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薄い円盤は渦巻銀河やS0型銀河の構造要素であり、恒星、ガス、塵で構成されています。これは、そのような物質の主要な非中心（銀河バルジなど）密度です。天の川銀河の薄い円盤は、円盤に垂直な垂直軸のスケール高が約300〜400パーセク（980〜1,300 光年）であると考えられており[1]、半径方向の水平軸のスケール長は約2.5〜4.5キロパーセク（8.2〜14.7 キロパーセク）であると考えられています[2]。比較すると、太陽は中心から8キロパーセク（26 キロパーセク）離れています。薄い円盤は、銀河面の約85％の恒星と、円盤上の全恒星の95％を占めています[3]。[2]厚い円盤は銀河形成の初期段階で生成された古い星で構成されているため、重元素が少ないため、厚い円盤とは区別されます。一方、薄い円盤内の星は、銀河形成の後期段階でガスの集積の結果として生成され、平均して金属に富んでいます。[4]
薄い円盤には幅広い年齢の星が含まれており、年齢が増加する一連の亜集団に分けられる可能性があります。それにもかかわらず、薄い円盤は厚い円盤よりもかなり若いと考えられています。[5]
核宇宙年代学という新興科学に基づくと、天の川銀河の薄い円盤は88±17億年前に形成されたと推定されています。[6]より小さな衛星銀河と衝突し、薄い円盤内の星が揺さぶられて厚い円盤が形成された可能性があります。[7]一方、ガスは銀河面に落ち着き、薄い円盤を再形成しました。[2]
参照
外部リンク
- 天文学者、アンドロメダ銀河付近の古い星々の厚い円盤を発見
- 天の川銀河の集団と構成要素
参考文献
- ^ ブラッドリー・W・キャロルとデール・A・オストリー、2007年、「現代天体物理学入門」第2版
- ^ abc スパーク、リンダ S. ;ギャラガー、ジョン S. III (2007)。宇宙の銀河: 序論(第 2 版)。ケンブリッジ: ケンブリッジ大学プレス。ISBN 978-0521671866。
- ^ Carlos Allende Prieto (2009年11月). 「薄い円盤の恒星集団」. Proceedings IAU Symposium . 265 (265): 304–312. arXiv : 0911.3598 . Bibcode :2010IAUS..265..304A. doi :10.1017/S1743921310000785. S2CID 118520855.
- ^ 「OpenStax CNX」. cnx.org . 2017年1月31日閲覧。
- ^ Bensby & Feltzing、「銀河形成における銀河の薄い円盤と厚い円盤」、arXiv :0908.3807
- ^ Eduardo F. del Peloso a1a、Licio da Silva a1、Gustavo F. Porto de Mello、Lilia I. Arany-Prado (2005)、「Th/Eu 核宇宙年代学による銀河系薄ディスクの年齢: 拡張サンプル」(国際天文学連合紀要 (2005)、1: 485-486 Cambridge University Press)
- ^ Kasparova, A. (2016). 「厚い銀河円盤の多様性」.王立天文学会月報: レター. 460 (1): 89–93. arXiv : 1604.07624 . Bibcode :2016MNRAS.460L..89K. doi : 10.1093/mnrasl/slw083 .