Галактический диск

Компонент дисковых галактик, состоящий из газа и звезд.

Галактика Скульптор (NGC 253) является примером дисковой галактики.

Галактический диск (или галактический диск ) является компонентом дисковых галактик , таких как спиральные галактики, такие как Млечный Путь , и линзовидные галактики . Галактические диски состоят из звездного компонента (состоящего из большинства звезд галактики) и газообразного компонента (состоящего в основном из холодного газа и пыли). Звездное население галактических дисков, как правило, демонстрирует очень малое случайное движение, при этом большинство его звезд совершают почти круговые орбиты вокруг галактического центра. Диски могут быть довольно тонкими, поскольку движение материала диска происходит преимущественно в плоскости диска (очень малое вертикальное движение). Диск Млечного Пути, например, имеет толщину приблизительно 1 kly ^[1] , но толщина может варьироваться для дисков в других галактиках.

Звездный компонент

Экспоненциальные профили поверхностной яркости

Галактические диски имеют профили поверхностной яркости, которые очень точно следуют экспоненциальным функциям как в радиальном, так и в вертикальном направлениях.

Радиальный профиль

Радиальный профиль поверхностной яркости галактического диска типичной дисковой галактики (при наблюдении плашмя) примерно следует экспоненциальной функции:

$${\displaystyle I(R)=I_{0}\exp \left[{-{\frac {R}{h_{R}}}}\right],}$$

где — центральная яркость галактики, а — масштабная длина. ^[2] Масштабная длина — это радиус, на 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 своих профилях яркости. ^{[3] [4]} Было обнаружено, что некоторые галактики имеют диски с профилями, которые становятся усеченными в самых внешних областях. ^[5] ${\displaystyle I_{0}}$ ${\displaystyle h_{R}}$

Вертикальный профиль

При наблюдении с ребра вертикальные профили поверхностной яркости галактических дисков следуют очень похожему экспоненциальному профилю, который пропорционален радиальному профилю диска:

$${\displaystyle I(R,z)=I(R)\exp \left[-{\frac {\vert z\vert }{h_{z}}}\right]=I_{0}\exp \left[-\left({\frac {R}{h_{R}}}+{\frac {\vert z\vert }{h_{z}}}\right)\right],}$$

где - высота шкалы. ^[6] Хотя экспоненциальные профили служат полезным первым приближением, вертикальные профили яркости поверхности также могут быть более сложными. Например, высота шкалы , хотя и предполагается постоянной выше, может в некоторых случаях увеличиваться с радиусом. ^[7] ${\displaystyle h_{z}\approx 0.1h_{R}}$ ${\displaystyle h_{z}}$

Газообразный компонент

Большая часть газа дисковой галактики находится внутри диска. Как холодный атомарный водород (HI), так 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 хорошо определено, как распределение звездного компонента, понятно (из излучения 21 см ), что атомарный водород распределен довольно равномерно по всему диску. ^[8] Излучение 21 см HI также показывает, что газообразный компонент может вспыхивать во внешних областях галактики. ^[9] Обилие молекулярного водорода делает его отличным кандидатом для отслеживания динамики внутри диска. Как и звезды внутри диска, сгустки или облака газа следуют приблизительно по круговым орбитам вокруг галактического центра. Круговая скорость газа в диске сильно коррелирует со светимостью галактики (см. соотношение Талли–Фишера ). ^[10] Эта связь становится сильнее, если принять во внимание также массу звезды. ^[11]

Структура диска Млечного Пути

В диске Млечного Пути (МП) можно выделить три звездных компонента с различной высотой шкалы: молодой тонкий диск , старый тонкий диск и толстый диск . ^[12] Молодой тонкий диск — это область, в которой происходит звездообразование, и содержит самые молодые звезды МП и большую часть его газа и пыли. Высота шкалы этого компонента составляет примерно 100 пк. Старый тонкий диск имеет высоту шкалы примерно 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 различным высотам шкалы для различных компонентов диска. Звезды в тонком диске МП, как правило, имеют более высокую металличность по сравнению со звездами в толстом диске. ^[13] Металличность богатых металлами звезд в тонком диске близка к металличности солнца ( ) и называется звездами населения I (pop I), в то время как звезды, населяющие толстый диск, бедны металлами ( ) и называются звездами населения II (pop II) (см. звездное население ). Эти различные возрасты и металличности в различных звездных компонентах диска указывают на сильную связь между металличностью и возрастом звезд. ^[14] ${\displaystyle Z\approx 0.02}$ ${\displaystyle Z\approx 0.001}$

