Галактический диск

Компонент дисковых галактик, состоящий из газа и звезд Галактика Скульптора (NGC 253) - это пример дисковой галактики

A галактический диск (или галактический диск ) является компонентом дисковых галактик, таких как спиральные галактики и линзовидные галактики. Галактические диски состоят из звездного компонента (состоящего из большинства звезд галактики) и газового компонента (в основном состоящего из холодного газа и пыли). Звездное население галактических дисков, как правило, демонстрирует очень слабое случайное движение, при этом большинство его звезд совершают почти круговые орбиты вокруг галактического центра. Диски могут быть довольно тонкими, потому что движение материала диска происходит преимущественно в плоскости диска (очень небольшое вертикальное движение). Например, диск Млечного Пути имеет толщину примерно 1 кпк, но толщина может варьироваться для дисков в других галактиках.

• 1 Звездный компонент
  • 1.1 Экспоненциальные профили яркости поверхности
    • 1.1.1 Радиальный профиль
    • 1.1.2 Вертикальный профиль
• 2 Газообразный компонент
• 3 Структура диска Млечного Пути
• 4 ссылки

Экспоненциальные профили поверхностной яркости

Галактические диски имеют профили поверхностной яркости, которые очень точно соответствуют экспоненциальным функциям как в радиальном, так и в вертикальном направлении. направления.

Радиальный профиль

Поверхностная яркость галактического диска типичной дисковой галактики (если смотреть лицом вверх) примерно следует экспоненциальной функции:

$I\; (R)\; =\; I\; 0\; exp\; \; [-\; R\; час\; R]\; \{\backslash \; displaystyle\; I\; (R)\; =\; I\_\; \{0\}\; \backslash \; exp\; \backslash \; left\; [\{-\; \{\backslash \; frac\; \{R\}\; \{h\_\; \{R\}\}\}\}\; \backslash \; right]\}$

Где $I\; 0\; \{\backslash \; displaystyle\; I\_\; \{0\}\}$- это центральная яркость галактики, а $h\; R\; \{\backslash \; displaystyle\; h\_\; \{R\}\}$- длина шкалы. Масштаб - это радиус, при котором галактика в e (~ 2.7) раз менее яркая, чем в ее центре. Из-за разнообразия форм и размеров галактик не все галактические диски следуют этой простой экспоненциальной форме в профилях яркости. Было обнаружено, что у некоторых галактик есть диски с профилями, которые усекаются во внешних областях.

Вертикальный профиль

Если смотреть с ребра, вертикальные профили поверхностной яркости галактических дисков очень похожи. экспоненциальный профиль, пропорциональный радиальному профилю диска:

$I\; (R,\; z)\; =\; I\; (R)\; exp\; \; [-\; |\; z\; |\; hz]\; знак\; равно\; I\; 0\; ехр\; \; [-\; (р\; час\; R\; +\; |\; z\; |\; hz)]\; \{\backslash \; displaystyle\; I\; (R,\; z)\; =\; I\; (R)\; \backslash \; exp\; \backslash \; left\; [-\; \{\backslash \; frac\; \{\backslash \; vert\; z\; \backslash \; vert\}\; \{h\_\; \{z\}\}\}\; \backslash \; right]\; =\; I\_\; \{0\}\; \backslash \; exp\; \backslash \; left\; [-\; \backslash \; left\; (\{\backslash \; frac\; \{R\}\; \{h\_\; \{R\}\}\}\}\; +\; \{\backslash \; frac\; \{\backslash \; vert\; z\; \backslash \; vert\}\; \{h\_\; \{z\}\}\}\; \backslash \; right)\; \backslash \; right]\}$

Где высота шкалы $hz\; \approx \; 0,1\; час\; R\; \{\backslash \; displaystyle\; h\_\; \{z\}\; \backslash \; приблизительно\; 0,1h\_\; \{R\}\}$.Хотя экспоненциальные профили служат В первом приближении вертикальные профили поверхностной яркости также могут быть более сложными. Например, масштабная высота $hz\; \{\backslash \; displaystyle\; h\_\; \{z\}\}$, хотя и считается константой выше, в некоторых случаях может увеличиваться с увеличением радиуса.

Большая часть газа дисковой галактики находится внутри диска. И холодный атомарный водород (HI), и теплый молекулярный водород (HII) составляют большую часть газообразного компонента диска. Этот газ служит топливом для образования новых звезд в диске. Хотя распределение газа в диске не так четко определено, как распределение звездных компонентов, понятно (из выброса 21 см ), что атомарный водород распределен по всему диску довольно равномерно. Эмиссия HI на 21 см также показывает, что газовый компонент может вспыхивать во внешних областях галактики. Обилие молекулярного водорода делает его отличным кандидатом для отслеживания динамики внутри диска. Подобно звездам внутри диска, сгустки или облака газа движутся примерно по круговым орбитам вокруг центра Галактики. Круговая скорость газа в диске сильно коррелирует со светимостью галактики (см. Соотношение Талли-Фишера ). Эта взаимосвязь становится более сильной, если принимать во внимание и звездную массу.

