¿Cuánto mayor es la densidad de estrellas en nuestra barra galáctica?

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¿Cuánto más densa es en la barra galáctica que la densidad "normal" en el mismo radio?

¿Es solo un pequeño porcentaje? o es, digamos, "tres veces" como denso?

¿O hay otros factores en juego: brillo de la estrella, gases?
¿O realmente no lo sabemos?

galaxy galactic-center Fattie
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Creo que las restricciones de observación sobre esto son escasas, si las hay, pero a partir de simulaciones numéricas creo que una sobrecarga de 10-20% sería una suposición realista. Sin embargo, parece que no puedo encontrar ninguna referencia, por lo que no me sentiría cómodo publicando una respuesta.
pela
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Definitivamente es silencioso misterioso, ¿verdad @pela? Además: algunas referencias dirán que la única sobredensidad es una sobredensidad de estrellas más brillantes (es decir, estrellas jóvenes); en realidad no hay sobredensidad en absoluto. Parece ser muy desconocido. Parece que no hay una revisión real de la literatura sobre el tema.
Fattie
En los brazos espirales, ese es al menos el caso. Aquí la sobredensidad es aproximadamente del 10%, pero tiene una mayor cantidad de estrellas recién formadas (debido a las ondas de presión que inician la formación de estrellas), y dado que las estrellas más brillantes mueren rápidamente, se encuentran predominantemente en los brazos espirales, haciéndolas más visibles. Algo similar probablemente son los casos en la barra, pero no estoy seguro si es en la misma medida, debido al color más rojo de la barra.
pela
1
La población estelar es mayor, por lo que las masivas estrellas azules han muerto. La metalicidad también es generalmente más alta en el centro, lo que lleva a colores más rojos.
pela
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@pela - también, el contraste de densidad para los brazos espirales puede ser mucho más del 10% - pueden ser factores de 2 o 3. Por ejemplo, de este estudio clásico de Rix y Rieke (1993) de M51: "En M51 encontramos el contraste de densidad de masa superficial (brazo / brazo) oscila entre 1,8 y 3, comparable a los resultados de simulaciones de N cuerpos del encuentro de mareas de la galaxia con NGC 5195 ".
Peter Erwin

Respuestas:

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En otras galaxias barradas que son vagamente similares a la Vía Láctea, el contraste en la densidad de la superficie estelar (proyectada) entre la barra y la región entre barras en el mismo radio (por ejemplo, a lo largo del eje menor de la barra, perpendicular a la barra) típicamente un factor de al menos dos; en barras particularmente fuertes puede llegar a seis (véase, por ejemplo, la Figura 5 en Ohta et al. 1990 ). Se observan contrastes similares en modelos de N-cuerpos de galaxias de disco que forman barras.

Es mucho más difícil resolver esto para la Vía Láctea, porque no lo estamos mirando desde arriba. El mejor intento de derivar un modelo de la densidad estelar 3D de la barra a partir de los recuentos de estrellas y las estimaciones de distancia que conozco es Wegg et al. (2015) . Desde la vista proyectada de cara a frente de su modelo (su Figura 14), supongo que estimará el contraste máximo como un factor de 4 más o menos.

Vista frontal de la Vía Láctea de Wegg et al. (2015)

Figura 14 de Wegg et al .: vista frontal proyectada de la densidad estelar para la Vía Láctea (modelo completo en el panel de la derecha).

La densidad 3D (que es quizás lo que realmente estás preguntando) en la parte interna de la barra no es tan grande como lo sugiere, porque la parte interna de la barra es verticalmente gruesa, formando una "caja / forma de maní". "bulto (esto correspondería a la región roja en la figura anterior). Por lo tanto, el contraste sería un poco menos en comparación con la región entre barras (menos engrosada). Pero la parte exterior de la barra es aproximadamente tan delgada como el resto del disco, por lo que el contraste de densidad de superficie proyectada significaría un contraste similar en la densidad estelar 3D.

Peter Erwin
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Increíble. Por cierto, los datos GAIA eliminarán los datos existentes, precisamente sobre este tema, ¿no?
Fattie
"... porque la parte interna de la barra es verticalmente gruesa, formando una protuberancia" cuadrada / en forma de maní "... AHHHHHH, ¡ese es un gran punto! Por supuesto, puede ser simplemente más grueso, NO más denso !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! ¡No pensé en eso!
Fattie
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Los datos de GAIA indudablemente ayudarán mucho, aunque gran parte de este análisis se basa en datos infrarrojos que permiten ver estrellas a grandes distancias, incluido el lado más alejado de la barra; Como GAIA es óptico, no creo que pueda obtener ese tipo de datos.
Peter Erwin
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En la Vía Láctea, la densidad en la barra parece ser aproximadamente 5 veces mayor que "al lado de la barra".

El modelo más reciente de la barra galáctica que pude encontrar es Portail et al. (2017) , cuyo modelo está construido para coincidir con una gama de encuestas de observación ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE y ARGOS ). La siguiente figura de este documento muestra el perfil de densidad de la barra / protuberancia (panel izquierdo), el disco (panel central) y la masa combinada (panel derecho).

109 9METRO⊙kpagC-22×108METRO⊙kpagC-2

bar

pela
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