Галактичний диск
Галактичний диск — плоска складова частина спіральних галактик (наприклад, Чумацький Шлях) та лінзоподібних галактик. Галактичні диски складаються із зоряного компонента (який містить більшість зір галактики) та газового компонента (міжзоряного газу та пилу). Зоряна складова галактичних дисків зазвичай має незначні випадкові рухи: більшість зір обертаються майже коловими орбітами навколо центру галактики. Диски можуть мати перемички та спіральні рукави, де концентрація молодих зір і міжзоряного газу особливо висока. Диски можуть бути відносно тонкими, оскільки рух речовини в них відбувається переважно в площині диска (з дуже малими вертикальними відхиленнями). Наприклад, диск Чумацького Шляху має товщину приблизно 1 кілосвітловий рік, хоча для дисків інших галактик ця величина може змінюватися[1].
Галактичні диски мають профілі поверхневої яскравості, які добре описуються експоненційною функцією як у радіальному, так і у вертикальному напрямках.
Радіальний профіль поверхневої яскравості галактичного диска типової дискової галактики (вид з ребра) приблизно описується експоненційною функцією:
![{\displaystyle I(R)=I_{0}\exp \left[{-{\frac {R}{h_{R}}}}\right],}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/25641b2ace80b7760417c50d3320310377d14928)
де — центральна яскравість галактики, а — масштаб довжини[2]. Масштаб довжини — це радіус, на якому яскравість зменшується у e (≈2,7) разів відносно центральної. Через різноманітність форм і розмірів галактик не всі диски мають простий експоненційний профіль яскравості[3][4]. У деяких галактиках спостерігають диски, профілі яких обрізані у зовнішніх регіонах[5].
При спостереженні «з ребра» вертикальний профіль поверхневої яскравості галактичних дисків також добре описується експоненційним законом, який треба додатково домножити на радіальний профіль диска:
![{\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],}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1dffa65ab4bb219de0bc9a92e349c044916afdc6)
де — це масштаб висоти[6]. Хоча експоненційні профілі є корисним першим наближенням, вертикальні профілі поверхневої яскравості можуть мати складнішу форму. Наприклад, масштабна висота , яка вище вважалася сталою, у деяких випадках може зростати з радіусом[7].
Диск містить більшу частину газу дискової галактики. Більшість газової компоненти диска складають як холодний атомарний водень (HI), так і теплий молекулярний водень (HII). Цей газ виступає «паливом» для формування молодих зір у диску. Хоча розподіл газу в диску визначений не так надійно, як розподіл зоряного населення, з радіолінії водню 21 см відомо, що атомарний водень розподілений у диску досить рівномірно[8]. Радіолінія водню 21 см також показує, що на околицях галактики газовий компонент може розширюватися у вертикальному напрямку[9]. Високий вміст молекулярного водню робить його цінним індикатором для відстеження динаміки диска. Подібно до зір, газові хмари у диску рухаються майже коловими орбітами навколо центру галактики. Кругова швидкість газу в диску сильно корелює з яскравістю галактики (див. Співвідношення Таллі — Фішера)[10]. Ця залежність стає ще виразнішою, якщо враховувати також масу зір[11].
У диску Чумацького Шляху можна виділити три зоряні компоненти з різними масштабами висоти: молодий тонкий диск, старий тонкий диск і товстий диск[12]. Молодий тонкий диск є регіоном активного зореутворення й містить наймолодші зорі та більшість газу й пилу Галактики. Його масштаб висоти становить близько 100 пк. Старий тонкий диск має масштаб висоти близько 325 пк, а товстий диск — близько 1,5 кпк. Хоча зорі рухаються переважно в площині диска, їхня випадкова компонента швидкості у напрямку, перпендикулярному до диска, зумовлює наявність різних масштабів висоти для різних компонентів. Зорі тонкого диска мають вищу металічність, ніж зорі товстого диска[13]. Зорі тонкого диска мають металічність, близьку до сонячної (), і належать до зір населення I, тоді як зорі товстого диска бідніші на метали () і належать до населення II. Відмінності у віці та хімічному складі цих компонентів диска вказують на тісний зв'язок між віком зір і їхньою металічністю[14].
