Galaksi Bima Sakti

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 & PerkembanganKonsep tentang Galaksi • Tahun 1610 Galileo menemukan bahwa MW merupakan suatu sistem bintang • Pertengahan abad 18 - Thomas Wright dan Immanuel Kant: hipotesa bahwaGalaksi 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 GalaksiGalaksi dapat dibagi dalam beberapa komponen yang memiliki struktur dan kandungan bintang/gas yang berbeda

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

11. 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 sampai100 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, 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)

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 • - 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: 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

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 • metaldaripada [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 Menunjukkankecepatan gas 260 km/s.  Jika ini adalah suatu kecepatan orbit, maka hanya mungkin kalau Sgr A* adalah sebuahsupermassive black hole.  Pada panjang gelombang infra merah, luminositas daerah ini adalah 107Lsun.

29. 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) • Bujur galaksi l (galactic longitude) • dihitung terhadap arahpusat • Galaksi. Lintang galaksi bdihitung • dari bidang Galaksi kearah 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 disebutlocal 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. di mana adalah kecepatan melingkar pada radius Matahari (R0). Bintang2 di sekitar Matahari menunjukkan kecepatan peculiar yang didefinisikan sebagai: Kecepatan LSR dalam kerangka fundamental ini:

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 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

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.

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 vtdalam 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. 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 = -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 : 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.