Disc galactic
Un disc galactic este o regiune a galaxiilor cu disc, așa cum sunt galaxiile spirale sau galaxiile lenticulare.
Discul galactic este planul în care se află brațele spirale și discul galaxiilor cu disc. Galaxiile cu disc au tendința să conțină mai mult gaz și praf și să aibă stele mai tinere decât bulbii galactici sau decât halourile galactice. Viteza orbitală a stelelor din discul celor mai multe galaxii nu este coerentă cu masa calculată pentru galaxie.
Componente gazoase[modificare | modificare sursă]
Cea mai mare parte a gazului unei galaxii de disc se află în interiorul discului. Atât hidrogenul atomic rece (HI) cât și hidrogenul molecular (HII) cald formează cea mai mare parte a componentei gazoase a discului. Acest gaz serveste drept combustibil pentru formarea de noi stele pe disc. Deși distribuția gazului pe disc nu este la fel de bine definită ca distribuția stelarului, se înțelege (de la emisia de 21 cm) că hidrogenul atomic este distribuit destul de uniform pe tot discul.[1] Emisia de 21 cm de către HI arată, de asemenea, că componenta gazoasă poate exploda în regiunile exterioare ale galaxiei.[2] Abundența hidrogenului molecular face ca acesta să fie un mare candidat pentru a ajuta la urmărirea dinamicii în interiorul discului. Ca și stelele de pe disc, aglomerările sau norii de gaz urmează aproximativ orbite circulare în jurul centrului galactic. Viteza circulară a gazului din disc este puternic corelată cu luminozitatea galaxiei.[3] Această relație devine mai puternică atunci când se ia în considerare și masa stelară.[4]
Structura Calei Lactee[modificare | modificare sursă]
Trei componente stelare cu înălțimi variabile ale scării pot fi distinse pe discul galactic Calea Lactee: discul subțire tânăr, discul subțire vechi și discul gros.[5] Discul subțire tânăr este o regiune în care are loc formarea stelelor și conține cele mai tinere stele ale Calei Lactee și cea mai mare parte a gazului și a prafului. Înălțimea scării acestei componente este de aproximativ 100 pc. Discul subțire vechi are o înălțime a scării de aproximativ 325 pc, în timp ce discul gros are o înălțime a scării de 1,5 kpc. Deși stelele se mișcă în primul rând pe disc, ele prezintă o mișcare suficient de aleatoare în direcția perpendiculară pe disc, pentru a avea ca rezultat înălțimi diferite ale scării pentru componente diferite ale discului. Stelele din discul subțire al Calei Lactee tind să aibă proprietăți metalice mai mari comparativ cu stelele din discul gros.[6]
Note[modificare | modificare sursă]
- ^ Leroy, Adam K.; Walter, Fabian; Brinks, Elias; Bigiel, Frank; de Blok, W. J. G.; Madore, Barry; Thornley, M. D. (). „THE STAR FORMATION EFFICIENCY IN NEARBY GALAXIES: MEASURING WHERE GAS FORMS STARS EFFECTIVELY”. The Astronomical Journal (în engleză). 136 (6): 2782–2845. arXiv:0810.2556
. Bibcode:2008AJ....136.2782L. doi:10.1088/0004-6256/136/6/2782. ISSN 0004-6256.
- ^ A., Wouterloot, J. G.; J., Brand; B., Burton, W.; K., Kwee, K. (). „IRAS sources beyond the solar circle. II - Distribution in the Galactic warp”. Astronomy and Astrophysics (în engleză). 230: 21. Bibcode:1990A&A...230...21W. ISSN 0004-6361.
- ^ B., Tully, R.; R., Fisher, J. (). „A new method of determining distances to galaxies”. Astronomy and Astrophysics (în engleză). 54: 105. Bibcode:1977A&A....54..661T. ISSN 0004-6361.
- ^ McGaugh, Stacy S. (). „THE BARYONIC TULLY-FISHER RELATION OF GAS-RICH GALAXIES AS A TEST OF ΛCDM AND MOND”. The Astronomical Journal (în engleză). 143 (2): 40. arXiv:1107.2934 . Bibcode:2012AJ....143...40M. doi:10.1088/0004-6256/143/2/40. ISSN 0004-6256.
- ^ 1958-, Schneider, P. (Peter) (). Extragalactic astronomy and cosmology : an introduction. Berlin: Springer. p. 55. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285.
- ^ 1958-, Schneider, P. (Peter) (). Extragalactic astronomy and cosmology : an introduction. Berlin: Springer. p. 56. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285.
| ||||||||||||||||||||||||||
