Your SlideShare is downloading. ×
Oan dm
Upcoming SlideShare
Loading in...5
×

Thanks for flagging this SlideShare!

Oops! An error has occurred.

×
Saving this for later? Get the SlideShare app to save on your phone or tablet. Read anywhere, anytime – even offline.
Text the download link to your phone
Standard text messaging rates apply

Oan dm

87
views

Published on


0 Comments
0 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total Views
87
On Slideshare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
0
Actions
Shares
0
Downloads
4
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

Report content
Flagged as inappropriate Flag as inappropriate
Flag as inappropriate

Select your reason for flagging this presentation as inappropriate.

Cancel
No notes for slide

Transcript

  • 1. Materi gelap, AGN & exotic objects Pelatihan OAN, 7 Juli 2006 Hesti Wulandari Prodi Astronomi - ITB
  • 2. Dark Matter (Materi Gelap)
  • 3. Galaksi-galaksi berisi: - Gas - Bintang - Lainnya? Dark matter di galaksi
  • 4. “Menimbang” sebuah galaksi Penurunan kecepatan sebuah bintang bermassa m yang bergerak melingkar dengan radius r (massa yang dilingkupi orbit = Mr=M(<r)) Gaya gravitasi = gaya sentrifugal r GM rv r mv r mGM r r = = )( 2 2
  • 5. atau G vr Mr 2 = Massa yang dilingkupi oleh radius r dapat dipelajari dengan dengan melakukan observasi untuk mengukur v. Bagaimana caranya?
  • 6. Untuk sistem Tatasurya, M(<r) = Msun, sehingga M(<r) hampir tidak berubah dengan radius (M ~ konstan) 2 1 )( )( − ∝ == rrv r GM r GM rv r Kecepatan orbit berkurang dengan radius Keplerian
  • 7. Keplerian
  • 8. Bagaimana untuk sebuah galaksi spiral? r GM rv r =)( Ukur kecepatan orbit v pada radius r yang berbeda-beda Pengukuran kecepatan: Spektroskopi + Pergeseran Doppler
  • 9. λ∆∝v
  • 10. Kurva rotasi galaksi datar Juga berlaku untuk Galaksi kita
  • 11. G vr Mr 2 = Ingat Kurva rotasi datar, v ≈ konstan, sehingga rMr ∝ Mass meningkat dengan radius Kebanyakan massa ada di sini. Tetapi hampir tidak ada cahaya di sini !
  • 12. Kemungkinan penjelasan: ⇒ Gravitasi tidak mengikuti hukum Newton (hukum invers kuadrat) pada skala besar (MOND) ⇒ Galaksi2 dilingkupi awan besar yang - dark matter - yang tidak terlihat dan tidak terdeteksi Pengamatan
  • 13. Definisi: Dark matter adalah materi yang tidak luminous, yang (saat ini) tidak dapat dideteksi secara langsung dengan mengamati radiasi atau absorbsi electromagnetik (cahaya tampak, UV, infra merah, x-ray), tapi yang keberadaannya diindikasikan oleh efek gravitasinya. Not Dark MatterDark Matter
  • 14. M(<r) = M(stars, gas) + M(Dark Matter) ∝ r “luminous matter”, mendominasi kurva rotasi pada r kecil mendominasi pada r besar, sampai 10x rluminous Dark Matter adalah bentuk materi yang DOMINAN pada galaksi2, juga pada galaksi eliptik.
  • 15. Kontribusi dark halo menghasilkan kurva rotasi yang flat
  • 16. Ukuran cluster galaksi: 1000-3000 kpc, 10-30x lebih besar dari ukuran sebuah galaksi Resep: 1.Ukur massa gravitasi total 2.Ukur massa luminous 3.Bandingkan keduanya Dark matter di cluster galaksi
  • 17. Fritz Zwicky Penemuan dark matter di cluster galaksi oleh Fritz Zwicky •Tahun 1930-an Zwicky mengukur kecepatan orbit galaksi2 mengelilingi coma cluster •Mengaplikasikan hukum Kepler untuk menghitung massa cluster •Menemukan massa gravitasi yang sangat besar tapi relatif sedikit massa luminous. Hanya 2-6% dari massa total berupa galaksi2. Coma cluster
  • 18. • Terlalu aneh untuk tahun 1930-an, jadi diabaikan dan hanya dianggap sebagai problem yang tidak terpecahkan. Tidak siap untuk perubahan paradigma!
  • 19. Perubahan besar dengan adanya studi sinar-X untuk cluster galaksi pada tahun 1970-an Clusters berisi gas panas (108K) yang massanya ≈ 5x massa galaksi Tetapi tambahan kontribusi ini masih tidak cukup untuk memenuhi “missing mass”. Ungu: gas; putih:
