Morfologi Galaksi

Kumpulan PPT Galaksi

M. Miftahul Fahmi

GALAKSI BIMA

SAKTI

Judhistira Aria Utama

Lab. Bumi & Antariksa

Jurusan Pendidikan Fisika

FPMIPA UPI

Apakah Galaksi Itu?

Galaksi adalah kumpulan bintang dan materi antar-bintang yang terisolasi di bawah pengaruh gravitasi.

Di dalam galaksi terdapat 107 _{- 10}12 _{buah bintang.} Di Bima Sakti (Milky Way) terdapat tidak kurang dari

Struktur Dasar Galaksi

•

_{Piringan galaksi (galactic disk)}

•

_{Benjolan di pusat (galactic bulge)}

Pengukuran Bima Sakti

• _{Metode cacah} bintang (star count) • _Pengamatan bintang variabel • _Pengamatan gugus bola

Pemahaman kita tentang ukuran dan bentuk Bima Sakti tidak terlepas dari perkembangan

Metode Cacah Bintang

(Star Count)

Sir William Herschel (1738 – 1822)

Grolier Encyclopedia

Pada akhir abad ke-18, Sir William Herschel mencoba menaksir ukuran dan bentuk

galaksi dengan menghitung

banyaknya bintang yang dapat dilihat pada arah yang

berbeda-beda di langit malam.

Asumsikan seluruh bintang memiliki kecerlangan intrinsik

• _{Tinjau daerah berbentuk bola dengan} jari-jari R:

R

Jumlah bintang yang

dica-kup memenuhi hubungan: N = kerapatan x volume N = ρ x (4R3/3) Grolier Encyclopedia

Saya berkesimpulan bahwa bentuk Bima Sakti menyerupai piringan (disk-shaped) dengan Matahari berada di dekat pusat piringan.

Kritik:

Pada arah kutub  kerapatan bintang rendah Pada bidang galaksi  debu & gas memblokir sinar, sehingga bintang tampak redup

• _{Dengan mengingat modulus jarak dari} Pogson:

m – M = 5logd – 5

diperoleh jumlah bintang yang lebih terang daripada magnitudo semu m adalah:

N(m) = [D/3][10(m-M+5)/5]3

Grolier Encyclopedia

Saya berkesimpulan bahwa bentuk Bima Sakti menyerupai piringan

(disk-shaped) dengan Matahari berada di dekat pusat

piringan.

Kritik:

Pada arah kutub  kerapatan bintang rendah Pada bidang galaksi  debu & gas memblokir sinar, sehingga bintang tampak redup

Bima Sakti versi Herschel

Kedua buah “jari panjang” ini menunjukkan bahwa di daerah tersebut serapan oleh

debu dan gas lebih sedikit dibandingkan

Pengamatan Bintang

Variabel

•

_{Tidak semua bintang yang kita amati}

memiliki kecerlangan permukaan

yang tetap.

Bintang yang berubah-ubah cahayanya ini di-sebut sebagai bintang variabel.

• _{Bintang tersebut merupakan komponen} sistem bintang ganda gerhana; atau

• _{Ada mekanisme internal yang}

mengakibatkan perubahan kuat cahaya bintang.

Apa pemicu perubahan

• _{Pada sistem bintang ganda gerhana,}

masing-masing komponen akan

menggerhanai dan tergerhanai secara

bergantian yang berakibat pada

perubahan kuat cahaya secara periodik.

• _{Pada bintang tunggal yang berada pada}

tahap RAKSASA (giant) atau

MAHARAKSASA MERAH (red

supergiant), peristiwa ionisasi dan

rekombinasi atom-atom hidrogen dan helium di bagian luar bintang yang terjadi secara bergantian akan membuat lapisan luar bintang secara periodik mengembang dan mengempis (berdenyut!).

Pusat Bintang Lapisan Luar

Miss Annie Jump Cannon (1863-1941)

Rekan saya sesama astronom wanita, Miss Henrietta Leavitt, berhasil mendapatkan

hubungan

periode-luminositas untuk variabel cepheid.

