O ile większa jest gęstość gwiazd w naszym pasku galaktycznym?

O ile jest ono gęstsze w pasku galaktycznym niż „normalna” gęstość w tym samym promieniu?

Czy to tylko kilka procent? czy jest powiedzmy „trzy razy” tak gęsty?

A może w grę wchodzą inne czynniki: jasność gwiazdy, gazy?
Czy naprawdę nie wiemy?

galaxy galactic-center

— Fattie
źródło

Myślę, że ograniczenia obserwacyjne w tym zakresie są niewielkie, jeśli w ogóle, ale z symulacji numerycznych uważam, że 10-20% nadmierna gęstość byłaby realistycznym przypuszczeniem. Nie mogę jednak znaleźć żadnych referencji, więc nie czułbym się komfortowo, zamieszczając odpowiedź.

— pela,

To zdecydowanie cicha tajemnicza, prawda @pela? Ponadto: niektóre odniesienia mówią, że jedyną nadmierną gęstością jest nadmierna gęstość jaśniejszych gwiazd (tj. Młodych); tak naprawdę nie ma w ogóle nadmiernej gęstości. To wydaje się być bardzo nieznane. Wydaje się, że nie ma prawdziwego przeglądu literatury na ten temat.

— Fattie,

Tak przynajmniej jest w przypadku ramion spiralnych. Tutaj nadmierna gęstość wynosi około 10%, ale masz większą liczbę nowo powstałych gwiazd (z powodu fal ciśnienia inicjujących powstawanie gwiazd), a ponieważ najjaśniejsze gwiazdy umierają szybko, znajdują się głównie w ramionach spiralnych, dzięki czemu są bardziej widoczne. Prawdopodobnie coś podobnego to przypadki na pasku, ale nie jestem pewien, czy jest w tym samym stopniu, ze względu na bardziej czerwony kolor paska.

— pela,

Gwiezdna populacja jest starsza, więc umarły masywne, niebieskie gwiazdy. Metaliczność jest również na ogół wyższa w środku, co prowadzi do bardziej czerwonych kolorów.

— pela,

@pela - również kontrast gęstości ramion spiralnych może znacznie przekraczać 10% - może to być współczynnik 2 lub 3. Np. z tego klasycznego badania Rixa i Rieke (1993) z M51: „W M51 znajdujemy kontrast gęstości masy powierzchniowej (ramię / międzybrojenie) w zakresie od 1,8 do 3, co jest porównywalne z wynikami symulacji N w ciele pływowym galaktyki z NGC 5195. ”

— Peter Erwin,

Odpowiedzi:

W innych galaktykach z prętami, które są niejasno podobne do Drogi Mlecznej, kontrast (rzutowana) gęstość powierzchni gwiezdnej między prętem i regionem między prętami w tym samym promieniu (np. Wzdłuż mniejszej osi pręta, prostopadłej do pręta) wynosi zazwyczaj wynosi co najmniej dwa; w szczególnie mocnych słupkach może wynosić nawet sześć (patrz np. ryc. 5 w Ohta i wsp. 1990 ). Podobne kontrasty widoczne są w modelach N galaktyk dyskowych, które tworzą pręty.

O wiele trudniej to rozgryźć dla Drogi Mlecznej, ponieważ nie patrzymy w dół z góry. Najlepszą próbą uzyskania modelu gęstości gwiezdnej 3D pręta na podstawie liczby gwiazd i szacunkowych odległości, o których wiem, jest Wegg i in. (2015) . Z bezpośredniego rzutu ich modelu (ryc. 14) zgadłbym maksymalny kontrast jako czynnik około 4.

Ryc. 14 Wegg i in .: rzutowany widok z góry gęstości gwiazd dla Drogi Mlecznej (pełny model w prawym panelu).

Gęstość 3D (o którą być może tak naprawdę pytasz) w wewnętrznej części paska nie jest tak duża, jak to sugeruje, ponieważ wewnętrzna część paska jest pionowo gruba, tworząc „pudełkowaty / orzechowy kształt” „wybrzuszenie (odpowiadałoby to czerwonemu regionowi na powyższym rysunku). Zatem kontrast byłby nieco mniejszy w porównaniu z (mniej pogrubionym) obszarem między słupkami. Ale zewnętrzna część paska jest w przybliżeniu tak cienka jak reszta dysku, więc rzutowany kontrast gęstości powierzchni oznaczałby podobny kontrast w gęstości gwiazdowej 3D.

— Peter Erwin
źródło

Niesamowite. BTW Z pewnością dane GAIA zniszczą istniejące dane, właśnie w tej sprawie, nie?

— Fattie

„.. ponieważ wewnętrzna część pręta jest pionowo gruba, tworząc wybrzuszenie„ w kształcie pudełka / orzeszków ziemnych ”.„ AHHHHHH to świetny punkt! Oczywiście może być po prostu grubszy, a NIE bardziej gęsty !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! Nie pomyślałem o tym!

— Fattie

Dane GAIA bez wątpienia bardzo pomogą, chociaż wiele z tych analiz opiera się na danych w podczerwieni, które pozwalają na oglądanie gwiazd z dużych odległości, w tym z drugiej strony paska; ponieważ GAIA ma charakter optyczny, nie sądzę, aby mógł uzyskać tego rodzaju dane.

— Peter Erwin,

W Drodze Mlecznej gęstość w pasku wydaje się około 5 razy większa niż „obok paska”.

Najnowszym modelem paska galaktycznego, jaki udało mi się znaleźć, jest Portail i in. (2017) , którego model jest skonstruowany tak, aby pasował do szeregu badań obserwacyjnych ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE i ARGOS ). Poniższy rysunek z tego dokumentu pokazuje profil gęstości pręta / wybrzuszenia (lewy panel), dysku (środkowy panel) i łącznej masy (prawy panel).

Czerwona krzywa pokazuje gęstość wzdłuż paska (tj. Główna oś), a niebieska krzywa pokazuje ją prostopadle do niej (oś mniejsza). Centralny guz na niebieskiej krzywej znajduje się więc wewnątrz paska, ale po około 2 kpc (tj. 6-7000 lat świetlnych), spłaszcza się. Tutaj gęstość masy (powierzchni) wynosi około . Jednak poza paskiem niebieska linia pokazuje, że gęstość wynosi tylko , czyli 5 razy mniej . $10^9\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$ $2\times10^8\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$

— pela
źródło