Kornelius Fhelix August S. Bintang Variabel Bintang yang cahayanya berubah-ubah Penamaan bintang variabel Untuk yang sudah mempunyai nama, tetap menggunakan nama tersebut. Contoh : Polaris, o Orionis, o Cephei, dstUntuk bintang variabel baru, digunakan nama rasi tempat bintang tersebut berada ditambah huruf R di awalnya untuk bintang pertama yang ditemukan, huruf S untuk yang ditemukan kedua dst sampai z. Jika masih ditemukan lagi digunakan huruf: RR, RS, RT, , RZ, SS, ST, ., SZ, . Dst. Contoh: S Bootis, RR Lyra, SS Cygni, . dstNama dengan menggunakan huruf R, S, T, . . . , QZ yang diikuti dengan nama rasi digunakan hanya untuk 334 bintang variabel.Selanjutnya dugunakan huruf V yang diikuti nomor ditemukannya mulai dari nomor V335. Contoh : V335 Herculis, V969 OphiuchiKatalog bintang variabel yang lengkap: General Catalogue of Variable Stars Memuat sekitar 20 000 bintang variabel. Yang penting dalam pengamatan bintang variabel adalah penentuan kurva cahayanya (kurva yang mengatakan perubahan kuat cahaya Diamati dengan cara fotometri fotoelektrikContohKurva Cahaya Kurva cahaya Bintang Ganda Gerhana Kurva Cahaya Bintang Ganda Contoh Bintang Variabel yang terkenal:A. Bintang Variabel Cepheid Nama bintang variabel ini diambil dari nama bintang jenis ini yang pertama ditemukan yaitu o Cepheid. Perubahan cahaya bintang variabel Cepheid disebabkan karena bintang berdenyut denganP = 1 50 hari. Pada saat cahayanya maksimum dan minimum kelas spektrumnya berubah. Contoh : Bintang Polaris P = 3,97 hari, A m = 0,1 magKls Spek. Pd saat max : F - G Kls Spek. Pd saat min : K Sampai saat ini telah ditemukan lebih dari 700 bintang variabel Cepheid Pada bintang variabel Cepheid terdapat hubungan antara luminositas dan periode perubahan cahaya Ditemukan oleh Henrietta Leavitt dari Observatorium Harvard pd th 1912, berdasarkan pengamatannya pada bintang variabel Cepheid yang terdapat di Awan Magellan Kecil Dari hubungan antara luminositas dan periode perubahan cahaya bintang variabel Cepheid yang terdapat di galaksi lain, dapat ditentukan jarak galaksi tersebut. Lilin penentu jarak Kurva cahaya Bintang Variable RR Lyra Kurva Cahaya Bintang Variabel RR Lyra Kurva Cahaya Bintang Variabel Cepheid Kurva Cahaya Bintang Variabel Cepheid Bintang variabel Cepheid dapat dibagi dalam dua tipe: Cepheid tipe I: Cepheid klasikBercampur dengan debu antar bintangCepheid tipe II: Cepheid yang tidak bercampur dengan debu antar bintangBergerak dengan cepatTermasuk populasi II Bintang variabel Cepheid tipe I dan II mempunyai kurva cahaya, spektrum dan kecepatan radial yang berbedaHubungan antara luminositas dan periode perubahan cahaya bintang Cepheid Mv dapat dicariDari rumus Pogson : m - M = -5 + log d m dapat diamati d dapat dicari Galaksi-galaksi yang telah ditentukan jaraknya dengan menggunakan bintang variabel Cepheid Mengapa Bintang Berdenyut? Dalam keadaan setimbang, tekanan dari dalam bintang mengimbangi gaya gravitasi (setimbang ) Apabila terjadi gangguan :kesetimbangan akan goyahtekanan bisa naik melebihi gaya gravitasiGalaksi Spiral NGC 4414 d = 60 juta Tahun cahaya NGC 4603 (galaksi terjauh yang ditentukan jaraknya dengan bintang variabel Cepheid d = 108 juta tahun cahaya bintang akan mengembangpengembangan akan menyebabkan tekanan menjadi turun lagi, lebih kecil dari gaya gravitasibintang mengkerut kembalidan seterusnya Dalam hal bintang Cepheid Bintang variabel Cepheid adalah bintang yang berada dalam tahap raksasa atau maharaksasa merahDalam tahapan ini, T di bagian luar bintang rendah.sebagian besar H dan He dalam keadaan netralApabila bintang mengkerut, T di dekat permukaan naikterjadi ionisasi pada atom H dan He. Proses ionisasi menyerap energiT di daerah tersebut akan naik melebihi T bila tak terjadi ionisasi. Peristiwa ini menyebabkan aliran pancaran terhambatkekedapan akan semakin bertambahP akan naik cepat akibat hambatan aliran energi tersebut hingga lapisan luar bintang akan mengembangPeristiwa kebalikannya akan terjadi dengan rekombinasi ion di daerah ionisasi tadi.Jadi mekanisme pendorong denyutan Cepheid adalah peristiwa ionisasi dan rekombinasi atom H dan He di bagian luar bintangDaerah ionisasi ada di semua bintang, tetapi mengapa tidak semua bintang berdenyut?Syarat terjadi denyutan B. Bintang Variabel RR LyraP = 0,1 - 1 hariLuminositanya < L Cepheid sukar diamati di galaksi lainDitemukan banyak di gugus bola Termasuk bintang populasi IILuminositasnya hampir tidak bergantung pada periode perubahan cahayanya.Pada diagram HR, RR Lyra terletak pada cabang horizontal C. Bintang variabel lainnyaMira Ceti :P = 320 370 harimmax = 3 ~ 4 magmmin = 9 magSp max = M6