 _{Hubungan periode –} luminositas:

“makin terang suatu cepheid, makin besar periode perubahan kuat cahayanya.”

Ini bukti nyata, bahwa wanita pun

0, 3 0, 5 1, 0 3, 0 5, 0 10,0 30,0 50,0 -6 -4 -2 0 Periode M v

Hubungan antara periode dan luminositas perubahan kuat cahaya variabel Cepheid

Ceph eid Tip e I Ceph eid Tip e II

Dengan informasi M_v dan V (pengamatan fotometri; dapat dicari) dapat ditentukan jarak objek menggunakan modulus jarak.

Cepheid tipe I (klasik)

 bercampur dengan debu antarbintang

 berperan sebagai “lilin penentu jarak”

 untuk suatu periode, lebih terang 1,5 magnitudo

dibandingkan tipe II

Cepheid tipe II

 tidak bercampur dengan debu

antarbintang

 bergerak cepat

 tergolong bintang populasi II

• _{Dengan bantuan bintang variabel Cepheid}

yang terdapat di galaksi lain, melalui hubungan periode – luminositas, jarak galaksi tersebut dapat ditentukan.

• _{Dengan metode ini astronom dapat}

memanfaatkan bintang variabel sebagai cara untuk menentukan jarak, baik di

dalam maupun di luar galaksi kita (~ 25

Pengamatan Gugus Bola

•

_{Pada awal abad ke-20, Harlow}

Shapley menggunakan pengamatan

gugus bola untuk mempelajari

bentuk Bima Sakti.

•

_{Hasil penting yang diperoleh}

Shapley:

1) sebagian besar gugus bola jauh

dari Matahari

2) distribusi tiga dimensi gugus bola

dalam ruang

Skema Galaksi Bima Sakti Tampak

Samping

Bagaimana Mengamati Piringan

Galaksi?

•

_{Pengamatan pada panjang}

gelombang

yang

tidak

terganggu oleh gangguan

debu dan gas di ruang

antarbintang.

•

_{Hidrogen netral (HI) banyak}

terdapat di piringan galaksi.

•

_{Perubahan orientasi spin orbit}

antara proton dan elektron

menghasilkan radiasi dengan

energi 6 x 10

-6

eV

 panjang

Piringan Galaksi Halo Galaksi Bulge Galaksi

Relatif datar (highly

flatte-ned) Relatif sferis dengan sedikit saja

pendataran Berbentuk lonjong

Dihuni oleh bintang-bintang muda dan tua

Dihuni oleh bintang-bintang tua

Dihuni oleh bintang-bintang muda dan tua (lebih banyak bintang tua di jarak yang

lebih besar dari pusat galaksi)

Mengandung gas dan debu

Tidak mengandung gas dan debu

Mengandung gas dan debu, terutama di daerah sebelah dalam Daerah pembentukan

bin-tang

Tidak terjadi proses pem-bentukan

bintang

Daerah sebelah dalam menjadi tempat

pemben-tukan bintang

Gas dan bintang-bintang bergerak dalam orbit melingkar di bidang galaksi Bintang-bintang di dalamnya bergerak dalam orbit yang acak

Bintang-bintang di dalam-nya bergerak dalam orbit yang acak

Terdapat lengan spiral

Terdapat gugus bola dan arus pasang (tidal

stream)

Terdapat cincin gas dan debu di dekat pusat

Berwarna putih

dengan lengan spiral

yang biru Berwarna kemerahan

Berwarna kuning-putih

•

_Fakta:

Galaksi dihuni oleh bintang-bintang dengan berbagai usia.

• _{Pada tahun 1944, Walter Baade}

mengusulkan adanya dua macam populasi

bintang:

1) populasi I (kelompok bintang

muda)

2) populasi II (kelompok bintang tua) • _{Bintang populasi II adalah bintang yang}

terbentuk dari materi antarbintang yang masih bersih dari unsur berat.

