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disco galáctico

La galaxia del Escultor (NGC 253) es un ejemplo de galaxia de disco. Un disco galáctico es un componente de las galaxias de disco , como las galaxias espirales tipo la Vía Lácte...

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La galaxia del Escultor (NGC 253) es un ejemplo de galaxia de disco.

Un disco galáctico es un componente de las galaxias de disco , como las galaxias espirales tipo la Vía Láctea y las galaxias lenticulares . Los discos galácticos constan de un componente estelar (compuesto por la mayoría de las estrellas de la galaxia) y un componente gaseoso (compuesto principalmente de gas frío y polvo). La población estelar de los discos galácticos tiende a exhibir muy poco movimiento aleatorio, ya que la mayoría de sus estrellas describen órbitas casi circulares alrededor del centro galáctico. Los discos pueden ser bastante delgados porque el movimiento del material del disco se produce predominantemente en el plano del disco (muy poco movimiento vertical). El disco de la Vía Láctea, por ejemplo, tiene un espesor aproximado de 1 kiloluz-año , [ 1 ] pero el espesor puede variar para los discos de otras galaxias.

Componente estelar

Perfiles de brillo superficial exponencial

Los discos galácticos presentan perfiles de brillo superficial que siguen muy de cerca funciones exponenciales tanto en la dirección radial como en la vertical.

Perfil radial

El perfil radial de brillo superficial del disco galáctico de una galaxia de disco típica (vista de frente) sigue aproximadamente una función exponencial:

I(R)=I0exp⁡[−RhR],{\displaystyle I(R)=I_{0}\exp \left[{-{\frac {R}{h_{R}}}}\right],}

dóndeI0{\displaystyle I_{0}}es el brillo central de la galaxia yhR{\displaystyle h_{R}}es la longitud de escala. [ 2 ] La longitud de escala es el radio en el cual la galaxia es un factor de e (≈2,7) menos brillante que en su centro. Debido a la diversidad en las formas y tamaños de las galaxias, no todos los discos galácticos siguen esta forma exponencial simple en sus perfiles de brillo. [ 3 ] [ 4 ] Se ha encontrado que algunas galaxias tienen discos con perfiles que se truncan en las regiones más externas. [ 5 ]

Perfil vertical

Cuando se observan de canto, los perfiles verticales de brillo superficial de los discos galácticos siguen un perfil exponencial muy similar que es proporcional al perfil radial del disco:

I(R,z)=I(R)exp⁡[−|z|hz]=I0exp⁡[−(RhR+|z|hz)],{\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],}

dóndehz≈0.1hR{\displaystyle h_{z}\approx 0.1h_{R}}es la altura de escala. [ 6 ] Aunque los perfiles exponenciales sirven como una primera aproximación útil, los perfiles de brillo superficial vertical también pueden ser más complicados. Por ejemplo, la altura de escalahz{\displaystyle h_{z}}, aunque se asumió que era una constante anteriormente, en algunos casos puede aumentar con el radio. [ 7 ]

Componente gaseoso

La mayor parte del gas de una galaxia de disco se encuentra dentro del disco. Tanto el hidrógeno atómico frío (HI) como el hidrógeno molecular caliente (HII) constituyen la mayor parte del componente gaseoso del disco. Este gas sirve como combustible para la formación de nuevas estrellas en el disco. Aunque la distribución del gas en el disco no está tan bien definida como la distribución del componente estelar, se entiende (a partir de la emisión de 21 cm ) que el hidrógeno atómico se distribuye de manera bastante uniforme en todo el disco. [ 8 ] La emisión de 21  cm del HI también revela que el componente gaseoso puede expandirse en las regiones exteriores de la galaxia. [ 9 ] La abundancia de hidrógeno molecular lo convierte en un gran candidato para ayudar a rastrear la dinámica dentro del disco. Al igual que las estrellas dentro del disco, los cúmulos o nubes de gas siguen órbitas aproximadamente circulares alrededor del centro galáctico. La velocidad circular del gas en el disco está fuertemente correlacionada con la luminosidad de la galaxia (véase la relación de Tully-Fisher ). [ 10 ] Esta relación se vuelve más fuerte cuando también se toma en consideración la masa estelar. [ 11 ]