В диске Млечного Пути можно выделить три звездных компонента с разной масштабной высотой ( MW): молодой тонкий диск, старый тонкий диск и толстый диск. Молодой тонкий диск - это область, в которой происходит звездообразование, и содержит самые молодые звезды MW и большую часть ее газа и пыли. Масштабная высота этого компонента составляет примерно 100 шт. Старый тонкий диск имеет высоту шкалы приблизительно 325 пк, в то время как толстый диск имеет высоту шкалы 1,5 кпк. Хотя звезды движутся в основном внутри диска, они демонстрируют достаточно случайное движение в направлении, перпендикулярном диску, что приводит к разным масштабным высотам для различных компонентов диска. Звезды в тонком диске MW обычно имеют более высокую металличность по сравнению со звездами в толстом диске. Богатые металлами звезды в тонком диске имеют металличность, близкую к металличности Солнца ($Z\; \approx \; 0,02\; \{\backslash \; displaystyle\; Z\; \backslash \; приблизительно\; 0,02\}$), и относятся к популяции I (группа населения I). звезды, в то время как звезды, которые населяют толстый диск, более бедны металлами ($Z\; \approx \; 0,001\; \{\backslash \; displaystyle\; Z\; \backslash \; приблизительно\; 0,001\}$) и называются звездами популяции II (поп-II) (см. звездное население ). Эти различные возрасты и металличность в различных звездных компонентах диска указывают на сильную взаимосвязь между металличностью и возрастом звезд.

1. ^Спарк, Линда Шивон ; Галлахер, Джон С. (2007). Галактики во Вселенной: введение (2-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 199. ISBN 978-0521855938. OCLC 74967110.
2. ^Трухильо, Игнасио; Мартинес-Вальпуэста, Инма; Мартинес-Дельгадо, Давид; Пеньяррубия, Хорхе; Габани, Р. Джей; Полен, Майкл (2009). «ОБНАРУЖЕНИЕ ПРИРОДЫ M94 (NGC4736) ВНЕШНЕГО РЕГИОНА: ПАНХРОМАТИЧЕСКАЯ ПЕРСПЕКТИВА». Астрофизический журнал. 704 : 618–628. arXiv : 0907.4884. Bibcode : 2009ApJ... 704..618T. doi : 10.1088 / 0004-637X / 704/1/618.
3. ^Pohlen, M.; Трухильо И. (17 июля 2006 г.). «Строение галактических дисков». Астрономия и астрофизика. 454 (3): 759–772. arXiv : astro-ph / 0603682. Bibcode : 2006AA... 454..759P. DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20064883. ISSN 0004-6361.
4. ^Эрвин, Питер; Полен, Майкл; Бекман, Джон Э. (1 января 2008 г.). "Внешние диски галактик ранних типов. I. Профили яркости поверхности галактик с перемычкой". Астрономический журнал. 135 (1): 20–54. arXiv : 0709.3505. Bibcode : 2008AJ.... 135... 20E. doi : 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/20. ISSN 0004-6256.
5. ^Спарк и Галлахер (2007), стр. 201–202.
6. ^de Grijs, R.; Пелетье, Р. Ф. (25 февраля 1997 г.). «Форма галактических дисков: как масштабная высота увеличивается с увеличением галактоцентрического расстояния». arXiv : astro-ph / 9702215.
7. ^Лерой, Адам К.; Уолтер, Фабиан; Бринкс, Элиас; Бигил, Фрэнк; de Blok, W. J. G.; Мадор, Барри; Торнли, М. Д. (19 ноября 2008 г.). «ЭФФЕКТИВНОСТЬ ОБРАЗОВАНИЯ ЗВЕЗД В БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИКАХ: ИЗМЕРЕНИЕ, ГДЕ ГАЗ ФОРМИРУЕТ ЗВЕЗДЫ, ЭФФЕКТИВНО». Астрономический журнал. 136 (6): 2782–2845. arXiv : 0810.2556. Bibcode : 2008AJ.... 136.2782L. DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/6/2782. ISSN 0004-6256.
8. ^A., Wouterloot, J. G.; J., Brand; B., Burton, W.; К., Кви, К. (1990). «Источники IRAS за пределами солнечного круга. II - Распространение в галактической варпе». Астрономия и астрофизика. 230 : 21. Bibcode : 1990AA... 230... 21W. ISSN 0004-6361.
9. ^B., Tully, R.; Р., Фишер Дж. (1977). «Новый метод определения расстояний до галактик». Астрономия и астрофизика. 54 : 105. Bibcode : 1977AA.... 54..661T. ISSN 0004-6361.
10. ^Макгоу, Стейси С. (2012-01-12). «БАРИОННАЯ СВЯЗЬ ТУЛЛИ-ФИШЕРА ГАЗОВЫХ ГАЛАКТИК КАК ИСПЫТАНИЕ ΛCDM И MOND». Астрономический журнал. 143 (2): 40. arXiv : 1107.2934. Bibcode : 2012AJ.... 143... 40M. DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 143/2/40. ISSN 0004-6256.
11. ^1958-, Шнайдер, П. (Питер) (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение. Берлин: Springer. п. 55. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285. CS1 maint: числовые имена: список авторов (ссылка )
12. ^1958-, Шнайдер, П. (Питер) (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение. Берлин: Springer. стр. 56. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285. CS1 maint: числовые имена: список авторов (ссылка )
13. ^1958-, Schneider, P. (Peter) (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение. Берлин: Springer. стр. 58. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285. CS1 maint: числовые имена: список авторов (ссылка )