厚いディスク

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。厚い円盤は、最初に外部エッジオン銀河で発見されました。[ ^1]その後すぐに、 1983 年の Gilmore と Reid の論文で、薄い円盤やハローとは異なる、天の川銀河の明確な銀河構造として提案されました。 ^[2]厚い円盤は、銀河面から1 ～ 5キロパーセク(3.3 ～ 16.3 キロパーセク)上空の恒星数密度の大部分を占めると考えられており^[2]、太陽近傍では、ほぼ完全に古い恒星で構成されています。その恒星の化学組成と恒星の運動学(恒星の構成と運動) も、薄い円盤とは異なると言われています。^{[3] [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、つまり水素とヘリウム以外の元素の存在度が大幅に低くなります。^[5]

厚い円盤は、銀河の構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、銀河の形成を理解する上で非常に重要な要素であると考えられています。

太陽からより遠く離れた場所での観測が可能になったことで、最近では天の川銀河の厚い円盤は、銀河の半径のどこでも同じ化学組成と年齢組成を持っているわけではないことが明らかになりました。代わりに、太陽半径の内側では金属が乏しく、外側では金属が多くなることが分かりました。^[6]さらに、最近の観測では、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移動するにつれて急速に減少することが明らかになりました。^[7]

厚い円盤の形成シナリオには多様性があることが示されています。^[8]一般的に、この構造の形成については、次のようなさまざまなシナリオが提案されています。

• 厚いディスクは薄いディスクの加熱によって形成される^{[9] [10]}
• これは天の川銀河と巨大な矮小銀河の合体現象の結果である^[3]
• よりエネルギーの高い星は内側の銀河から外側へ移動し、より大きな半径の厚い円盤を形成する^{[11] [12]}
• ディスクは高赤方偏移で厚くなり、その後薄いディスクが形成される^{[13] [14]}
• ディスクフレアとインサイドアウトディスク形成の組み合わせ^{[15] [16]}
• 大質量ガス塊による散乱：大質量ガス塊で生まれた星は厚い円盤に散乱され、アルファ元素に富む傾向があるが、これらの塊から生まれた星は薄い円盤を形成し、アルファ元素が乏しい^{[17] [18] [19]}

厚い円盤は数多くの科学的研究で真の銀河構造として言及されており、一般的には円盤銀河の共通の構成要素であるとさえ考えられていますが、^[20]その性質については依然として議論が続いています。

厚い円盤を単一の独立した構成要素とみなす見解は、銀河の円盤を異なる厚さの構成要素の連続スペクトルとして記述する一連の論文によって疑問視されてきた。^{[21] [22]}

• ディスク銀河
• 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
• 銀河のハロー
• スパイラルアーム
• 薄いディスク

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