Estructura del disco de la Vía Láctea

Dentro del disco de la Vía Láctea (VL) se pueden distinguir tres componentes estelares con diferentes alturas de escala: el disco delgado joven , el disco delgado viejo y el disco grueso . [ 12 ] El disco delgado joven es una región donde se está produciendo la formación estelar y contiene las estrellas más jóvenes de la VL y la mayor parte de su gas y polvo. La altura de escala de este componente es de aproximadamente 100 pc. El disco delgado viejo tiene una altura de escala de aproximadamente 325 pc, mientras que el disco grueso tiene una altura de escala de 1,5 kpc. Aunque las estrellas se mueven principalmente dentro del disco, exhiben un movimiento lo suficientemente aleatorio en la dirección perpendicular al disco como para dar lugar a diferentes alturas de escala para los distintos componentes del disco. Las estrellas del disco delgado de la VL tienden a tener metalicidades más altas en comparación con las estrellas del disco grueso. [ 13 ] Las estrellas ricas en metales del disco delgado tienen metalicidades cercanas a la del sol (Z≈0,02{\displaystyle Z\approx 0.02}) y se las denomina estrellas de población I (pop I), mientras que las estrellas que pueblan el disco grueso son más pobres en metales (Z≈0,001{\displaystyle Z\approx 0.001}) y se las denomina estrellas de población II (pop II) (véase población estelar ). Estas distintas edades y metalicidades en los diferentes componentes estelares del disco apuntan a una fuerte relación entre las metalicidades y las edades de las estrellas. [ 14 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ "Escala" . Archivado del original el 6 de marzo de 2023. Consultado el 30 de noviembre de 2021 .
  2. ↑ Sparke, Linda Siobhan ; Gallagher, John S. (2007). Galaxias en el universo : una introducción (2.ª ed.). Cambridge: Cambridge University Press. p. 199. ISBN    978-0521855938OCLC 74967110​​ 
  3. ↑ Trujillo, Ignacio; Martínez-Valpuesta, Inma; Martínez-Delgado, David; Peñarrubia, Jorge; Gabany, R. Jay; Pohlen, Michael (2009). "Revelando la naturaleza de la región exterior de M94 (NGC4736): una perspectiva pancromática". La revista astrofísica . 704 (1): 618– 628. arXiv : 0907.4884 . Código Bib : 2009ApJ...704..618T . doi : 10.1088/0004-637X/704/1/618 . S2CID 16368604 . 
  4. ↑ Pohlen, M.; Trujillo, I. (2006-07-17). "La estructura de los discos galácticos" . Astronomía y Astrofísica . 454 (3): 759– 772. arXiv : astro-ph/0603682 . Bibcode : 2006A & A...454..759P . doi : 10.1051/0004-6361:20064883 . ISSN 0004-6361 . S2CID 5400689. Archivado del original el 31-08-2020 . Recuperado el 14-06-2018 .  
  5. ↑ Erwin, Peter; Pohlen, Michael; Beckman, John E. (2008-01-01). "Los discos exteriores de galaxias de tipo temprano. I. Perfiles de brillo superficial de galaxias barradas". 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. ^ Sparke y Gallagher (2007) , págs .
  7. ↑ de Grijs, R.; Peletier, RF (1997-02-25). "La forma de los discos galácticos: cómo aumenta la altura de escala con la distancia galactocéntrica". Astronomía y Astrofísica . 320. arXiv : astro-ph/9702215 . Bibcode : 1997A & A ...320L..21D .
  8. ↑ Leroy, Adam K.; Walter, Fabian; Brinks, Elias; Bigiel, Frank; de Blok, WJG; Madore, Barry; Thornley, MD (2008-11-19). "La eficiencia de la formación estelar en galaxias cercanas: medición de dónde el gas forma estrellas de manera efectiva". 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). "Fuentes IRAS más allá del círculo solar. II – Distribución en la curvatura galáctica". Astronomía y Astrofísica . 230 : 21. Bibcode : 1990A & A...230...21W . ISSN 0004-6361 . 
  10. ↑ Tully, RB; Fisher, JR (1977). "Un nuevo método para determinar distancias a galaxias". Astronomía y Astrofísica . 54 : 105. Bibcode : 1977A & A....54..661T . ISSN 0004-6361 . 
  11. ↑ McGaugh, Stacy S. (2012-01-12). "La relación bariónica de Tully-Fisher de galaxias ricas en gas como prueba de ΛCDM y 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. ↑ Schneider, P. (2006). Astronomía y cosmología extragaláctica : una introducción . Berlín: Springer. pág. 55. ISBN   9783540331759OCLC 262687285​​ 
  13. ↑ Schneider, P. (2006). Astronomía y cosmología extragaláctica: una introducción . Berlín: Springer. pág. 56. ISBN  9783540331759OCLC 262687285​​ 
  14. ↑ Schneider, P. (2006). Astronomía y cosmología extragaláctica: una introducción . Berlín: Springer. pág. 58. ISBN  9783540331759OCLC 262687285​​