• _{Bintang populasi I adalah bintang yang} terbentuk kemudian, dengan materi

pembentuk yang kaya unsur berat hasil dari reaksi termonuklir di pusat bintang-bintang pendahulunya.

Lecture 3 Morphology

Galaksi Elips:

• _{Tidak memiliki fitur, berbentuk} sferoid yang disusun oleh

bintang-bintang nya..

• _{Diklasifikasikan berdasarkan} kenampakan bentuk distribusi bintangnya

E0 (bola) sampai E7 (sangat pipih)

• _{secara umum: En, dimana n = 10(1-b/a), dan b/a adalah} perbandingan sumbu yang teramati (panjang sumbu

minor/panjang sumbu mayor).

b/a = 1: E0 tampak sebagai lingkarasn b/a = 1/2: E5 tampak sebagai elips

Lecture 3 Morphology

Galaksi Lenticular (S0) :

• _{tampak seperti gabungan antaran} spiral dan elips.

• _{berada ditengah pada diagram} garpu tala.

• _{S0 menampilkan struktur seperti piringan sebagai} tambahan fitur yang menyerupai elips.

• _{berbentuk seperti lensa jika dilihat dari samping (edge-on).} • _{memiliki piringan namun tidak memiliki lengan spiral.}

• Subtipe:S0₁, S0₂, S0₃ yang bergantung kepada kekuatan komponen debu di piringan:

S0₁ – tidak memiliki debu

S0₃ – fitur debu yang jelas dan kontinu

• Subkelas batang: SB0₁, SB0₂, SB0₃, bergantung dari kenampakan batang.

Lecture 3 Morphology

Galaksi spiral:

• _{atau galaksi piringan}

• _{Memiliki pusat buldge dan}

piringan dengan lengan spiral, daerah HII

• _{Beberapa memiliki interior} batang di lengan spiralnya

• _{Subtipe (normal): Sa, Sb, Sc}

(berbatang): Sba, SBb, SBc

• _{Subtipe berdasarkan tiga karakteristik:}

1) porsi buldge – ukuran dan total kecerlangan: rasio bulge-piringan (B/D)

- Sa – didominasi buldge (B/D besar) - Sc – buldge lemah (B/D kecil)

Lecture 3 Morphology

2) “kerapatan” lengan spiral - Sa – lengannya rapat - Sc – lengannya terbuka

3) derajat resolusi bintang-bintang/daerah HII - Sa - rendah

- Sc - tinggi

• _{kriteria ke2 dipengaruhi oleh inklinasi,dan ke3} dipengaruhi oleh jarak. Sistem yang modern menggantungkan klasifikasi pada kriteria ke1, karena lebih dapat dikuantisasikan.

Lecture 3 Morphology

Galaksi Irregular :

• _{Tidak memiliki kesimetrisan}

• _{jumlah galaksi yang luminus nya} sedikit

• _{Subtipe berdasarkan Hubble:}

* Type I – bintang-bintangnya dapat diamati terpisah, HII regions

* Type II – fitur halus, bintang-bintang tidak dapat diamati terpisah, sering terdapat pita penyerapan/absorpsi

• _{Contoh: Type I – LMC(large Magellanic Cloud-Awan Magelan} Besar) Type II - M82

• _{Contoh yang paling baik adalah galaksi yang dekat, karena} galaksi irregular cenderung tidak terang.

Lecture 3 Morphology

Other Classification Systems

• _{Hubble t-types}

Coarse numerical representation of Hubble types: Hubble: E E-S0 S0 S0/a Sa Sab Sb Sbc Sc Sc-Irr Irr

t-type: -5 -3 -2 0 1 2 3 4 6 8 10

Easy (digital) scheme for use in computer databases.

Dark Energy 73% Dark Matter 23% “Normal Matter” 4% Penyebab…

LET’S PLAY!

Identifikasi DSO berikut dengan

ciri-cirinya….

Thank you!

Let your mind explores the

accelerating universe!