Quanto maior é a densidade de estrelas em nossa barra galáctica?

Quão mais densa é na barra galáctica que a densidade "normal" no mesmo raio?

São apenas alguns por cento? ou é, digamos, "três vezes" tão denso?

Ou há outros fatores em jogo: brilho de estrelas, gases?
Ou realmente não sabemos?

galaxy galactic-center

— Fattie
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Eu acho que as restrições observacionais são escassas, se houver, mas a partir de simulações numéricas, acho que 10 a 20% de excesso de densidade seria um palpite realista. Parece que não consigo encontrar nenhuma referência, por isso não me sinto à vontade postando uma resposta.

— pela

É definitivamente silencioso, misterioso, certo @pela? Além disso: algumas referências dirão que a única superdensidade é uma superdensidade de estrelas mais brilhantes (ou seja, jovens); na verdade, não há sobredensidade. Parece ser altamente desconhecido. Não há uma revisão real da literatura sobre o assunto que parece.

— Fattie

Nos braços espirais, esse é pelo menos o caso. Aqui, a sobredensidade é de aproximadamente 10%, mas você tem uma quantidade maior de estrelas recém-formadas (por causa das ondas de pressão que iniciam a formação de estrelas) e, como as estrelas mais brilhantes morrem rapidamente, elas são predominantemente encontradas nos braços espirais, tornando-as mais visíveis. Algo semelhante provavelmente é o caso da barra, mas não tenho certeza se é na mesma medida, devido à cor mais vermelha da barra.

— Pela

A população estelar é mais velha, então as enormes estrelas azuis morreram. A metalicidade também é geralmente mais alta no centro, levando a cores mais vermelhas.

— Pela

@pela - também, o contraste de densidade para braços em espiral pode ser muito superior a 10% - pode ser fatores de 2 ou 3. Por exemplo, deste estudo clássico de Rix & Rieke (1993) de M51: "No M51, encontramos o contraste da densidade da massa superficial (braço / interarme) varia entre 1,8 e 3, comparável aos resultados das simulações do corpo N do encontro das marés da galáxia com o NGC 5195. "

— 22618 Peter Erwin

Respostas:

Em outras galáxias barradas que são vagamente semelhantes à Via Láctea, o contraste na densidade da superfície estelar (projetada) entre a barra e a região entre barras no mesmo raio (por exemplo, ao longo do eixo menor da barra, perpendicular à barra) é tipicamente um fator de pelo menos dois; em barras particularmente fortes, pode chegar a seis (ver, por exemplo, Figura 5 em Ohta et al. 1990 ). Contrastes semelhantes são vistos em modelos de corpo N de galáxias de disco que formam barras.

É muito mais difícil descobrir isso para a Via Láctea, porque não estamos olhando de cima para baixo. A melhor tentativa de derivar um modelo da densidade estelar 3D da barra a partir da contagem de estrelas e estimativas de distância que eu conheço é Wegg et al. (2015) . Pela visão projetada diretamente do modelo (Figura 14), eu estimaria o contraste máximo como um fator de aproximadamente 4.

Figura 14 de Wegg et al .: projeção frontal da densidade estelar da Via Láctea (modelo completo no painel direito).

A densidade 3D (que talvez seja o que você realmente está perguntando) na parte interna da barra não é tão grande quanto isso sugere, porque a parte interna da barra é verticalmente espessa, formando uma "forma quadrada / de amendoim" "protuberância (isso corresponderia à região vermelha na figura acima). Portanto, o contraste seria um pouco menos comparado à região entre barras (menos espessa). Mas a parte externa da barra é aproximadamente tão fina quanto o restante do disco, portanto o contraste da densidade da superfície projetada significaria um contraste semelhante na densidade estelar 3D.

— Peter Erwin
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Incrível. BTW Certamente os dados do GAIA afastarão os dados existentes, precisamente sobre esta questão, não?

— Fattie

".. porque a parte interna da barra é verticalmente grossa, formando uma protuberância" em forma de caixa / amendoim ".." AHHHHHH, esse é um ótimo ponto! Claro, pode ser simplesmente mais espesso, NÃO mais denso !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! Eu não pensei nisso!

— Fattie

Os dados do GAIA, sem dúvida, ajudarão muito, embora grande parte dessa análise seja baseada em dados de infravermelho que permitem que estrelas sejam vistas a grandes distâncias, incluindo o lado mais distante da barra; Como o GAIA é óptico, não acho que ele possa obter esse tipo de dados.

— 22618 Peter Erwin

Na Via Láctea, a densidade na barra parece ser aproximadamente 5 vezes maior que "próximo à barra".

O modelo mais recente da barra galáctica que pude encontrar é Portail et al. (2017) , cujo modelo é construído para corresponder a uma série de pesquisas observacionais ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE e ARGOS ). A figura abaixo deste documento mostra o perfil de densidade da barra / protuberância (painel esquerdo), do disco (painel do meio) e da massa combinada (painel direito).

A curva vermelha mostra a densidade ao longo da barra (ou seja, o eixo principal), e a curva azul mostra a sua perpendicular (o eixo menor). O solavanco central na curva azul fica assim dentro da barra, mas depois de aproximadamente 2 kpc (ou seja, 6-7000 anos-luz), ele se achata. Aqui a densidade de massa (superfície) é aproximadamente $10^9\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$ . Fora da barra, no entanto, a linha azul mostra que a densidade é apenas $2\times10^8\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$ , ou seja, 5 vezes menor .

— pela
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