Un disco galáctico (o disco galáctico ) es un componente de las galaxias de disco , como las galaxias espirales como la Vía Láctea y las galaxias lenticulares . 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 experimentan órbitas casi circulares alrededor del centro galáctico. Los discos pueden ser bastante delgados porque el movimiento del material del disco se encuentra predominantemente en el plano del disco (muy poco movimiento vertical). El disco de la Vía Láctea, por ejemplo, tiene aproximadamente 1 kly de espesor, [1] pero el espesor puede variar para 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 del brillo superficial del disco galáctico de una galaxia de disco típica (vista de frente) sigue aproximadamente una función exponencial:
donde es 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 externas. [5]
Observados de canto, los perfiles de brillo superficial vertical de los discos galácticos siguen un perfil exponencial muy similar que es proporcional al perfil radial del disco:
donde es la altura de la escala. [6] Aunque los perfiles exponenciales sirven como primeras aproximaciones útiles, los perfiles de brillo superficial 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 la emisión de 21 cm ) que el hidrógeno atómico se distribuye de manera bastante uniforme a lo largo del disco. [8] La emisión de 21 cm del HI también revela que el componente gaseoso puede estallar en las regiones externas 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 cúmulos 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 de Tully-Fisher ). [10] Esta relación se vuelve más fuerte cuando también se toma en consideración la masa estelar. [11]
En el disco de la Vía Láctea (VL) se pueden distinguir tres componentes estelares con distintas alturas de escala: el disco delgado joven , el disco delgado viejo y el disco grueso . [12] El disco delgado joven es una región en la que se está formando una estrella y contiene las estrellas más jóvenes de la VL y la mayor parte de su gas y polvo. La altura de escala de este componente es de aproximadamente 100 pc. El disco delgado viejo 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 lugar a distintas alturas de escala para los diferentes componentes del disco. Las estrellas en el disco delgado de la VL 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 las conoce 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)
