ความหนาแน่นของดาวในแถบกาแลคซีของเรานั้นใหญ่กว่านี้มากเพียงใด

มีความหนาแน่นมากน้อยเพียงใดในแถบกาแลกติกมากกว่าความหนาแน่น "ปกติ" ที่รัศมีเดียวกัน

เป็นเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์? หรือว่าพูดว่า "สามครั้ง" อย่างหนาแน่น?

หรือปัจจัยอื่น ๆ ที่เกี่ยวข้อง: ความสว่างของดาวก๊าซ?
หรือเราไม่รู้จริง ๆ

galaxy galactic-center

ฉันคิดว่าข้อ จำกัด เชิงการสังเกตเกี่ยวกับเรื่องนี้ค่อนข้างเบาบางหากมี แต่จากการจำลองเชิงตัวเลขฉันคิดว่าความเกินจริง 10-20% จะเป็นการเดาที่สมจริง ดูเหมือนจะไม่พบการอ้างอิงใด ๆ เลยดังนั้นฉันจึงรู้สึกไม่สบายที่จะโพสต์คำตอบ

— pela

มันเงียบสงบอย่างแน่นอน @pela ใช่ไหม? นอกจากนี้: การอ้างอิงบางอย่างจะบอกว่าสิ่งที่มีค่ามากเกินไปเท่านั้นคือความหนาแน่นของดาวฤกษ์ที่สว่างกว่า (เช่นดาวฤกษ์อายุน้อย); จริงๆแล้วมันไม่มีความซ้ำซ้อนเลย ดูเหมือนจะไม่เป็นที่รู้จักอย่างมาก ไม่มีการทบทวนวรรณกรรมอย่างแท้จริงเกี่ยวกับปัญหาที่ดูเหมือน

— Fattie

อย่างน้อยก็ในกรณีของแขนกังหัน ที่นี่ความมืดครึ้มอยู่ที่ประมาณ 10% แต่คุณมีดาวฤกษ์ใหม่จำนวนมากขึ้น (เนื่องจากคลื่นความดันที่ก่อตัวดาวฤกษ์) และเนื่องจากดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดนั้นตายเร็วมากพวกมันจะพบได้ในแขนกังหันทำให้มองเห็นได้ชัดเจนยิ่งขึ้น สิ่งที่คล้ายกันน่าจะเป็นกรณีในแถบ แต่ฉันไม่แน่ใจว่ามันไปในระดับเดียวกันเพราะสีแดงของแถบ

— pela

ประชากรที่เป็นตัวเอกมีอายุมากกว่าดังนั้นดาวสีน้ำเงินขนาดใหญ่ถึงตาย ความเป็นโลหะก็มักจะสูงขึ้นในศูนย์นำไปสู่สีแดง

— pela

@pela - ความคมชัดความหนาแน่นของแขนกังหันสามารถมากกว่า 10% - อาจเป็นปัจจัยที่ 2 หรือ 3 เช่นจากการศึกษาแบบคลาสสิกโดยRix & Rieke (1993)ของ M51: "ใน M51 เราพบ ความหนาแน่นมวลผิวโลก (แขน / interarm) ถึงช่วงจาก 1.8 to 3 เทียบเคียงได้กับผลลัพธ์จากการจำลองร่างกายของกาแล็กซี่ - n พบคลื่นกาแล็กซี่ NGC 5195 ด้วย

— ปีเตอร์เออร์วิน

คำตอบ:

ในกาแลคซีแบบแถบอื่น ๆ ที่มีลักษณะคล้ายกับทางช้างเผือกความแตกต่างของความหนาแน่นผิวดาวฤกษ์ระหว่างแถบและแถบระหว่างแถบที่รัศมีเดียวกัน (เช่นตามแกนย่อยของแท่งตั้งฉากกับแท่ง) คือ โดยทั่วไปแล้วจะมีปัจจัยอย่างน้อยสองตัว โดยเฉพาะอย่างยิ่งในแท่งที่มีความแข็งแรงสูงอาจสูงถึงหกเท่า (ดูเช่นรูปที่ 5 ในOhta et al. 1990 ) ความแตกต่างที่คล้ายกันนี้พบได้ในกาแลคซีดิสก์รุ่น N-body ที่สร้างเป็นแท่ง

