Quanto è maggiore la densità della stella nella nostra barra galattica?

Quanto è più denso nella barra galattica della densità "normale" allo stesso raggio?

È solo qualche percento? o è, diciamo, "tre volte" come denso?

O sono in gioco altri fattori: luminosità delle stelle, gas?
O davvero non lo sappiamo?

galaxy galactic-center

— fattie
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Penso che i vincoli osservativi su questo siano scarsi, se ce ne sono, ma dalle simulazioni numeriche penso che il 10-20% di overdensity sarebbe un'ipotesi realistica. Non riesco a trovare alcun riferimento, quindi non mi sentirei a mio agio nel pubblicare una risposta.

— pela,

È decisamente misterioso, vero @pela? Inoltre: alcuni riferimenti diranno che l'unica overdensity è una overdensity di stelle più luminose (cioè giovani); in realtà non c'è affatto overdensity. Sembra essere altamente sconosciuto. Sembra che non ci sia una vera revisione della letteratura sul problema.

— Fattie,

Nelle braccia a spirale, questo è almeno il caso. Qui l'overdensità è all'incirca del 10%, ma hai una maggiore quantità di stelle di nuova formazione (a causa delle onde di pressione che iniziano la formazione stellare) e poiché le stelle più luminose muoiono velocemente, si trovano principalmente nei bracci a spirale, rendendole più visibili. Qualcosa di simile probabilmente sono i casi nella barra, ma non sono sicuro che sia nella stessa misura, a causa del colore più rosso della barra.

— pela,

La popolazione stellare è più vecchia, quindi le enormi stelle blu sono morte. Anche la metallizzazione è generalmente più alta al centro, portando a colori più rossi.

— pela,

@pela - inoltre, il contrasto di densità per i bracci a spirale può molto più del 10% - può essere un fattore di 2 o 3. Ad esempio, da questo classico studio di Rix & Rieke (1993) di M51: "In M51 troviamo il contrasto della densità di massa superficiale (arm / interarm) va da 1,8 a 3, paragonabile ai risultati delle simulazioni del corpo N dell'incontro di marea della galassia con NGC 5195. "

— Peter Erwin,

Risposte:

In altre galassie sbarrate che sono vagamente simili alla Via Lattea, il contrasto nella densità della superficie stellare (proiettata) tra la barra e la regione tra le barre nello stesso raggio (ad es. Lungo l'asse minore della barra, perpendicolare alla barra) è in genere un fattore di almeno due; in barre particolarmente forti può arrivare fino a sei (vedi, ad esempio, Figura 5 in Ohta et al. 1990 ). Contrasti simili si osservano nei modelli N-body delle galassie del disco che formano barre.

È molto più difficile capire questo per la Via Lattea, perché non la guardiamo dall'alto. Il miglior tentativo di derivare un modello della densità stellare 3D della barra dai conteggi delle stelle e dalle stime di distanza che conosco è Wegg et al. (2015) . Dal punto di vista frontale del loro modello (la loro Figura 14), indovinerei il massimo contrasto come fattore 4 o giù di lì.

Figura 14 di Wegg et al .: vista frontale proiettata della densità stellare per la Via Lattea (modello completo nel pannello di destra).

La densità 3D (che è forse ciò di cui stai veramente chiedendo) nella parte interna della barra non è così grande come questo suggerisce, perché la parte interna della barra è spessa verticalmente, formando un "boxy / a forma di arachide "rigonfiamento (questo corrisponderebbe alla regione rossa nella figura sopra). Quindi il contrasto sarebbe un po 'meno rispetto alla regione (meno ispessita) tra le barre. Ma la parte esterna della barra è approssimativamente sottile come il resto del disco, quindi il contrasto della densità della superficie proiettata significherebbe un contrasto simile nella densità stellare 3D.

— Peter Erwin
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Incredibile. BTW Sicuramente i dati GAIA spazzeranno via i dati esistenti, proprio su questo problema, no ??

— Fattie,

".. perché la parte interna della barra è spessa verticalmente, formando un" rigonfiamento "a forma di scatola / arachidi". AHHHHHH questo è un ottimo punto! Certo, potrebbe essere semplicemente più spesso, NON più denso !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! Non ci avevo pensato!

— Fattie,

I dati GAIA aiuteranno senza dubbio molto, anche se gran parte di questa analisi si basa su dati a infrarossi che consentono di vedere le stelle a grandi distanze, compreso il lato più lontano della barra; dato che GAIA è ottico, non credo che possa ottenere quel tipo di dati.

— Peter Erwin,

Nella Via Lattea, la densità nella barra sembra circa 5 volte più grande di "accanto alla barra".

Il modello più recente della barra galattica che ho trovato è Portail et al. (2017) , il cui modello è costruito per adattarsi a una serie di indagini osservazionali ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE e ARGOS ). La figura seguente di questo documento mostra il profilo di densità della barra / rigonfiamento (pannello sinistro), il disco (pannello centrale) e la massa combinata (pannello destro).

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

— Pela
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