The Milky Way

Galaksi Bima Sakti
•
•
•
•
•
•
Dimensi Galaksi
Komponen-komponen MW
Kinematika dan distribusi massa
Solar motion
Struktur spiral
Pembentukan Galaksi
Spektrum gelombang EM
Multiwavelength Milky Way
Milky Way – yang diamati Galileo
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
• 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
•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
•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
Dimensi & Komponen-komponen Galaksi
Galaksi dapat dibagi dalam beberapa
komponen yang memiliki struktur dan
kandungan bintang/gas yang berbeda
Komponen Galaksi:
• Piringan Galactic (galactic disk)
• Galactic bulge
• Galactic nucleus
• Galactic (stellar) halo
• Galactic dark halo
Gugus 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.
• 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.
Galactic disk (piringan Galaksi)
- Kebanyakan bintang dalam MW terletak pada disk
- Sangat tipis: diameter 30 – 40 kpc, tebal 2 kpc
- Matahari terletak pada disk, 8-8.5 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)
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
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
vorb  r
 12
where r is the distance to the core
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.
Gaya gravitasi = gaya sentrifugal
GM r m mv 2

2
r
r
GM r
v(r ) 
r
 v(r )  r
 12
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
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".)
Problem 5:
Use Kepler’s third law to determine the mass of
the Galaxy (up to Sun’s radius)
Galactic bulge
- 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)
Galactic halo (stellar halo)
- Bentuk sferis agak pepat
- Terdiri dari globular cluster dan bintang2 tua, metalisitas
rendah (Z < 0.001)
- Ukuran: 30-40 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
Ringkasan sifat disk,
bulge dan halo
Sekali lagi….
gambaran skematik Galaksi
Bintang2 populasi I:
- muda, metalisitas tinggi
Bintang2 populasi II:
- tua, metalisitas rendah
Thin disk vs thick disk
Umumnya kecerlangan permukaan (surface brightness)
Galaksi didekati dengan double exponential function:
I ( R)  I 0 exp(  R / Rd ) exp(  z / zd )
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.
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
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.
Sistem koordinat galaktik (l,b)
• equator Galaksi: lingkaran besar yang hampir mendekati
bidang Galaksi, berinklinasi 62.87 terhadap equator langit.
• Kutub utara Galaksi (North Galactic Pole = NGP) terletak
(epoch 2000)
( GP , GP )  (192.85948,27.12825)
• 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):
( GC , GC )  (266.405,28.936)
Sistem koordinat galaktik (l,b)
Transformasi koordinat dari sistem ekuatorial ke galaktik:
sin b  sin  GP sin   cos  GP cos  cos(   GP )
cos b sin( lCP  l )  cos  sin(    GP )
cos b sin( lCP  l )  cos  GP sin   sin  GP cos  cos(   GP )
Transformasi koordinat dari sistem galaktik ke ekuatorial:
sin   sin  GP sin b  cos  GP cos b cos( lCP  l )
cos  sin(    GP )  cos b sin( lCP  l )
cos  sin(    GP )  cos  GP sin b  sin  GP cos b cos( lCP  l )
di mana
lCP  123.932
adalah bujur dari ekuator utara langit (NCP)
Kinematika Galaksi
Kecepatan bintang ditentukan oleh dua komponen:
• kecepatan radial (dari pergeseran Doppler garis2 spektrum)
vr 

0
c
• kecepatan tangensial (dari proper motion)
vt (km / s)  4.74 ' ' d ( pc)
Kecepatan ruang diberikan oleh
v  vr2  vt2
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).
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).
Pada lingkaran besar yang tegak lurus arah apexantapex, 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.
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.
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
Kecepatan LSR dalam kerangka fundamental ini:
 LSR  0,  LSR  0 , Z LSR  0
di mana  0 adalah kecepatan melingkar pada radius
Matahari (R0).
Bintang2 di sekitar Matahari menunjukkan kecepatan peculiar
yang didefinisikan sebagai:
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 298 387
– Parallaxes, proper motions, etc untuk solar
neighborhood (hanya populasi disk)
– U0 = -10.00±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
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.
– 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
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
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
vr  Adsin2 
di mana konstanta Oort A
Kecepatan tangensial
1  Θ0  dΘ  
A 

 
2  R 0  dR  R 0 
v t  d(Acos2   B)
dengan konstanta Oort B B   1  Θ0   dΘ  
2  R 0
 dR  R 0 
Umumnya vr dan vt dalam satuan km/s, d dalam kpc dan
A & B dalam km/s/kpc
Variasi kecepatan dalam arah pandang dan kecepatan
tangensial sebagai fungsi longitude Galaksi untuk bintang2
yang bergerak dalam orbit circular dalam bidang Galaksi
Proper Motion
Acos2   B
μ 
4.74
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
1  Θ 0  dΘ  
1  dω 
A 



R0
 

2  R 0  dR  R 0 
2  dR  R 0
Untuk benda tegar  = konstan  A = 0.
• Konstanta
Oort B menyatakan vorticity (kecenderungan
bintang2 untuk bersirkulasi mengitari suatu titik tertentu).
Penentuan konstanta Oort A
Konstanta Oort A dapat ditentukan dengan salah satu
metode berikut:
i) Amplitudo variasi kecepatan radial terhadap longitude dari
obyek2 yang diketahui jaraknya.
vr  Adsin2 
Kecepatan radial bintang2 Cepheid di sekitar Matahari:
ii) Amplitudo variasi proper motion terhadap longitude.
Acos2   B
μ 
4.74
iii) Dari definisi
1  Θ 0  dΘ  
1  d 
A 



R0
 

2  R 0  dR  R 0 
2  dR  R 0
menggunakan kurva rotasi yang ditentukan secara empiris
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.
Acos2   B
μ 
4.74
ii) Cara tak langsung untuk menentukan konstanta Oort B
melalui persamaan:
σ 2t
-B
 2
A - B σr
-B
1
 2 2
A (σ r /σ t )  1
r : dispersi kecepatan peculiar velocity
bintang dalam arah radial
t : dispersi kecepatan peculiar velocity
bintang dalam arah tangensial
Data terbaru (Hiparcos) memberikan
A = 14.8 ± 0.8 km/ s / kpc
B = -12.4 ± 0.6 km/ s / kpc
Dengan mengetahui nilai A dan B kita dapat memperoleh
informasi yang penting tentang orbit Matahari.
• Kecepatan sudut Matahari :
ω0 
Θ0
 AB
R0
atau kecepatan linier :
Θ0  R 0 (A  B)
Dengan data A dan B di atas, biasanya dituliskan:
Θ0  218 (R 0 /8kpc) km/s
Dengan metode ini kita dapat menurunkan kecepatan sirkuler
(linier) di sekitar Matahari hanya jika jarak ke Pusat Galaksi
diketahui (diperoleh dengan cara lain).
• Gradien kecepatan linier Matahari :
 dΘ 

  (A  B)  -2.4km/s/k pc
 dR  R 0
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.
• 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:
Θ c2 GM
 2
r
r
atau
Θc2 r
M
G
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.
•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).
Θ02 R 0
M
 1011 M sun
G
•Kegunaan lain konstanta2 Oort
- Penentuan jarak bintang dari Matahari
vr
v r  Adsin2   d 
Asin2 
- Periode orbit Matahari mengelilingi pusat galaksi
2πR 0
2π
P

 2.3x10 8 yrs
Θ0
A-B
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.
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 berbedabeda 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
- 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!!
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
keplerian
Keplerian
Non-Keplerian
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
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
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)
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).
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.
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.
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.
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.