
180
270
l  90
360
l  0
Bujur galaksi l [de g]
GC
Sun
Ro
l
R
V  w R
r
a
V  wR
Star
Vr  V sin a  V0 sin l
Vt  V cosa  V0 cosl
R sin a  R0 sin l
R cosa  r  R0 cosl
Vr  R0 w  w0  sin l
Vt  R0 w  w0  cosl  wr
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

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
2 R O•
P
VO•
= 240 x 106 tahun

Dari hukum Kepler III dinyatakan
Massa galaksi =
R 3O.
11 M
=
10

2
PO.
= massa di dalam orbit matahari
Problem
Kita tidak tahu dari massa diatas berapa
kontribusi dari komponen bintang dan MAB
Statistika Bintang

Volume piringan Galaksi
V   (8.5kpc) x 800pc = 2 x 1011 pc3
2
8 kpc
Piringan Gal.
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
R
Diukur
Pergeseran Doppler
disini  V(R)



Asumsikan semua massa berada di pusat galaksi
Hukum III Kepler memberikan
P2 = R3 / Mgalaksi
menurut definisi
P = 2 R / V(R)
Sehingga: dengan mengkombinasikan persamaan
konstan
V(R) 
 gerak Keplerian
R
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
R
GC
disk
V(R)
Dark matter halo
Dari hukum III Kepler:
R3
 M DM (R)  M disk  M GC
2
P
Tetapi dari pengamatan diperoleh R > RGC : MDM >> Mdisk + MGC
Satellites to the Milky Way
 tracers of the mass in the halo