씩 디스크
Thick disk두꺼운 원반은 은하수를 포함한 전체 원반 은하 중 약 2/3의 구조적 구성 요소 중 하나이다.그것은 외부 에지온 은하계에서 처음 발견되었다.[1]곧이어 1983년 길모어&리드의 글에서 얇은 원반과 후광과는 다른 은하계만의 독특한 은하구조로 제안되었다.[2]은하계[2] 위 1~5킬로파섹(3.3~16.3ky)의 별 숫자 밀도를 지배하도록 되어 있으며, 태양계 부근에서는 거의 나이든 별들로만 구성되어 있다.그것의 뛰어난 화학성과 항성 운동학( it 별의 구성과 움직임)도 얇은 원반과 구별되는 것으로 알려져 있다.[3][4]얇은 원반에 비해 두꺼운 원반 별은 일반적으로 수소와 헬륨 이외의 원소의 풍부함, 즉 금속의 수준이 현저히 낮다.[5]
두꺼운 원반은 은하 구성에 대한 초기 운동학적, 화학적 증거의 원천이어서 은하 형성을 이해하는 데 매우 중요한 요소로 간주된다.
태양으로부터 더 먼 거리에서 관측할 수 있게 되면서, 더 최근에는 은하계의 두꺼운 원반이 모든 은하 반지름에서 동일한 화학적 및 연령 구성을 가지고 있지 않다는 것이 명백해졌다.대신 태양 반경 내에서는 금속이 빈약하지만 바깥에서는 금속이 더 풍부해진다는 사실이 밝혀졌다.[6]게다가, 최근의 관찰은 두꺼운 디스크 별들의 평균 항성 연령이 안쪽 디스크에서 바깥 디스크로 이동할 때 빠르게 감소한다는 것을 밝혀냈다.[7]
기원
두꺼운 디스크 형성 시나리오가 다양하다는 것을 보여주었다.[8]일반적으로 이 구조의 형성을 위한 다양한 시나리오가 제안되었으며, 여기에는 다음이 포함된다.
- 씬 디스크의[9][10] 가열에서 씩 디스크가 발생함
- 은하수와 거대한 왜소 은하[3] 사이의 합병 사건의 결과물이다.
- 더 활동적인 별들은 더 큰 반지름에서[11][12] 두꺼운 원반을 형성하기 위해 내부 은하로부터 바깥쪽으로 이동한다.
- 씬 디스크가 나중에[13][14] 형성되면서 높은 적색 임시로 디스크가 두껍게 형성됨
- 디스크 플레어링과 내부 디스크 형성이[15][16] 결합
분쟁
비록 두꺼운 원반이 수많은 과학 연구에서 진정한 은하 구조로 언급되고 있고 그것은 일반적으로 원반 은하의 공통 성분으로 여겨지지만,[17] 그것의 본질은 여전히 논쟁 중이다.
두꺼운 디스크를 하나의 개별 구성 요소로 보는 관점은 두께가 다른 구성 요소의 연속 스펙트럼을 가진 은하 디스크를 설명하는 일련의 논문에서 의문을 제기해 왔다.[18][19]
참고 항목
- 갤럭시 부품
참조
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