Materi gelap, AGN & exotic objects

Pelatihan OAN, 7 Juli 2006

Hesti WulandariProdi Astronomi - ITB

Dark Matter (Materi Gelap)

Galaksi-galaksi berisi:- Gas- Bintang- Lainnya?

Dark matter di galaksi

“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

GMrv

r

mv

r

mGM

r

r

)(

2

2

atauG

vrM r

2

Massa yang dilingkupi oleh radius r dapat dipelajari dengan dengan melakukan observasi untuk mengukur v.

Bagaimana caranya?

Untuk sistem Tatasurya, M(<r) = Msun, sehingga M(<r) hampir tidak berubah dengan radius(M ~ konstan)

21

)(

)(

rrv

r

GM

r

GMrv r

Kecepatan orbit berkurang dengan radius

Keplerian

Keplerian

Bagaimana untuk sebuah galaksi spiral?

r

GMrv r)(

Ukur kecepatan orbit v padaradius r yang berbeda-beda

Pengukuran kecepatan:Spektroskopi +Pergeseran Doppler

v

Kurva rotasi galaksi datar

Juga berlaku untuk Galaksi kita

G

vrM r

2

Ingat

Kurva rotasi datar, v konstan, sehingga

rM r

Mass meningkat dengan radius

Kebanyakan massa ada di sini.Tetapi hampir tidak ada cahaya di sini !

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

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

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.

Kontribusi dark halo menghasilkan kurva rotasi yang flat

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

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

• Terlalu aneh untuk tahun 1930-an, jadi diabaikan dan hanya dianggap sebagai problem yang tidak terpecahkan.

Tidak siap untuk perubahan paradigma!

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 untukmemenuhi “missing mass”.

Ungu: gas; putih: galaksi2

Hal serupa dijumpai pada studi cluster2 galaksi yang lain.

Secara umum 80 – 85% materi dalam cluster galaksi berupa dark matter

Besarnya massa menentukan nasib akhir alam semesta kita

Hal ini tergantung pada apa yang disebut kerapatan kritis (critical density)

Ω<1

Ω=1

Ω>1Hubbleparameter H;

8

3 2

G

Hc

c

Rasio kerapatan sebenarnya dan kerapatan kritis disebut sebagai parameter Omega.

Dark matter pada skala kosmologi

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 totaldiberikan oleh:

02.002.1

mradtot1

Dapat diabaikansaat ini

Densitas materi

Dark energy?

Hasil berbagai pengamatan:tot=1.02±0.02m=0.27 ± 0.04=0.73 ± 0.04b=0.044 ± 0.004 kontribusi baryonic matter

Luminous matter (bintang, gas) termasuk baryon. Tetapi

nonbarbm

01.0lum

Baryonic DM

Non-baryonic DM

Baryonic & non-baryonic problems

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

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….

Eksperimen atmosphericneutrino 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).

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 partnerphoton photinoquark squarkelectron selectron

Jika massa neutralino ~ 100 GeV maka ~ 1.

Accelerator LEP di CERN memberikan limit bawah massa neutralino 34 GeV.

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

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

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

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)

Puluhan eksperimen, hanya DAMA melaporkan mendeteksi WIMPs berupa annual modulation

Total exposure: 107731 kgd

Exclusion Plot

DAMA

CDMS SUF

EDELWEISS

CDMS Soudan

Sayangnya DAMA evidence tidak didukung oleh hasil eksperimen lain

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.

Jika anda dapat membuktikan keberadaan dark matter, anda pasti akan mendapat hadiah Nobel!

Active Galactic Nuclei & Quasar

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

Diagram sebuah active galaxy, menunjukkan komponen2 utama

Ground Based dan Hubble Space Telescope image Active Galaxy NGC 4261

Tipe-tipe AGN:

• Seyfert• Quasar• Blazar

Meskipun tipe2 ini kelihatan sangat berbeda, kemungkinan mereka adalah obyek sejenis yang terlihat dari arah yang berbeda

• 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).

• 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.

Daerah di langit yang memuat quasar PKS 0528+134, ditunjukkan padaDua saat yang berbeda menggunakan instrumen EGRET instrument pada Compton Gamma Ray Observatory.

• 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