Галактический диск
( Галактический диск или галактический диск ) — компонент дисковых галактик , таких как спиральные галактики , линзовидные галактики и Млечный Путь . Галактические диски состоят из звездного компонента (состоящего из большинства звезд галактики) и газообразного компонента (в основном состоящего из холодного газа и пыли). Звездное население галактических дисков, как правило, демонстрирует очень небольшое случайное движение, при этом большинство его звезд вращаются по почти круговым орбитам вокруг галактического центра. Диски могут быть довольно тонкими, поскольку движение материала диска происходит преимущественно в плоскости диска (вертикальное движение очень незначительное). Например, диск Млечного Пути имеет толщину примерно 1 тыс. [1] но толщина дисков в других галактиках может различаться.
Звездный компонент [ править ]
яркости Экспоненциальные профили поверхностной
Галактические диски имеют профили поверхностной яркости, которые очень точно следуют экспоненциальной функции как в радиальном, так и в вертикальном направлениях.
Радиальный профиль [ править ]
поверхностной яркости Радиальный профиль галактического диска типичной дисковой галактики (если смотреть лицом вниз) примерно подчиняется экспоненциальной функции:
![{\displaystyle I(R)=I_{0}\exp \left[{- {\frac {R}{h_{R}}}}\right],}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/25641b2ace80b7760417c50d3320310377d14928)
где — центральная яркость галактики и длина шкалы. [2] Масштабная длина — это радиус, при котором галактика в е (≈2,7) раза 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, профили которых усекаются в самых отдаленных регионах. [5]
Вертикальный профиль [ править ]
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],}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1dffa65ab4bb219de0bc9a92e349c044916afdc6)
где — высота шкалы. [6] Хотя экспоненциальные профили служат полезным первым приближением, вертикальные профили поверхностной яркости также могут быть более сложными. Например, высота шкалы , хотя выше предполагается, что это константа, в некоторых случаях может увеличиваться с увеличением радиуса. [7]
Газообразный компонент [ править ]
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 четко определено, как распределение звездного компонента, понятно (на основе излучения на расстоянии 21 см ), что атомарный водород распределен довольно равномерно по всему диску. [8] Излучение HI на длине волны 21 см также показывает, что газовый компонент может вспыхивать во внешних областях галактики. [9] Обилие молекулярного водорода делает его отличным кандидатом для отслеживания динамики внутри диска. Подобно звездам внутри диска, сгустки или облака газа движутся по примерно 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 звездную массу. [11]
Структура диска Млечного Пути [ править ]
В диске Млечного Пути (MW) можно выделить три звездных компонента разной масштабной высоты: молодой тонкий диск , старый тонкий диск и толстый диск . [12] Молодой тонкий диск — это область, в которой происходит звездообразование, и содержит самые молодые звезды MW, а также большую часть газа и пыли. Масштабная высота этого компонента составляет примерно 100 шт. 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 разных компонентов диска. Звезды в тонком диске MW, как правило, имеют более высокую металличность по сравнению со звездами в толстом диске. [13] Богатые металлами звезды тонкого диска имеют металличность, близкую к солнечной ( ) и называются звездами популяции I (pop I), в то время как звезды, населяющие толстый диск, более 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]
См. также [ править ]
Ссылки [ править ]
- ^ "Шкала" . Архивировано из оригинала 06 марта 2023 г. Проверено 30 ноября 2021 г.
- ^ Спарк, Линда Шивон ; Галлахер, Джон С. (2007). Галактики во Вселенной: введение (2-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 199. ИСБН 978-0521855938 . OCLC 74967110 .
- ^ 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 .
- ^ Полен, М.; Трухильо, И. (17 июля 2006 г.). «Строение галактических дисков» . Астрономия и астрофизика . 454 (3): 759–772. arXiv : astro-ph/0603682 . Бибкод : 2006A&A...454..759P . дои : 10.1051/0004-6361:20064883 . ISSN 0004-6361 . S2CID 5400689 . Архивировано из оригинала 31 августа 2020 г. Проверено 14 июня 2018 г.
- ^ Эрвин, Питер; Полен, Майкл; Бекман, Джон Э. (1 января 2008 г.). «Внешние диски галактик раннего типа. I. Профили поверхностной яркости галактик с перемычкой». Астрономический журнал . 135 (1): 20–54. arXiv : 0709.3505 . Бибкод : 2008AJ....135...20E . дои : 10.1088/0004-6256/135/1/20 . ISSN 0004-6256 . S2CID 6433626 .
- ^ Спарк и Галлахер (2007) , стр. 201–202.
- ^ де Грийс, Р.; Пелетье, РФ (25 февраля 1997 г.). «Форма галактических дисков: как масштабная высота увеличивается с увеличением галактоцентрического расстояния». Астрономия и астрофизика . 320 . arXiv : astro-ph/9702215 . Бибкод : 1997A&A...320L..21D .
- ^ Лерой, Адам К.; Уолтер, Фабиан; Бринкс, Элиас; Бигель, Фрэнк; де Блок, WJG; Мадор, Барри; Торнли, доктор медицины (19 ноября 2008 г.). «Эффективность звездообразования в соседних галактиках: измерение того, где газ эффективно образует звезды». Астрономический журнал . 136 (6): 2782–2845. arXiv : 0810.2556 . Бибкод : 2008AJ....136.2782L . дои : 10.1088/0004-6256/136/6/2782 . ISSN 0004-6256 . S2CID 13975982 .
- ^ Воутерлот, JGA; Брэнд, Дж.; Бертон, Всемирный банк; Кви, К.К. (1990). «Источники IRAS за пределами солнечного круга. II – Распространение в галактической деформации». Астрономия и астрофизика . 230 : 21. Бибкод : 1990A&A...230...21W . ISSN 0004-6361 .
- ^ Талли, РБ; Фишер, младший (1977). «Новый метод определения расстояний до галактик». Астрономия и астрофизика . 54 : 105. Бибкод : 1977A&A....54..661T . ISSN 0004-6361 .
- ^ Макго, Стейси С. (12 января 2012 г.). «Барионное соотношение Талли-Фишера в богатых газом галактиках как тест ΛCDM и MOND» . Астрономический журнал . 143 (2): 40. arXiv : 1107.2934 . Бибкод : 2012AJ....143...40M . дои : 10.1088/0004-6256/143/2/40 . ISSN 0004-6256 . S2CID 38472632 .
- ^ Шнайдер, П. (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение . Берлин: Шпрингер. п. 55. ИСБН 9783540331759 . OCLC 262687285 .
- ^ Шнайдер, П. (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение . Берлин: Шпрингер. п. 56. ИСБН 9783540331759 . OCLC 262687285 .
- ^ Шнайдер, П. (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение . Берлин: Шпрингер. п. 58. ИСБН 9783540331759 . OCLC 262687285 .