  • 20. Hal serupa dijumpai pada studi cluster2 galaksi yang lain. Secara umum 80 – 85% materi dalam cluster galaksi berupa dark matter
  • 21. Besarnya massa menentukan nasib akhir alam semesta kita Hal ini tergantung pada apa yang disebut kerapatan kritis (critical density) Ω<1 Ω=1 Ω>1 HubbleparameterH; 8 3 2 == G H c π ρ cρ ρ =Ω Rasio kerapatan sebenarnya dan kerapatan kritis disebut sebagai parameter Omega. Dark matter pada skala kosmologi
  • 22. Pengukuran anisotropy cosmic microwave background dengan WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) satelit bersama pengamatan astronomis lain memberikan nilai densitas total Ω untuk saat ini: Kontribusi terhadap Ω total diberikan oleh: 02.002.1 ±≈Ω ΛΩ+Ω+Ω=Ω= mradtot1 Dapat diabaikan saat ini Densitas materi Dark energy?
  • 23. Hasil berbagai pengamatan: Ωtot=1.02±0.02 Ωm=0.27 ± 0.04 ΩΛ=0.73 ± 0.04 Ωb=0.044 ± 0.004 ⇒ kontribusi baryonic matter Luminous matter (bintang, gas) termasuk baryon. Tetapi nonbarbm Ω+Ω=Ω 01.0≈Ωlum
  • 24. Baryonic DM Non-baryonic DM Baryonic & non-baryonic problems
  • 25. Kandidat untuk baryonic dark matter MACHOS (Massive Astrophysical Compact Halo Objekt) ▪ bola hidrogen (Jupiter like, 0.001-0.1 M ), brown dwarf/katai coklat → Tidak diamati banyak ▪ sisa2 evolusi bintang (white dwarf/katai putih) → disk belum terlalu tua ▪ black hole → bintang2 pada jarak yang cukup aman akan mengelilingi black hole tsb (microlensing) Eksperimen: MACHO, EROS, OGLE
  • 26. Kandidat untuk non-baryonic dark matter Hot dark matter (HDM) - Neutrino Jika neutrino memiliki massa dalam rentang 10-50 eV, maka jumlah neutrino yang tercipta selama big bang dapat memenuhi seluruh jumlah dark matter di alam semesta TETAPI….
  • 27. Eksperimen atmospheric neutrino Super-Kamiokande (Tokyo) dengan 50 ribu ton air, detektor diletakkan 1km di bawah gunung Eksperimen osilasi neutrino dan neutrino decay menyarankan massa neutrino < 1 eV Neutrino tidak dapat memberikan kontribusi yang signifikan untuk dark matter. Selain itu hot dark matter yang relativistik (kecepatan mendekati c mencegah pembentukan galaksi2).
  • 28. Cold dark matter (CDM) - WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) WIMPs: Semua partikel netral yang masif dan berinteraksi lemah yang terbentuk selama big bang. Kandidat favorit untuk WIMP: neutralino, yaitu partikel teringan (20-1000 GeV atau 20-1000 lebih berat dari proton) dan stabil dalam model SUSY (Supersymmetry). Partikel SUSY yang lebih berat tidak stabil dan meluruh. SUSY: tiap partikel memiliki partner photon → photino quark → squark electron → selectron
  • 29. Jika massa neutralino ~ 100 GeV maka Ω ~ 1. Accelerator LEP di CERN memberikan limit bawah massa neutralino 34 GeV.
  • 30. Cara mendeteksi WIMPs Deteksi tak langsung (indirect) Mencari produk annihilasi dari neutralino dan anti neutralino, seperti neutrino, gamma-rays, positron dan anti-proton Contoh: satelit EGRET/GLAST mencari flux partikel atau sinar gamma dari daerah2 di mana diharapkan ada akumulasi WIMPs (mis: terperangkap oleh gravitasi inti Matahari). Sejauh ini tidak ditemukan
  • 31. Deteksi langsung (direct) Prinsip deteksi langsung: Mencari elastic scattering WIMP dengan inti atom-inti atom dalam sebuah detektor Signal: Nuclear recoil (beberapa keV) + produksi partikel muatan atau cahaya
  • 32. Kendala deteksi langsung Flux WIMPs besar tapi terdapat kendala untuk mendeteksi: Kendala Solusi interaksi dengan materi target sangat jarang (1.0-0.01/kg material detektor/hari) detektor bermassa besar pertukaran energi selama interaksi kecil Threshold (ambang) energi detektor kecil Background events Diskriminasi signal dari background