Смотрите также

• Толстый диск
• Тонкий диск

Ссылки

1. "Scale". Архивировано из оригинала 2023-03-06 . Получено 2021-11-30 .
2. Sparke, Linda Siobhan ; Gallagher, John S. (2007). Галактики во Вселенной: введение (2-е изд.). Кембридж: Cambridge University Press. стр. 199. ISBN 978-0521855938. OCLC  74967110.
3. Трухильо, Игнасио; Мартинес-Вальпуэста, Инма; Мартинес-Дельгадо, Давид; Пеньярубиа, Хорхе; Габани, Р. Джей; Полен, Майкл (2009). «Раскрытие природы внешней области M94 (NGC4736): панхроматическая перспектива». Астрофизический журнал . 704 (1): 618–628. arXiv : 0907.4884 . Бибкод : 2009ApJ...704..618T. дои : 10.1088/0004-637X/704/1/618. S2CID  16368604.
4. Pohlen, M.; Trujillo, I. (2006-07-17). "Структура галактических дисков". Astronomy & Astrophysics . 454 (3): 759–772. arXiv : astro-ph/0603682 . Bibcode : 2006A&A...454..759P. doi : 10.1051/0004-6361:20064883. ISSN  0004-6361. S2CID  5400689. Архивировано из оригинала 2020-08-31 . Получено 2018-06-14 .
5. Эрвин, Питер; Полен, Майкл; Бекман, Джон Э. (2008-01-01). «Внешние диски галактик раннего типа. I. Профили поверхностной яркости галактик с перемычкой». The Astronomical Journal . 135 (1): 20–54. arXiv : 0709.3505 . Bibcode : 2008AJ....135...20E. doi : 10.1088/0004-6256/135/1/20. ISSN  0004-6256. S2CID  6433626.
6. Спарк и Галлахер (2007), стр. 201–202.
7. de Grijs, R.; Peletier, RF (1997-02-25). "Форма галактических дисков: как увеличивается высота шкалы с расстоянием до центра галактики". Астрономия и астрофизика . 320. arXiv : astro-ph/9702215 . Bibcode : 1997A&A...320L..21D.
8. Лерой, Адам К.; Уолтер, Фабиан; Бринк, Элиас; Бигель, Франк; де Блок, В. Дж. Г.; Мадор, Барри; Торнли, М. Д. (19 ноября 2008 г.). «Эффективность звездообразования в соседних галактиках: измерение того, где газ эффективно формирует звезды». The Astronomical Journal . 136 (6): 2782–2845. arXiv : 0810.2556 . Bibcode : 2008AJ....136.2782L. doi : 10.1088/0004-6256/136/6/2782. ISSN  0004-6256. S2CID  13975982.
9. Wouterloot, JGA; Brand, J.; Burton, WB; Kwee, KK (1990). «Источники IRAS за пределами солнечного круга. II – Распределение в галактической деформации». Астрономия и астрофизика . 230 : 21. Bibcode : 1990A&A...230...21W. ISSN  0004-6361.
10. Талли, Р. Б.; Фишер, Дж. Р. (1977). «Новый метод определения расстояний до галактик». Астрономия и астрофизика . 54 : 105. Bibcode : 1977A&A....54..661T. ISSN  0004-6361.
11. Макго, Стейси С. (2012-01-12). "Барионная связь Талли-Фишера для богатых газом галактик как проверка ΛCDM и MOND". The Astronomical Journal . 143 (2): 40. arXiv : 1107.2934 . Bibcode : 2012AJ....143...40M. doi : 10.1088/0004-6256/143/2/40. ISSN  0004-6256. S2CID  38472632.
12. Шнайдер, П. (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение . Берлин: Springer. С. 55. ISBN 9783540331759. OCLC  262687285.
13. Шнайдер, П. (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение . Берлин: Springer. стр. 56. ISBN 9783540331759. OCLC  262687285.
14. Шнайдер, П. (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение . Берлин: Springer. стр. 58. ISBN 9783540331759. OCLC  262687285.