厚い円盤

厚い円盤は、天の川銀河を含む全円盤銀河の約 2/3 の構造要素の 1 つです。これは最初に外側のエッジオン銀河で発見されました。^{[ 1 ]}その後すぐに、薄い円盤やハローとは異なる、天の川銀河の独立した銀河構造として提案されました。^{[ 2 ]}銀河面から1 ～ 5キロパーセク(3.3 ～ 16.3 kly ) の間の恒星数密度を支配していると考えられており^{[ 2 ]}、太陽近傍では、ほぼ完全に古い星で構成されています。天の川銀河の場合、厚い円盤は、円盤に垂直な軸のスケールハイトが約0.6 ～ 1.1キロパーセク(2.0 ～ 3.6 kly )で、薄い円盤の 3 ～ 4 倍大きく、水平軸 (半径方向)のスケール長が約1.9 ～ 2.3キロパーセク(6.2 ～ 7.5 kly )である。 ^{[ 3 ]}また、 その恒星化学と恒星運動学(恒星の組成と運動) も薄い円盤とは異なっている。^{[ 4 ]}薄い円盤と比較すると、厚い円盤の恒星は通常、金属のレベルが著しく低い。つまり、水素とヘリウム以外の元素の存在量が少ない。^{[ 5 ]}   

厚い円盤は、銀河の組成に関する初期の運動学的および化学的証拠の源であり、したがって銀河形成を理解する上で非常に重要な要素と考えられている。

太陽から離れたより遠い距離での観測が可能になったことで、天の川の厚い円盤は銀河中心からの距離に関係なく化学組成や年齢構成が同じではないことが明らかになった。実際には、太陽半径の内側では金属が少なく、外側では金属が多くなる。^{[ 6 ]}さらに、観測によって、厚い円盤の星の平均年齢は内側の円盤から外側の円盤に向かうにつれて急速に減少することが明らかになった。^{[ 7 ]}

この構造の形成に関する様々なシナリオが提案されている^{[ 8 ]}。例えば、

• 厚い円盤は薄い円盤の加熱によって作られる^{[ 9 ] [ 10 ]}
• これは天の川銀河と矮小銀河の合体イベントの結果である^{[ 11 ]}
• よりエネルギーの高い星は銀河の中心から外側へ移動し、より大きな半径で厚い円盤を形成する^{[ 12 ] [ 13 ]。}
• 円盤は高赤方偏移で厚く形成され、薄い円盤は後から形成される^{[ 14 ] [ 15 ]。}

• ディスクのフレアと内側から外側へのディスク形成の組み合わせ^{[ 16 ] [ 17 ]}
• 巨大な塊による散乱：

巨大なガス塊の中で生まれた星は厚い円盤状に散らばり、アルファ過程元素が豊富に含まれる傾向がある。

このような塊の外で形成された星は薄い円盤状に落ち着く傾向があり、アルファ元素が少ない^{[ 15 ] [ 18 ] [ 19 ]。}

厚い円盤は数多くの科学研究で正真正銘の銀河構造として言及され、一般的に円盤銀河の共通構成要素と考えられているが、 ^{[ 20 ]}その性質については依然として議論が続いている。厚い円盤を単一の独立した構成要素とみなす見解は、銀河円盤を厚さの異なる連続スペクトルの構成要素で記述する一連の論文によって疑問視されている。^{[ 21 ] [ 22 ]}

• 銀河座標系
• 銀河の形成と進化

ギャラクシーパーツ

• 銀河バルジ
• スパイラルアーム
• 薄型ディスク

• 薄い銀河円盤と厚い銀河円盤
• 天の川銀河の構造と進化
• 天の川銀河の構成要素と集団