มันยากกว่ามากในการหาทางช้างเผือกเพราะเราไม่ได้ดูจากด้านบน ความพยายามที่ดีที่สุดในการหาแบบจำลองของความหนาแน่นดาวฤกษ์ 3 มิติของบาร์จากการนับดาวและการประมาณระยะทางที่ฉันรู้คือWegg et al (2015) จากมุมมองที่คาดการณ์ไว้ของแบบจำลองใบหน้า (รูปที่ 14) ฉันคาดเดาความแตกต่างสูงสุดเป็นปัจจัย 4 หรือมากกว่านั้น

รูปที่ 14 ของ Wegg et al.: มุมมองแบบใบหน้าต่อความหนาแน่นของดาวฤกษ์สำหรับทางช้างเผือก (แบบจำลองเต็มรูปแบบในแผงด้านขวา)

ความหนาแน่น 3 มิติ (ซึ่งอาจเป็นสิ่งที่คุณถามจริง ๆ ) ในส่วนด้านในของแถบนั้นไม่ค่อยดีเท่าที่แนะนำเพราะส่วนด้านในของแถบนั้นมีความหนาในแนวตั้งจึงสร้าง "รูปทรงกล่อง / ถั่วลิสง" "นูน (สิ่งนี้จะสอดคล้องกับพื้นที่สีแดงในรูปด้านบน) ดังนั้นความแตกต่างจะน้อยกว่าเมื่อเปรียบเทียบกับภูมิภาคแถบ (น้อยหนา) แต่ส่วนด้านนอกของแถบนั้นบางเท่ากับส่วนที่เหลือของดิสก์ดังนั้นความคมชัดความหนาแน่นของพื้นผิวที่ฉายจะหมายถึงความแตกต่างที่คล้ายกันในความหนาแน่นของดาวฤกษ์ 3 มิติ

— Peter Erwin
แหล่งที่มา

เหลือเชื่อ ข้อมูล BTW GAIA แน่นอนจะระเบิดข้อมูลที่มีอยู่ในเรื่องนี้ได้อย่างแม่นยำไม่ใช่หรือ?

— Fattie

".. เนื่องจากส่วนด้านในของบาร์มีความหนาในแนวตั้งจึงเป็นรูปป่อง" รูปทรงกล่อง / ถั่วลิสง ".. AHHHHHH เป็นจุดที่ยอดเยี่ยมมาก! แน่นอนมันอาจจะหนาขึ้นไม่หนากว่า !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! ฉันไม่คิดอย่างนั้น!

— Fattie

ข้อมูล GAIA จะช่วยได้อย่างแน่นอนแม้ว่าการวิเคราะห์นี้ส่วนใหญ่จะอิงจากข้อมูลอินฟราเรดที่ช่วยให้มองเห็นดวงดาวในระยะไกลรวมถึงแถบด้านไกล เนื่องจาก GAIA เป็นแบบออปติกฉันไม่คิดว่ามันจะได้ข้อมูลแบบนั้น

— ปีเตอร์เออร์วิน

ในทางช้างเผือกความหนาแน่นในบาร์ดูเหมือนจะใหญ่กว่า "ติดกับบาร์" ประมาณ 5 เท่า

แบบจำลองล่าสุดของแถบกาแลกติกที่ฉันสามารถหาได้คือPortail และคณะ (2017)ซึ่งมีการสร้างแบบจำลองเพื่อให้ตรงกับช่วงของการสำรวจเชิงสังเกตการณ์ ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLEและ ARGOS ) รูปด้านล่างจากกระดาษนี้แสดงโปรไฟล์ความหนาแน่นของแถบ / นูน (แผงด้านซ้าย), ดิสก์ (แผงกลาง) และมวลรวม (แผงด้านขวา)

$10^9\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$ $2\times10^8\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$

— pela
แหล่งที่มา