Sp min = M9

Bintang variabel Kelas B (Variabel | CMa):P = 4 -6 jamA m < 0,1 magletak pada diagram HR sejajar dengan deret utama dan terletak sedikit di atas deret utamaBintang yang cahayanya berubah tidak beraturanContoh : Jenis bintang R Corona Borealis Jenis bintang T TauriFlare starHerbig Ae/BedstA m ~ 5 mag Gugus Bintang Gugus Galaktika (Open Cluster) Bentuknya tidak simetrisJumlah bintangnya 100 1000 bintangBanyak mengandung materi antar bintangBintang paling terang adalah bintang raksasa biruBintang katai putih sangat sedit ditemukan Gugus Bola (Globular Cluster) Bentuknya simetris Jumlah bintangnya ~ 105 - 106

Tidak mengandung materi antar bintang Bintang paling terang adalah bintang raksasa merah Bintang katai putih banyak ditemukan Gugus Pleiades Globular Cluster M3 Walaupun gugus bola banyak mengandung bintang katai putih,namun bintang katai putih tersebut sangat sukar diamati, karena cahayanya sangat lemah dan juga gugus-gugus bola ini jaraknya sangat jauh (5 000 15 000 pc) Tetapi setelah Hubble Space Telescope (HST) mengamati gugus bola, baru bintang katai putih bisa diamati. Jarak GugusJarak gugus bintang hanya bisa ditentukan dengan menggunakan parallaks spektroskopi. Dari pengamatan spektroskopi dapat ditentukan kelas spektrum dan kelas luminositas bintang-bintang terangLuminositas BintangMagnitudo Mutlak Dari pengamatan juga dapat ditentukan magnitudo semu bintang-bintang terang tersebutDengan menggunakan rumus Pogson, dapat ditentukan jarak bintang-bintang terang.Jarak gugus ditentukan dengan merata-ratakan jarak dari bintang-bintang terang tersebut. Katalog yang memuat Gugus BintangKatalog Messier : Nama gugus dimulai dengan huruf M. M1, M2, M3, .. dstNew General Catalogue (NGC): Nama gugus dimulai dengan huruf NGC. NGC 6205, NGC 7654 . dstIndex Catalogue (IC) Ada juga gugus bintang yang diberinama berdasarkan mitologi. Misalnya: Gugus Hyades, Gugus Pleiades, . . . dst Gugus Bola M5 atau NGC5904. Massanya 2 juta kali massa Matahari. Jaraknya sekitar 26 000 tahun cahaya dan umurnya sekitar 13 milyar tahun. Gugus Bola M22 yang berjarak 10 000 tahun cahaya dan diamaternya sekitar 65 tahun cahaya Populasi Bintang Bintang dalam galaksi tidak dilahirkan dalam waktu yang bersamaan : ada bintang yang baru dilahirkanada bintang mudaada bintang yang sudah tua Pada tahun 1944, W. Baade membagi 2 macam populasi bintang, yaituBintang Populasi I Kelompok bintang mudaTerdiri dari bintang maharaksasa biruAnggotanya bergerak lambatBintang dalam gugus galaktika termasuk bintang populasi I Dari pengamatan spektroskopik, ada bintang yang bergaris logam kuat dan ada pula yang bergaris logam lemahMatahari termasuk bintang populasi I bergaris lemah Bintang Populasi II Kelompok bintang tuaTerdiri dari bintang maharaksasa merah dan bintang tua lainnyaAnggotanya bergerak cepatBintang dalam gugus bola termasuk bintang populasi II Bintang populasi II mengandung unsur berat lebih sedikit dari populasi I Bintang Populasi II terbentuk dari materi antar bintang yang masih bersih dari unsur beratHarga z kecilAkibat pelontaran materi oleh bintang, materi antar bintang dikotori oleh unsur berat yang dulunya dibentuk di dalam bintangAkibatnya bintang yang terbentuk kemudian yaitu populasi I, mengandung unsur berat yang lebih banyak. Pembagian populasi bintang menurut J.H. Oort (1957) PopulasiBintang AnggotanyaKec. Gerak (Km/s)Jumlah Elemen Berat (z) - % Ekstreem IMaharaksasa biruGugus galaktika 104 Pertengahan IBintang bergaris kuat 203 Tua IBintang bergaris lemah 302 Pertengahan IIBintang bergerak cepat 501 Ekstreem IIRaksasa merahGugus bola 1800,3 Galaksi Bima Sakti Dimensi & Perkembangan Konsep tentang GalaksiTahun 1610 Galileo menemukan bahwa MW merupakan suatu sistem bintangPertengahan 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 gaugingmenyimpulkan 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 GalaksiBentuk Galaksi Menurut William dan Caroline Sampai saat itu semua penurunan dimensi tidak tepat karena mengabaikan absorbsi antar bintangApril 1920 debat Curtis dan Shapley, salah satunya tentang ukuran Galaksi kita, dan skala jarak di dalamnyaPenemuan absorbsi antar bintang oleh Trumpler dari studi open cluster. Mengestimasi jarak menggunakan main sequence fitting Mengestimasi ukuran dengan mengukur besar sudutnya ( R = dO ), semua open cluster diasumsikan memiliki diameter yang samaDiamati cluster-cluster yang jauh terlihat lebih besar! Trumpler mempostulatkan bahwa hal ini disebabkan oleh progressive dimming cahayam M = 5 log(d/10) + kd di mana k = 0.79 mag/kpcAbsorpsi 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 bintangberbentuk mendekati bola dan terikat kuat secara gravitasi. Gugus bola beranggota sampai ratusan ribu bintang dan memiliki diameter sampai 100 pc.

