Галактический диск - Galactic disc

В Скульптор Галактика (NGC 253) - пример дисковой галактики.

А галактический диск (или же галактический диск) является составной частью дисковые галактики, Такие 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). В Млечный Путь диск, например, имеет толщину примерно 1 кпк, но толщина может варьироваться для дисков в других галактиках.

Звездный компонент

Экспоненциальные профили яркости поверхности

Галактические диски имеют профили поверхностной яркости, которые очень точно соответствуют экспоненциальные функции как в радиальном, так и в вертикальном направлениях.

Радиальный профиль

Поверхностная яркость радиальный профиль галактического диска типичной дисковой галактики (если смотреть лицом к лицу) примерно следует экспоненциальной функции:

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

Где ${\displaystyle I_{0}}$ центральная яркость галактики и ${\displaystyle h_{R}}$ - длина шкалы.^[1] Масштабная длина - это радиус, при котором галактика является фактором е (~ 2.7) ярче, чем в центре. Из-за разнообразия форм и размеров галактик не все галактические диски следуют этой простой экспоненциальной форме в профилях яркости.^[2][3] Было обнаружено, что у некоторых галактик есть диски с профилями, которые усекаются во внешних областях.^[4]

Вертикальный профиль

Если смотреть 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 масштаб высоты ${\displaystyle h_{z}\approx 0.1h_{R}}$.^[5] Хотя экспоненциальные профили служат в качестве полезных первых приближений, вертикальные профили поверхностной яркости также могут быть более сложными. Например, шкала высоты ${\displaystyle h_{z}}$, хотя выше считается постоянной величиной, в некоторых случаях может увеличиваться с увеличением радиуса.^[6]

Газообразный компонент

Большая часть газа дисковой галактики находится внутри диска. И холодный атомарный водород (HI), и теплый молекулярный водород (HII) составляют большую часть газовой составляющей диска. Этот газ служит топливом для образования новых звезд в диске. Хотя распределение газа в диске не так четко определено, как распределение звездного компонента, оно понятно (из Эмиссия 21см ), что атомарный водород распределен по диску довольно равномерно.^[7] Эмиссия HI на 21 см также показывает, что газовая составляющая может вспыхивать во внешних областях галактики.^[8] 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. Отношение Талли-Фишера ).^[9] Эта связь становится сильнее, если принять во внимание звездную массу.^[10]

Строение диска Млечного Пути

Внутри диска Млечного Пути (MW) можно выделить три звездных компонента с разной масштабной высотой: молодой тонкий диск, то старый тонкий диск, а толстый диск.^[11] В молодой тонкий диск это область, в которой происходит звездообразование, и содержит самые молодые звезды MW и большую часть их газа и пыли. Масштабная высота этого компонента составляет примерно 100 шт. В старый тонкий диск имеет высоту шкалы примерно 325 пк, а 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.^[12] Богатые металлами звезды в тонком диске имеют металличность, близкую к солнечной (${\displaystyle Z\approx 0.02}$) и называются звездами популяции I (поп-группа I), в то время как звезды, которые населяют толстый диск, более бедны металлами (${\displaystyle Z\approx 0.001}$) и называются звездами популяции II (pop II) (см. звездное население ). Эти различные возрасты и металличность в различных звездных компонентах диска указывают на сильную взаимосвязь между металличностью и возрастом звезд.^[13]

Рекомендации

1. Спарке, 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. Дои: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:2006A&A ... 454..759P. Дои: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. Дои:10.1088/0004-6256/135/1/20. ISSN  0004-6256.
5. Спарк и Галлахер (2007) С. 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. (2008-11-19). «ЭФФЕКТИВНОСТЬ ОБРАЗОВАНИЯ ЗВЕЗД В БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИКАХ: ИЗМЕРЕНИЕ, ГДЕ ГАЗ ОБРАЗУЕТСЯ ЗВЕЗДАМИ ЭФФЕКТИВНО». Астрономический журнал. 136 (6): 2782–2845. arXiv:0810.2556. Bibcode:2008AJ .... 136.2782L. Дои: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:1990 А и А ... 230 ... 21 Вт. ISSN  0004-6361.
9. Б., Талли, Р.; Р., Фишер Дж. (1977). «Новый метод определения расстояний до галактик». Астрономия и астрофизика. 54: 105. Bibcode:1977A&A .... 54..661T. ISSN  0004-6361.
10. Макгоу, Стейси С. (2012-01-12). "БАРИОННАЯ СВЯЗЬ ТУЛЛИ-ФИШЕРА ГАЛАКТИЧЕСКИХ ГАЛАКТИК КАК ИСПЫТАНИЕ ΛCDM И MOND". Астрономический журнал. 143 (2): 40. arXiv:1107.2934. Bibcode:2012AJ .... 143 ... 40 млн. Дои: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.
12. 1958-, Шнайдер, П. (Питер) (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение. Берлин: Springer. п. 56. ISBN  9783540331759. OCLC  262687285.
13. 1958-, Шнайдер, П. (Питер) (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение. Берлин: Springer. п. 58. ISBN  9783540331759. OCLC  262687285.