Un disco galáctico (o disco galáctico ) es un componente de las galaxias de disco , como las galaxias espirales , las galaxias lenticulares y la Vía Láctea . Los discos galácticos constan de un componente estelar (compuesto por la mayoría de las estrellas de la galaxia) y un componente gaseoso (compuesto principalmente por gas frío y polvo). La población estelar de los discos galácticos tiende a exhibir muy poco movimiento aleatorio y la mayoría de sus estrellas siguen órbitas casi circulares alrededor del centro galáctico. Los discos pueden ser bastante delgados porque el movimiento del material del disco se produce predominantemente en el plano del disco (muy poco movimiento vertical). El disco de la Vía Láctea, por ejemplo, tiene aproximadamente 1 kilómetro de espesor, [1] pero el espesor puede variar en los discos de otras galaxias.
Los discos galácticos tienen perfiles de brillo superficial que siguen muy de cerca funciones exponenciales tanto en dirección radial como vertical.
El perfil radial de brillo de la superficie del disco galáctico de una galaxia de disco típica (vista de frente) sigue aproximadamente una función exponencial:
¿Dónde está el brillo central de la galaxia y es la longitud de escala? [2] La longitud de escala es el radio en el que la galaxia es un factor de e (≈2,7) menos brillante que en su centro. Debido a la diversidad de formas y tamaños de las galaxias, no todos los discos galácticos siguen esta forma exponencial simple en sus perfiles de brillo. [3] [4] Se ha descubierto que algunas galaxias tienen discos con perfiles que se truncan en las regiones más exteriores. [5]
Cuando se ven de canto, los perfiles de brillo de la superficie vertical de los discos galácticos siguen un perfil exponencial muy similar que es proporcional al perfil radial del disco:
¿Dónde está la altura de la escala? [6] Aunque los perfiles exponenciales sirven como primeras aproximaciones útiles, los perfiles de brillo de superficies verticales también pueden ser más complicados. Por ejemplo, la altura de la escala , aunque se supone que es una constante arriba, en algunos casos puede aumentar con el radio. [7]
La mayor parte del gas de una galaxia de disco se encuentra dentro del disco. Tanto el hidrógeno atómico frío (HI) como el hidrógeno molecular cálido (HII) constituyen la mayor parte del componente gaseoso del disco. Este gas sirve como combustible para la formación de nuevas estrellas en el disco. Aunque la distribución del gas en el disco no está tan bien definida como la distribución del componente estelar, se entiende (a partir de una emisión de 21 cm ) que el hidrógeno atómico se distribuye de manera bastante uniforme por todo el disco. [8] La emisión de 21 cm por HI también revela que el componente gaseoso puede estallar en las regiones exteriores de la galaxia. [9] La abundancia de hidrógeno molecular lo convierte en un gran candidato para ayudar a rastrear la dinámica dentro del disco. Al igual que las estrellas dentro del disco, los grupos o nubes de gas siguen órbitas aproximadamente circulares alrededor del centro galáctico. La velocidad circular del gas en el disco está fuertemente correlacionada con la luminosidad de la galaxia (ver Relación Tully-Fisher ). [10] Esta relación se vuelve más fuerte cuando también se tiene en cuenta la masa estelar. [11]
Dentro del disco de la Vía Láctea (MW) se pueden distinguir tres componentes estelares con diferentes alturas de escala: el disco delgado joven , el disco delgado viejo y el disco grueso . [12] El disco delgado y joven es una región en la que se está produciendo formación estelar y contiene las estrellas más jóvenes del MW y la mayor parte de su gas y polvo. La altura de escala de este componente es de aproximadamente 100 pc. El disco delgado antiguo tiene una altura de escala de aproximadamente 325 pc mientras que el disco grueso tiene una altura de escala de 1,5 kpc. Aunque las estrellas se mueven principalmente dentro del disco, exhiben un movimiento lo suficientemente aleatorio en la dirección perpendicular al disco como para dar como resultado varias alturas de escala para los diferentes componentes del disco. Las estrellas en el disco delgado del MW tienden a tener metalicidades más altas en comparación con las estrellas en el disco grueso. [13] Las estrellas ricas en metales en el disco delgado tienen metalicidades cercanas a las del sol ( ) y se las conoce como estrellas de población I (pop I), mientras que las estrellas que pueblan el disco grueso son más pobres en metales ( ) y se conocen como estrellas de población II (pop II) (ver población estelar ). Estas distintas edades y metalicidades en los diferentes componentes estelares del disco apuntan a una fuerte relación entre las metalicidades y las edades de las estrellas. [14]
![{\displaystyle I(R)=I_{0}\exp \left[{-{\frac {R}{h_{R}}}}\right],}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/25641b2ace80b7760417c50d3320310377d14928)
![{\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)