  • 33. Cara meminimalisasi background • Menempatkan detektor di laboratorium bawah tanah • Membuat radioaktivitas dalam detektor sekecil mungkin (materi dipilih dengan teliti) • Menggunakan high purity shields (mis: tangki air berisi 200 ton air murni, Pb, Cu, polythene)
  • 34. Puluhan eksperimen, hanya DAMA melaporkan mendeteksi WIMPs berupa annual modulation Total exposure: 107731 kgd
  • 35. Exclusion Plot DAMA CDMS SUF EDELWEISS CDMS Soudan Sayangnya DAMA evidence tidak didukung oleh hasil eksperimen lain
  • 36. Kesimpulan • Dark matter ada! • Mayoritas dark matter non baryonic • Dark matter harus ‘dingin’ (CDM) • Hasil DAMA masih kontroversial untuk dianggap sebagai bukti final • Detektor2 makin baik, sensitivitas perlu ditingkatkan untuk bisa memeriksa daerah yang lebih besar pada exclusion plot.
  • 37. Jika anda dapat membuktikan keberadaan dark matter, anda pasti akan mendapat hadiah Nobel!
  • 38. Active Galactic Nuclei & Quasar
  • 39. Active Galaxy/Active Galactic Nuclei (AGN): Galaksi yang memiliki inti yang aktif (mengemisikan sejumlah besar energi dan/atau variabel). Kemungkinan inti galaksi tsb berupa suatu supermassive black hole (massa 106 – 109 M ). Materi antar bintang, galaksi yang ‘dimakan’ dan bintang yang tersasar yang jatuh ke arah black hole membentuk piringan akresi yang mengemisikan sejumlah besar energi dari infra merah sampai gamma rays. Galaksi ‘normal’ AGN Total energi yang diemisikan=jumlah yang diemisikan bintang2 Energi = bintang2+ekses energi dalam infra merah, radio, UV, dan X-ray
  • 40. Diagram sebuah active galaxy, menunjukkan komponen2 utama Ground Based dan Hubble Space Telescope image Active Galaxy NGC 4261
  • 41. Tipe-tipe AGN: • Seyfert • Quasar • Blazar Meskipun tipe2 ini kelihatan sangat berbeda, kemungkinan mereka adalah obyek sejenis yang terlihat dari arah yang berbeda
  • 42. • Seyfert - Galaksi2 Seyfert merupakan low-energy gamma sources (sampai sekitar 100 keV) - Yang pertama ditemukan adalah NGC 4151 (oleh Carl Seyfert (1940)), sebuah galaksi spiral berjarak 15 Mpc dari kita. • Quasar - Pada tahun 1960-an, beberapa sumber radio, kelihatan berasosiasi dengan ‘bintang’ sehingga disebut quasi-stellar radio sources atau quasars. - Tetapi obyek2 ini memiliki spektra mirip inti galaksi Seyfert. Ternyata obyek2 ini adalah Seyferts dan galaksi radio yang intinya lebih terang 10-1000 dari seluruh bintang2nya. Luminositasnya dapat mencapai 1012 L. - Tidak seperti Seyfert, quasar dideteksi pada energi tinggi, biasanya 100MeV atau lebih (bahkan GeV atau TeV).
  • 43. • Dipercaya bahwa galaksi Seyfert dan quasar pada dasarnya adalah tipe obyek yang sama, hanya dilihat pada arah yang berbeda. • Observasi AGN pada panjang gelombang radio sering menunjukkan jet, yaitu pancaran partikel yang keluar dari pusat. Partikel2 bermuatan dipercepat hingga mendekati kecepatan cahaya dalam jet ini. • Quasar diamati dengan jet mengarah ke kita, yang memungkinkan kita untuk melihat radiasi energi tinggi. Pada Seyfert kita melihat dari sisi dan tidak melihat radiasi energi tinggi yang keluar dalam jet ke arah kita.
  • 44. Daerah di langit yang memuat quasar PKS 0528+134, ditunjukkan pada Dua saat yang berbeda menggunakan instrumen EGRET instrument pada Compton Gamma Ray Observatory.
  • 45. • Blazar - mirip (salah satu relativistic jetnya mengarah ke Bumi) tapi tidak seterang quasar. - Di antara tipe-tipe AGN, blazar mengemisikan energi pada daerah frekuensi yang paling lebar (radio sampai gamma ray). - Emisi blazar pada daerah visual dan gamma ray berubah- ubah (variabel) dengan skala waktu menit – hari. Dari pergeseran Doppler diketahui bahwa di antara tipe-tipe AGN quasar terletak paling jauh dan Seyfert paling dekat