Quelle est la densité d'étoiles dans notre barre galactique?

Dans quelle mesure est-elle plus dense dans la barre galactique que la densité "normale" dans le même rayon?

Est-ce juste quelques pour cent? ou est-ce, disons, "trois fois" aussi dense?

Ou d'autres facteurs sont-ils en jeu: la luminosité des étoiles, les gaz?
Ou ne le savons-nous vraiment pas?

galaxy galactic-center

— Fattie
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Je pense que les contraintes d'observation à ce sujet sont rares, le cas échéant, mais à partir de simulations numériques, je pense qu'une surdensité de 10 à 20% serait une supposition réaliste. Je n'arrive pas à trouver de références, donc je ne me sentirais pas à l'aise de poster une réponse.

— pela

C'est vraiment calme et mystérieux, non @pela? De plus: certaines références diront que la seule surdensité est une surdensité d' étoiles plus brillantes (c'est-à-dire de jeunes); il n'y a en fait aucune surdensité du tout. Cela semble très inconnu. Il n'y a pas de véritable revue de la littérature sur le problème, semble-t-il.

— Fattie

Dans les bras en spirale, c'est du moins le cas. Ici, la surdensité est d'environ 10%, mais vous avez une plus grande quantité d'étoiles nouvellement formées (en raison des ondes de pression initiant la formation d'étoiles), et puisque les étoiles les plus brillantes meurent rapidement, elles se trouvent principalement dans les bras en spirale, ce qui les rend plus visibles. Quelque chose de similaire est probablement les cas dans la barre, mais je ne sais pas si c'est dans la même mesure, en raison de la couleur plus rouge de la barre.

— pela

La population stellaire est plus âgée, donc les étoiles bleues massives sont mortes. La métallicité est également généralement plus élevée au centre, conduisant à des couleurs plus rouges.

— pela

@pela - aussi, le contraste de densité pour les bras en spirale peut être bien plus de 10% - il peut s'agir de facteurs de 2 ou 3. Par exemple, d'après cette étude classique de Rix & Rieke (1993) de M51: "Dans M51, nous trouvons le contraste de densité de masse de surface (bras / interarm) pour aller de 1,8 à 3, comparable aux résultats des simulations de N-corps de la rencontre de marée de la galaxie avec NGC 5195. "

— Peter Erwin

Réponses:

Dans d'autres galaxies barrées qui sont vaguement similaires à la Voie lactée, le contraste dans la densité de surface stellaire (projetée) entre la barre et la région inter-barres au même rayon (par exemple, le long du petit axe de la barre, perpendiculaire à la barre) est généralement un facteur d'au moins deux; dans les barres particulièrement fortes, elle peut atteindre six (voir, par exemple, la figure 5 dans Ohta et al. 1990 ). Des contrastes similaires sont observés dans les modèles à N corps de galaxies à disques qui forment des barres.

Il est beaucoup plus difficile de comprendre cela pour la Voie lactée, car nous ne le regardons pas d'en haut. La meilleure tentative de dériver un modèle de la densité stellaire 3D de la barre à partir du nombre d'étoiles et des estimations de distance que je connais est Wegg et al. (2015) . À partir de la vue projetée de face de leur modèle (leur figure 14), j'évaluerais le contraste maximal comme un facteur de 4 ou plus.

Figure 14 de Wegg et al.: Vue de face projetée de la densité stellaire pour la Voie lactée (modèle complet dans le panneau de droite).

La densité 3D (qui est peut-être ce que vous demandez vraiment) dans la partie intérieure de la barre n'est pas aussi grande que cela le suggère, car la partie intérieure de la barre est verticalement épaisse, formant un "en forme de boîte / en forme d'arachide" "renflement (cela correspondrait à la région rouge sur la figure ci-dessus). Le contraste serait donc un peu moindre par rapport à la région inter-barres (moins épaissie). Mais la partie externe de la barre est à peu près aussi mince que le reste du disque, donc le contraste de densité de surface projeté signifierait un contraste similaire dans la densité stellaire 3D.

— Peter Erwin
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Incroyable. BTW Les données GAIA vont sûrement faire exploser les données existantes, précisément sur cette question, non ??

— Fattie

".. parce que la partie intérieure de la barre est verticalement épaisse, formant un renflement" en forme de boîte / d'arachide ".." AHHHHHH c'est un grand point! Bien sûr, il peut être simplement plus épais, PAS plus dense !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! Je n'avais pas pensé à cela!

— Fattie

Les données GAIA aideront sans aucun doute beaucoup, bien qu'une grande partie de cette analyse soit basée sur des données infrarouges qui permettent de voir les étoiles à de grandes distances, y compris le côté éloigné de la barre; comme GAIA est optique, je ne pense pas qu'il puisse obtenir ce genre de données.

— Peter Erwin

Dans la Voie lactée, la densité dans la barre semble être environ 5 fois plus grande que "à côté de la barre".

Le modèle le plus récent de la barre galactique que j'ai pu trouver est Portail et al. (2017) , dont le modèle est construit pour correspondre à une gamme d'enquêtes d'observation ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE et ARGOS ). La figure ci-dessous de cet article montre le profil de densité de la barre / renflement (panneau de gauche), le disque (panneau du milieu) et la masse combinée (panneau de droite).

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

— pela
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