На скільки більша щільність зірок у нашому галактичному барі?

Наскільки щільніше воно в галактичному барі, ніж «нормальна» щільність на тому ж радіусі?

Це всього лише кілька відсотків? чи це, скажімо, «втричі» щільніше?

Або інші фактори грають: яскравість зірки, гази?
Або ми насправді не знаємо?

galaxy galactic-center

— Fattie
джерело

Я думаю, що обмеження спостереження щодо цього є рідкісними, якщо такі є, але з числових моделей я думаю, що 10-20% перевищення може бути реальною здогадкою. Здається, я не можу знайти жодних посилань, тому я не почуваю себе комфортно публікувати відповідь.

— пела

Це точно тихо таємниче, правда @pela? Крім того: деякі посилання говорять про те, що єдиною перенасиченістю є надмірність яскравих зірок (тобто молодих); насправді взагалі немає зайвої щільності. Це здається абсолютно невідомим. Немає реального огляду літератури щодо цього питання.

— Fattie

У спіральних руках, як мінімум, так. Тут перенапруженість становить приблизно 10%, але у вас є більша кількість новоутворених зірок (через хвилі тиску, що ініціюють утворення зірок), і оскільки найяскравіші зорі швидко гинуть, вони переважно знаходяться в спіральних рукавах, роблячи їх більш помітними. Щось подібне, мабуть, є випадки в барі, але я не впевнений, чи це в тій же мірі через червонішого кольору смуги.

— пела

Зоряне населення старше, тому масивні сині зірки загинули. Металічність також, як правило, вище в центрі, що призводить до червоніших кольорів.

— пела

@pela - також контраст щільності для спіральних рукавів може значно перевищувати 10% - це може бути коефіцієнт 2 або 3. Наприклад, з цього класичного дослідження Rix & Rieke (1993) M51: "У M51 ми знаходимо контраст щільності поверхневої маси (рука / взаємодія) в межах від 1,8 до 3, порівнянний з результатами моделювання N-тіла припливної зустрічі галактики з NGC 5195. "

— Пітер Ервін

Відповіді:

В інших заборонених галактиках, які нечітко схожі на Чумацький Шлях, контраст у (прогнозованій) зоряної щільності поверхні між бруском та міжбарковою областю на тому самому радіусі (наприклад, по незначній осі бруска, перпендикулярному до бруска). зазвичай коефіцієнт щонайменше двох; в особливо сильних брусах він може бути до шести (див., наприклад, рисунок 5 в штаті Охта та ін. 1990 ). Аналогічні контрасти спостерігаються в моделях N-тіл дискових галактик, які утворюють смуги.

Набагато складніше це зрозуміти для Чумацького Шляху, тому що ми не дивимось його зверху. Найкраща спроба отримати модель 3D-зоряної щільності бруска з підрахунків зірок і відстаней, про які я знаю, - це Вегг та ін. (2015) . Зі прогнозованого обличчя їх моделі (їх рисунок 14) я міг би оцінити максимальний контраст як коефіцієнт 4 або близько того.

Малюнок 14 Вегга та ін .: проектований вигляд зоряної щільності на Чумацькому Шляху (повна модель на правій панелі).

3D щільність (яка, можливо, те, про що ви справді запитуєте) у внутрішній частині бруска не настільки велика, як це підказує, тому що внутрішня частина бруска вертикально товста, утворюючи "коробку / форму арахісу" "опуклість (це відповідало б червоній області на малюнку вище). Таким чином, контраст був би трохи меншим порівняно з (менш загущеною) міжбарковою областю. Але зовнішня частина бруска приблизно така ж тонка, як і решта диска, тому прогнозований контраст щільності поверхні означатиме аналогічний контраст у зоряній щільності 3D.

— Пітер Ервін
джерело

Неймовірно. BTW Напевно, дані GAIA підірвуть існуючі дані, саме з цього питання, ні ??

— Fattie

".. тому що внутрішня частина бруска вертикально товста, утворюючи" опуклі / арахісові "опуклість." AHHHHHH це чудовий момент! Звичайно, це може бути просто густіше, НЕ щільніше !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! Я про це не думав!

— Fattie

Дані GAIA, безсумнівно, дуже допоможуть, хоча значна частина цього аналізу базується на інфрачервоних даних, які дозволяють бачити зірки на великих відстанях, включаючи далеку сторону смуги; Оскільки GAIA є оптичним, я не думаю, що він може отримати такі дані.

— Пітер Ервін

У Чумацькому Шляху щільність у смузі здається приблизно в 5 разів більша, ніж "поруч із смугою".

Найновіша модель балактичного бару, яку я міг знайти, - це Portail et al. (2017) , модель якої побудована так, щоб відповідати ряду спостережливих спостережень ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE та ARGOS ). На малюнку нижче, представленому в цій статті, показаний профіль щільності бруска / опуклості (ліва панель), диска (середня панель) та комбінованої маси (права панель).

$10^9\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$ $2\times10^8\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$

— пела
джерело