Berapa besar kerapatan bintang di bilah galaksi kita?

Berapa banyak lebih padat di dalam bar galaksi daripada kepadatan "normal" pada jari-jari yang sama?

Apakah hanya beberapa persen? atau apakah, katakanlah, "tiga kali" sama padatnya?

Atau faktor-faktor lain yang berperan: kecerahan bintang, gas?
Atau apakah kita benar-benar tidak tahu?

galaxy galactic-center

— Fattie
sumber

Saya pikir kendala pengamatan ini jarang, jika ada, tetapi dari simulasi numerik saya pikir 10-20% overdensity akan menjadi perkiraan yang realistis. Sepertinya tidak bisa menemukan referensi, jadi saya tidak akan merasa nyaman memposting jawaban.

— pela

Benar-benar tenang misterius, benar @pela? Lebih jauh lagi: beberapa referensi akan mengatakan bahwa satu-satunya overdensitas adalah overdensitas bintang yang lebih terang (yaitu, yang muda); sebenarnya tidak ada kelebihan sama sekali. Tampaknya sangat tidak diketahui. Tampaknya tidak ada tinjauan literatur nyata dari masalah ini.

— Fattie

Di lengan spiral, setidaknya itu yang terjadi. Di sini overdensitasnya kira-kira 10%, tetapi Anda memiliki jumlah yang lebih besar dari bintang-bintang yang baru terbentuk (karena gelombang tekanan yang memulai pembentukan bintang), dan karena bintang-bintang paling terang mati dengan cepat, mereka kebanyakan ditemukan di lengan spiral, membuatnya lebih terlihat. Sesuatu yang serupa mungkin adalah case di bar, tetapi saya tidak yakin apakah itu pada tingkat yang sama, karena warna bar yang lebih merah.

— pela

Populasi bintang lebih tua, sehingga bintang-bintang biru besar itu telah mati. Metalisitas juga umumnya lebih tinggi di tengah, yang mengarah ke warna yang lebih merah.

— pela

@pela - juga, kontras kepadatan untuk lengan spiral bisa lebih dari 10% - itu bisa menjadi faktor 2 atau 3. Misalnya, dari studi klasik ini oleh Rix & Rieke (1993) dari M51: "Dalam M51 kita menemukan kontras kepadatan massa permukaan (lengan / interarm) berkisar 1,8 hingga 3, sebanding dengan hasil dari simulasi N-tubuh dari pertemuan pasang surut galaksi dengan NGC 5195. "

— Peter Erwin

Jawaban:

Dalam galaksi berpalang lain yang agak mirip dengan Bima Sakti, kontras dalam (diproyeksikan) kepadatan permukaan bintang antara bar dan wilayah antar-bar pada radius yang sama (misalnya, sepanjang sumbu kecil bar, tegak lurus terhadap bar) adalah biasanya faktor setidaknya dua; di batang yang sangat kuat bisa mencapai enam (lihat, misalnya, Gambar 5 dalam Ohta et al. 1990 ). Kontras serupa terlihat dalam model N-body galaksi disk yang membentuk bar.

Jauh lebih sulit untuk menemukan ini untuk Bimasakti, karena kita tidak melihatnya dari atas. Upaya terbaik untuk mendapatkan model kerapatan bintang 3D bar dari jumlah bintang dan perkiraan jarak yang saya tahu adalah Wegg et al. (2015) . Dari tampilan langsung yang diproyeksikan pada model mereka (Gambar 14 mereka), saya akan memperkirakan nilai kontras maksimum sebagai faktor 4 atau lebih.

Gambar 14 dari Wegg et al .: diproyeksikan tampilan tatap muka dari kepadatan bintang untuk Bima Sakti (model penuh di panel kanan).

Kepadatan 3D (yang mungkin benar-benar Anda tanyakan) di bagian dalam bar tidak sebagus ini, karena bagian dalam bar secara vertikal tebal, membentuk "kotak / berbentuk kacang" "tonjolan (ini akan sesuai dengan wilayah merah pada gambar di atas). Jadi kontrasnya akan sedikit kurang dibandingkan dengan wilayah antar-bar (kurang menebal). Tetapi bagian luar bilah kira-kira setipis sisa disk, sehingga kontras kepadatan permukaan yang diproyeksikan akan berarti perbedaan yang serupa dalam kepadatan bintang 3D.

— Peter Erwin
sumber

Luar biasa. BTW Tentunya data GAIA akan menerbangkan data yang ada, tepatnya pada masalah ini, bukan ??

— Fattie

".. karena bagian dalam batang tebal secara vertikal, membentuk tonjolan" berbentuk kotak / kacang ".." AHHHHHH itu poin yang bagus! Tentu saja, mungkin hanya lebih tebal, TIDAK lebih padat !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! Saya tidak memikirkan itu!

— Fattie

Data GAIA tidak diragukan lagi akan banyak membantu, meskipun banyak dari analisis ini didasarkan pada data inframerah yang memungkinkan bintang-bintang terlihat pada jarak yang jauh, termasuk sisi yang jauh dari bar; karena GAIA adalah optik, saya tidak berpikir itu bisa mendapatkan data semacam itu.

— Peter Erwin

Di Bima Sakti, kepadatan di bar tampaknya kira-kira 5 kali lebih besar dari "di sebelah bar".

Model bar Galactic terbaru yang bisa saya temukan adalah Portail et al. (2017) , yang modelnya dibangun agar sesuai dengan berbagai survei pengamatan ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE , dan ARGOS ). Gambar di bawah ini dari kertas ini menunjukkan profil kepadatan bar / tonjolan (panel kiri), disk (panel tengah), dan massa gabungan (panel kanan).

Kurva merah menunjukkan kerapatan di sepanjang batang (yaitu sumbu utama), dan kurva biru menunjukkannya tegak lurus dengannya (sumbu minor). Bump sentral di kurva biru dengan demikian ada di dalam bar, tetapi setelah kira-kira 2 kpc (yaitu 6-7000 tahun cahaya), ia mendatar keluar. Di sini massa (permukaan) kepadatannya kira-kira $10^9\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$ . Off-bar, bagaimanapun, garis biru menunjukkan bahwa hanya kepadatan $2\times10^8\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$ , yaitu 5 kali lebih rendah .

— pela
sumber