Korong (diszk)

A galaktikus korong maga is több további alrendszerből áll. A nagy tömegű, legfiatalabb csillagokat és sok csillagközi anyagot tartalmazó vékony korong vastagsága kb. 150 pc. Itt találhatók a főbb csillagkeltő területek, és ebben rajzolódnak ki a spirálkarok is. A rádiócsillagászati mérésekből hat spirálkar azonosítható, ezek a központtól távolodva a Norma kar, Scutum-Crux kar, Sagittarius-kar, Orion-kar, Perseus-kar, Cygnus-kar. A Spitzer űrtávcső infravörösben végzett méréseiből viszont mindössze két fő spirálkar, a Scutum- és a Perseus-kar azonosítható, a többi inkább a két fő kar fragmentumának tűnik. A Nap az Orion-karban, a Sagittarius- és Perseus-kar között található, kb. 15 pc-re a fősíktól.

A csillagsűrűség a diszkben exponenciálisan csökken, mind a középponttól távolodva, mind a fősíkra merőlegesen. A csillagok számsűrűségét a következő formulával lehet leírni:

$$n(r,z) =  0.02 \cdot \left [ \exp(-{z \over {0.3 \mathrm{kpc}}})... ...\right ] \cdot \exp(-{r \over {3.5 \mathrm{kpc}}})  {1 \over {\mathrm{pc}^3}},$$ (4.2)

ahol r a középponttól való távolságot, z a fősíktól való távolságot jelöli, a szögletes zárójelben lévő első tag a vékony korong, a második a vastag korong hozzájárulását adja. Látszik, hogy a vastag koronghoz tartozó csillagsűrűség kb. százada a vékony korongnak, a csillagok eloszlása viszont a fősíktól jóval távolabbra kiterjed, a vastagsága csaknem ötszöröse a vékony korongénak.

A galaxisban a világító anyag jórészt a csillagokban összpontosul, a gravitáló tömeghez azonban hozzájárulhat nem világító (sötét) anyag is. A sötét anyag arányát jellemző paraméter a tömeg-fényesség arány. A vékony korongra ez az arány $M / L \approx  3  M_{\odot} / L_{\odot}$, míg a vastag korongra $M / L \approx  10  M_{\odot} / L_{\odot}$. Ha felhasználjuk a fősorozati csillagokra érvényes tömeg-fényesség relációt, azaz $L/L_{\odot} = (M / M_{\odot})^4$, akkor kifejezhető egy adott tömeg-fényesség arányhoz tartozó átlagos csillagtömeg:

$$\langle M \rangle =  \left ( {M \over L} \right )^{-1/3} M_{\odot}.$$ (4.3)

Ebből a vékony korongra kb. 0,7 naptömeg, a vastag korongra kb. 0,5 naptömeg adódik. A vastag korong átlagos csillagtömege kisebb, tehát ebben az alrendszerben kisebb a nagy tömegű, fiatal csillagok aránya, dominánsabbak az idősebb, kisebb tömegű csillagok.

A korongban található számos fiatal csillaghalmaz (nyílthalmaz), ezenkívül az intersztelláris gáz és por jelentős része. Az ionizált hidrogént tartalmazó, világító HII-tartományok, valamint a csillagközi por- és molekulafelhők főként a vékony korongban, különösen a spirálkarokban összpontosulnak. A semleges hidrogént tartalmazó HI-felhők is főleg a fősíkban koncentrálódnak, de attól nagyobb távolságra is megfigyelhetők (lásd 4.2.4. fejezet).

Az intersztelláris gáz és por lényegesen befolyásolja a Tejútrendszer megfigyelhetőségét. A csillagközi port alkotó mikron méretű részecskék elnyelik, ill. szórják az elektromágneses hullámokat, hasonlóan a földi légkör részecskéihez. Emiatt az intersztelláris anyagon keresztülhaladó csillagfény vörösödni fog, mivel a szórás a rövidebb hullámhosszakon erősebb. A vörösödés jellemzésére használt paraméter a magnitúdóban kifejezett színexcesszus:

$$E(B-V) =  (B-V) -  (B-V)_0,$$ (4.4)

ahol $(B-V)$ a B és a V színszűrőkkel mért fényesség különbsége magnitúdóban (színindex), a 0 index pedig a csillagközi por nélkül mérhető színindexet jelenti. A V-szűrőben mérhető fényesség csökkenése (extinkció) arányos a színexcesszussal, ez a vörösödési törvény:

$$A_V =  V -  V_0 =  R_V \cdot E(B-V)$$ (4.5)

ahol $R_V$ értéke a Tejútrendszerben kb. 3,1. A értéke más hullámhossztartományokra is megadható, ekkor azonban R értéke más lesz. Az R paraméter hullámhosszfüggését megadó függvény az extinkciós görbe (4.3. ábra). A tapasztalat szerint az intersztelláris extinkció rövidebb hullámhosszakon (tehát a kék és ultraibolya tartományon) sokkal erősebb, mint a vörös és infravörös tartományon.

4.3. Ábra: Normalizált csillagközi extinkciós görbék a távoli infravöröstől az UV-tartományig (Fitzpatrick, 1999)