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 gugusbola. 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) M80 - 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

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 kpcDark halo (corona) -Suatu sistem materi yang sangat besar berbentuk sferis-Materi di dalamnya gelap (tidak menyerap ataumemancarkan gelombang EM) dark matter, dideteksimelalui efek gravitasi yang ditimbulkannya-Keberadaannya disimpulkan dari bentuk kurva rotasi Galaksi-70% - 90% massa Galaksi berada di sini Ringkasan sifat disk, bulge dan halo 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: 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 eksponensia atau - Secara fisik ada 2 komponen: thin disk (zd = 180 pc) danthick disk (zd = 1 kpc) ) / exp( ) / exp( ) (0 d dz z R R I R I =Penjelasan ke dua lebih diterima: - bintang2 thick disk lebih tua dari 10 Gyr dan lebih miskinmetal 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) ) 12825 . 27 , 85948 . 192 ( ) (, =GP GPo oBujur 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): Sistem koordinat galaktik (l,b) Transformasi koordinat dari sistem ekuatorial ke galaktik: Transformasi koordinat dari sistem galaktik ke ekuatorial: di mana adalah bujur dari ekuator utara langit (NCP) ) 936 . 28 , 405 . 266 ( ) (, =GC GCo o) cos( cos sin sin cos ) sin( cos) sin( cos ) sin( cos) cos( cos cos sin sin sinGP GP GP CPGP CPGP GP GPl l bl l bbo o o o o oo o oo o o o o o = = + =) cos( cos sin sin cos ) sin( cos) sin( cos ) sin( cos) cos( cos cos sin sin sinl l b bl l bl l b bCP GP GP GPCP GPCP GP GP = = + =o o o o oo o oo o o = 932 . 123CPlKinematika 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 harusdikurangi 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 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 disebut local standard of rest (LSR), atau standard diam lokal. c vr0 A=) ( ' ' 74 . 4 ) / ( pc d s km vt =2 2t rv v v + =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 (,,Z): : sepanjang arah radial pada bidang Galaksi, positif ke arah luar (l=180, b=0): 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: di manaO0 adalah kecepatan melingkar pada radius Matahari (R0). -Bintang2 di sekitar Matahari menunjukkan kecepatan peculiar yang didefinisikan sebagai: Solar MotionAsumsi yang dapat dibuat: Kerapatan total bintang tidak berubah, sehingga tidak ada aliran dalam arah u (radial) maupun w (tegak lurus). = = 0. Jika kita deteksi atau 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 = -10.000.36 km/s (i.e. inward) V0 = 5.250.62 km/sW0 = 7.170.38 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 bergerakdalam 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). 0 , , 00= O = O = HLSR LSR LSRZ-Galak-galaksimenunjukkan rotasi diferential. -Jika kita dapat mengukur kecepatan rotasi circular O sebagai fungsi jarak R dari pusat Galaksi, kita akan mendapat informasi tentang gaya gravitasi yang bekerja dalam Galaksi (dinamika Galaksi). -Penentuan O(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 O(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