- ↑ Scale. Архів оригіналу за 6 березня 2023. Процитовано 30 листопада 2021.
- ↑ Sparke, Linda Siobhan; Gallagher, John S. (2007). Galaxies in the universe : an introduction (вид. 2nd). Cambridge: Cambridge University Press. с. 199. ISBN 978-0521855938. OCLC 74967110.
- ↑ Trujillo, Ignacio; Martinez-Valpuesta, Inma; Martínez-Delgado, David; Peñarrubia, Jorge; Gabany, R. Jay; Pohlen, Michael (2009). Unveiling the Nature of M94's (NGC4736) Outer Region: A Panchromatic Perspective. The Astrophysical Journal. 704 (1): 618—628. arXiv:0907.4884. Bibcode:2009ApJ...704..618T. doi:10.1088/0004-637X/704/1/618. S2CID 16368604.
- ↑ Pohlen, M.; Trujillo, I. (17 липня 2006). The structure of galactic disks. Astronomy & Astrophysics (англ.). 454 (3): 759—772. arXiv:astro-ph/0603682. Bibcode:2006A&A...454..759P. doi:10.1051/0004-6361:20064883. ISSN 0004-6361. S2CID 5400689. Архів оригіналу за 31 серпня 2020. Процитовано 14 червня 2018.
- ↑ Erwin, Peter; Pohlen, Michael; Beckman, John E. (1 січня 2008). The Outer Disks of Early-Type Galaxies. I. Surface-Brightness Profiles of Barred Galaxies. 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.
- ↑ Sparke та Gallagher, (2007), pp. 201—202.
- ↑ de Grijs, R.; Peletier, R. F. (25 лютого 1997). The shape of galaxy disks: how the scale height increases with galactocentric distance. Astronomy and Astrophysics. 320. arXiv:astro-ph/9702215. Bibcode:1997A&A...320L..21D.
- ↑ Leroy, Adam K.; Walter, Fabian; Brinks, Elias; Bigiel, Frank; de Blok, W. J. G.; Madore, Barry; Thornley, M. D. (19 листопада 2008). The Star Formation Efficiency in Nearby Galaxies: Measuring Where Gas Forms Stars Effectively. The Astronomical Journal (англ.). 136 (6): 2782—2845. arXiv:0810.2556. Bibcode:2008AJ....136.2782L. doi:10.1088/0004-6256/136/6/2782. ISSN 0004-6256. S2CID 13975982.
- ↑ Wouterloot, J. G. A.; Brand, J.; Burton, W. B.; Kwee, K. K. (1990). IRAS sources beyond the solar circle. II – Distribution in the Galactic warp. Astronomy and Astrophysics (англ.). 230: 21. Bibcode:1990A&A...230...21W. ISSN 0004-6361.
- ↑ Tully, R. B.; Fisher, J. R. (1977). A new method of determining distances to galaxies. Astronomy and Astrophysics (англ.). 54: 105. Bibcode:1977A&A....54..661T. ISSN 0004-6361.
- ↑ McGaugh, Stacy S. (12 січня 2012). The Baryonic Tully-Fisher Relation of Gas-Rich Galaxies As a Test of ΛCDM and MOND. The Astronomical Journal (англ.). 143 (2): 40. arXiv:1107.2934. Bibcode:2012AJ....143...40M. doi:10.1088/0004-6256/143/2/40. ISSN 0004-6256. S2CID 38472632.
- ↑ Schneider, P. (2006). Extragalactic astronomy and cosmology : an introduction. Berlin: Springer. с. 55. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285.
- ↑ Schneider, P. (2006). Extragalactic astronomy and cosmology: an introduction. Berlin: Springer. с. 56. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285.
- ↑ Schneider, P. (2006). Extragalactic astronomy and cosmology: an introduction. Berlin: Springer. с. 58. ISBN 9783540331759. OCLC 262687285.
| Класифікація галактик |
|  |
|---|---|---|
| Структура | ||
| Активні ядра | ||
| Взаємодія та великомасштабні структури | ||
| Явища та процеси | ||
| Списки галактик | ||
