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Disco grueso

Summary

El disco grueso es uno de los componentes estructurales de aproximadamente 2/3 de todas las galaxias de disco, incluida la Vía Láctea. Se descubrió por primera vez en galaxias externas vistas de canto,[1]​ y poco después, se propuso como una estructura galáctica distinta en la Vía Láctea, diferente del disco delgado y el halo en un artículo de 1983 de Gilmore y Reid.[2]​ Se supone que se encuentra entre 1 y 5 kilopársecs (3,3 y 16,3 kilo-años luz) por encima del plano galáctico[2]​ y, en la Nube Interestelar Local, está compuesta casi exclusivamente por estrellas viejas.

Vista de borde de la Vía Láctea con varias estructuras indicadas (sin escala). El disco grueso se muestra en amarillo claro.

En la Vía Láctea, el disco grueso tiene una altura de escala de alrededor de 0.6 a 1.1 kilopársecs en el eje perpendicular al disco, que es 3-4 veces más grande que el disco delgado, y una longitud de escala de alrededor de entre 1.9 y 2.3 kilopársecs en el eje horizontal, en la dirección del radio.[3]​ También se dice que su química estelar y su cinemática estelar (composición y movimiento de sus estrellas) lo distinguen del disco delgado.[4]​ En comparación con las estrellas de disco delgado, las estrellas de disco grueso suelen tener niveles significativamente más bajos de metales, es decir, una abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio.[5]​

El disco grueso es una fuente de evidencia cinemática y química temprana de la composición de una galaxia y, por lo tanto, se considera un componente muy significativo para comprender la formación de galaxias.

Con la disponibilidad de observaciones a mayores distancias del Sol, más recientemente se ha hecho evidente que el disco grueso de la Vía Láctea no tiene la misma composición química y de edad en todos los radios galácticos. Se encontró, en cambio, que es pobre en metales dentro del radio solar, pero se vuelve más rico en metales fuera de él.[6]​ Además, observaciones recientes han revelado que la edad estelar promedio de las estrellas de disco grueso disminuye rápidamente a medida que uno se mueve del disco interno al externo.[7]​

Origen

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Se ha demostrado que existe una diversidad de escenarios de formación de discos gruesos,[8]​ en general, se han propuesto varios escenarios para la formación de esta estructura, entre ellos:

  • Los discos gruesos se forman a partir del calentamiento del disco delgado.[9]​[10]​
  • Es el resultado de un evento de fusión entre la Vía Láctea y una galaxia enana masiva.[11]​
  • Las estrellas más energéticas migran hacia afuera desde la galaxia interior para formar un disco grueso con radios mayores.[12]​ [13]​
  • El disco se forma grueso a un alto corrimiento al rojo y el disco delgado se forma más tarde.[14]​ [15]​
  • Ensanchamiento del disco combinado con formación de disco de adentro hacia afuera.[16]​[17]​
  • Dispersión por cúmulos masivos: las estrellas nacidas en cúmulos masivos de gas tienden a dispersarse en un disco grueso y a enriquecerse en elementos alfa, mientras que las que se forman a partir de estos cúmulos forman un disco delgado y son pobres en elementos alfa.[15]​ [18]​ [19]​

Disputa

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Aunque el disco grueso se menciona como una auténtica estructura galáctica en numerosos estudios científicos e incluso se piensa que en general es un componente común de las galaxias de disco,[20]​ su naturaleza aún está en disputa.

La visión del disco grueso como un único componente separado ha sido cuestionada por una serie de artículos que describen el disco galáctico con un espectro continuo de componentes con diferentes espesores.[21]​ [22]​

