Czy istnieje wiarygodne źródło, które może mi powiedzieć, jak duże jest wybrzuszenie galaktyki spiralnej w porównaniu z resztą galaktyki? Niestety nie mogłem znaleźć żadnego.
Termin, którego szukasz, nazywa się stosunkiem wypukłości do dysku (rozmiaru) . Z definicji odpowiedź zależy od morfologii galaktyki, tj. Od tego, jaka jest spirala „późnego typu”. Spirale „Sa” to te, które najbardziej przypominają eliptyczne i stąd mają duże stosunki rozmiarów (rzędu, ale poniżej jedności), podczas gdy wybrzuszenia w galaktykach Sc są (mniej niż) jedną dziesiątą rozmiaru dysku.
(EDYTUJ: W rzeczywistości, tak jak formułujesz swoje pytanie, szukasz wybrzuszenia na całość , zamiast wybrzuszenia na dysk , ale istnieje związek między nimi 1: 1. Z perspektywy czasu myślę, że interesuje Cię stosunek masy , ale zinterpretowałem „jak duży” jako stosunek rozmiaru . Odpowiedź Petera Erwina omawia masy.)
Współczynnik uzyskuje się przez osobne dopasowanie rozkładu jasności wybrzuszenia i dysku. Zwykle oba są dopasowywane jako wykładnicze, z długościami skali $ R_ \ mathrm {b} $ i $ R_ \ mathrm {d} $ , ale używane są również inne formy (np. profile Sérsic). W tym przypadku używany jest efektywny promień $ R_ \ mathrm {eff} $ , tj. Promień, wewnątrz którego emitowana jest połowa światła. Co więcej, odpowiedź będzie zależeć od pasma, w którym obserwujesz galaktykę (tj. IR, optyczne, UV,…)
Poniższy rysunek (z Möllenhoff 2004) przedstawia stosunek $ R_ \ mathrm {eff, b} / R_ \ mathrm {d} $ jako funkcja „Hubble type” przechodząca od 1 (Sa) do 3 (Sb ), do 5 (Sc). Zanotowałem przykłady galaktyk Hubble'a typu 1, 3 i 5.
Widzisz, że stosunek wynosi od $ \ sim0.5 \ text {-} 1 $ dla spirali wczesnego typu, do $ \ sim0.01 \ text {- } 0,2 $ za późne spirale.
Różne symbole odpowiadają różnym filtrom przechodzącym od pasma I (podczerwień) oznaczonego kwadratami, do pasma U (ultrafiolet) oznaczonego kółkami; zostały one nieznacznie przesunięte wzdłuż osi $ x $ w celach wizualizacyjnych - widać, że współczynnik zmniejsza się nieznacznie dla krótszych długości fal. Innymi słowy, wybrzuszenie jest mniej widoczne, im bardziej niebieskie jest rozważane światło.
Aby odpowiedzieć na pytanie tytułowe, warto wiedzieć, jaki jest stosunek wypukłości do całości ( $ B / T $ ), czyli ułamek światło galaktyki spiralnej (a więc w przybliżeniu jej gwiazdy), które w zgrubieniu; zakres ten waha się od 1 (to wszystko jest wybrzuszeniem, nic więcej tam nie ma - tj. jest to galaktyka eliptyczna) - do 0 (w ogóle nie ma wybrzuszenia).
Zgodne z odpowiedzią peli dotyczącą rozmiarów , odpowiedź zależy od rodzaju galaktyki spiralnej, o której mówisz; tradycyjnie część definicji sekwencji Hubble'a dotyczyła tego, ile dodatkowego światła wydawało się znajdować w centralnym regionie galaktyki, co jest mniej więcej tym samym, co $ B / T $ span >.
W dzisiejszych czasach odpowiedź jest raczej niepewna, ponieważ astronomowie toczą debatę na temat tego, co stanowi „wybrzuszenie”: istnieją „klasyczne wybrzuszenia” (coś w rodzaju mini-eliptycznych galaktyk i nie tylko lub mniej, o czym prawdopodobnie myślisz), „pseudobulge”, „pudełkowate / orzeszki ziemne wybrzuszenia” i być może inne rzeczy, z których wszystkie są „dodatkowym światłem / gwiazdami” w centralnej części galaktyki, ale które mają inne kształty, dynamika i pochodzenie. Na przykład Droga Mleczna z pewnością ma wybrzuszenie w kształcie pudełka / orzeszka ziemnego (to, co widzisz wystaje z dysku), które jest tak naprawdę częścią jej paska; wydaje się, że posiada „dysk jądrowy” (inaczej „disky pseudobulge”), który jest gęstym, jasnym dyskiem gwiazd rozciągającym się do około 150 parseków w promieniu; ale może w ogóle nie mieć „klasycznego wybrzuszenia”.
Aby dać ci coś do obejrzenia, które ma wartości $ B / T $ , oto rysunek z Laurikainen i in. (2010), który jest oparty na średnio zaawansowanej analizie obrazów w bliskiej podczerwieni (mniej zdezorientowanych pyłem i niedawnym formowaniem się gwiazd niż obrazy optyczne). Małe symbole to pomiary poszczególnych galaktyk, duże wypełnione okręgi to wartości mediany dla każdego typu Hubble'a, a otwarte okręgi pochodzą z wcześniejszych badań. Ten wykres obejmuje galaktyki S0 / soczewkowe (typ Hubble'a < 0; mają dyski, ale nie ma ramion spiralnych), jak również rzeczywiste galaktyki spiralne (typy Hubble'a> = 0). Zauważ, że oś $ B / T $ jest na skali logarytmicznej. Wczesne spirale (np. Galaktyki Sa) mają $ B / T \ sim 0,3 $ ; Spirale Sc i późniejsze mają zwykle $ B / T < 0,1 $ .