Véase también

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Partes de una galaxia

Referencias

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  1. ↑ Burstein, D. (1 de diciembre de 1979). «Structure and origin of S0 galaxies. III - The luminosity distribution perpendicular to the plane of the disks in S0's». The Astrophysical Journal 234: 829-836. Bibcode:1979ApJ...234..829B. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/157563. 
  2. ↑ a b Gilmore, G.; Reid, N. (1983). «New light on faint stars. III - Galactic structure towards the South Pole and the Galactic thick disc». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 202 (4): 1025. Bibcode:1983MNRAS.202.1025G. doi:10.1093/mnras/202.4.1025. 
  3. ↑ Tkachenko, R. (2025). «Determining the Scale Length and Height of the Milky Way’s Thick Disc Using RR Lyrae». Universe 11 (4): 132. doi:10.3390/universe11040132. 
  4. ↑ Kordopatis, G. (2011). «A spectroscopic survey of thick disc stars outside the solar neighbourhood». Astronomy & Astrophysics 535: A107. Bibcode:2011A&A...535A.107K. arXiv:1110.5221. doi:10.1051/0004-6361/201117373. 
  5. ↑ Freeman, K. C. (2010). «The HERMES Project: Reconstructing Galaxy Formation». En Block, D. L.; Freeman, K. C., eds. Galaxies and their Masks. Springer. p. 319. Bibcode:2010gama.conf..319F. ISBN 978-1-4419-7316-0. doi:10.1007/978-1-4419-7317-7_27. 
  6. ↑ Bensby, T.; Alves-Brito, A.; Oey, M. S.; Yong, D.; Meléndez, J. (1 de julio de 2011). «A First Constraint on the Thick Disk Scale Length: Differential Radial Abundances in K Giants at Galactocentric Radii 4, 8, and 12 kpc». The Astrophysical Journal Letters 735 (2): L46. Bibcode:2011ApJ...735L..46B. ISSN 0004-637X. arXiv:1106.1914. doi:10.1088/2041-8205/735/2/L46. 
  7. ↑ Martig, Marie; Minchev, Ivan; Ness, Melissa; Fouesneau, Morgan; Rix, Hans-Walter (1 de noviembre de 2016). «A Radial Age Gradient in the Geometrically Thick Disk of the Milky Way». The Astrophysical Journal 831 (2): 139. Bibcode:2016ApJ...831..139M. ISSN 0004-637X. arXiv:1609.01168. doi:10.3847/0004-637X/831/2/139. 
  8. ↑ Kasparova, A. (2016). «The Diversity of Thick Galactic Discs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 460 (1): 89-93. Bibcode:2016MNRAS.460L..89K. arXiv:1604.07624. doi:10.1093/mnrasl/slw083. 
  9. ↑ Villalobos, Álvaro; Helmi, Amina (1 de diciembre de 2008). «Simulations of minor mergers - I. General properties of thick discs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391 (4): 1806-1827. Bibcode:2008MNRAS.391.1806V. ISSN 0035-8711. arXiv:0803.2323. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13979.x. 
  10. ↑ Steinmetz, M. (2012). «The Galactic thin and thick disk». Astronomische Nachrichten 333 (5–6): 523-529. Bibcode:2012AN....333..523S. arXiv:1205.6098. doi:10.1002/asna.201211698. 
  11. ↑ Bensby, T.; Feltzing, F. (2009). «The Galactic thin and thick discs in the context of galaxy formation». Proceedings of the IAU Symposium 265: 300-303. Bibcode:2010IAUS..265..300B. arXiv:0908.3807. doi:10.1017/S1743921310000773. 
  12. ↑ Schoenrich, R.; Binney, J. (2009). «Chemical Evolution with Radial Migration». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 396 (1): 203-222. Bibcode:2009MNRAS.396..203S. arXiv:0809.3006. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14750.x. 
  13. ↑ Loebman, S. (2011). «The Genesis of the Milky Way's Thick Disk via Stellar Migration». The Astrophysical Journal 737 (1): 8. Bibcode:2011ApJ...737....8L. arXiv:1009.5997. doi:10.1088/0004-637X/737/1/8. 
  14. ↑ Brook, C. B; Kawata, D.; Gibson, B. K.; Freeman, K. C. (2004). «The Emergence of the Thick Disk in a CDM Universe». The Astrophysical Journal 612 (2): 894-899. Bibcode:2004ApJ...612..894B. arXiv:astro-ph/0405306. doi:10.1086/422709. 
  15. ↑ a b Bournaud, Frédéric; Elmegreen, Bruce G.; Martig, Marie (1 de diciembre de 2009). «The Thick Disks of Spiral Galaxies as Relics from Gas-rich, Turbulent, Clumpy Disks at High Redshift». The Astrophysical Journal Letters 707 (1): L1-L5. Bibcode:2009ApJ...707L...1B. ISSN 0004-637X. arXiv:0910.3677. doi:10.1088/0004-637X/707/1/L1. 
  16. ↑ Minchev, I.; Martig, M.; Streich, D.; Scannapieco, C.; de Jong, R. S.; Steinmetz, M. (24 de abril de 2015). «On the Formation of Galactic Thick Disks». The Astrophysical Journal 804 (1): L9. Bibcode:2015ApJ...804L...9M. ISSN 2041-8213. arXiv:1502.06606. doi:10.1088/2041-8205/804/1/L9. 
  17. ↑ Fohlmeister, J. (24 April 2015). «The riddle of galactic thin–thick disk solved». Phys.org. Consultado el 24 de mayo de 2015. 
  18. ↑ Clarke, A.; Debattista, V. P.; Nidever, D. (1 de abril de 2019). «The imprint of clump formation at high redshift - I. A disc alpha-abundance dichotomy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 484 (3): 3476-3490. Bibcode:2019MNRAS.484.3476C. ISSN 0004-637X. arXiv:1901.00931. doi:10.1093/mnras/stz104. 
  19. ↑ Beraldo e Silva, L.; Debattista, V. P.; Khachaturyants, T. (1 de marzo de 2020). «Geometric properties of galactic discs with clumpy episodes». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 492 (4): 4716-4726. Bibcode:2020MNRAS.492.4716B. ISSN 0004-637X. arXiv:1911.03717. doi:10.1093/mnras/staa065. 
  20. ↑ Yoachim, P.; Dalcanton, J. (2012). «Structural Parameters of Thin and Thick Disks in Edge-On Disk Galaxies». The Astronomical Journal 131 (1): 226-249. Bibcode:2006AJ....131..226Y. arXiv:astro-ph/0508460. doi:10.1086/497970. 
  21. ↑ Bovy, Jo; Rix, Hans-Walter; Liu, Chao; Hogg, David W.; Beers, Timothy C.; Lee, Young Sun (1 de julio de 2012). «The Spatial Structure of Mono-abundance Sub-populations of the Milky Way Disk». The Astrophysical Journal 753 (2): 148. Bibcode:2012ApJ...753..148B. ISSN 0004-637X. arXiv:1111.1724. doi:10.1088/0004-637X/753/2/148. 
  22. ↑ Bovy, J.; Rix, H.- W.; Hogg, D. W. (2012). «The Milky Way Has No Distinct Thick Disk». The Astrophysical Journal 751 (2): 131. Bibcode:2012ApJ...751..131B. arXiv:1111.6585. doi:10.1088/0004-637X/751/2/131. 

Enlaces externos

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  • Discos galácticos delgados y gruesos
  • Estructura y evolución de la Vía Láctea
  • Poblaciones y componentes de la Vía Láctea
  • Esta obra contiene una traducción derivada de «Thick disk» de Wikipedia en inglés, concretamente de esta versión, publicada por sus editores bajo la Licencia de documentación libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 4.0 Internacional.
  •   Datos: Q3030613

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