A korong komponensek

A korong teljes átmérője, beleértve a port, gázt és a csillagokat, kb. 50 kpc. Úgy tűnik, hogy a korong több kisebb részből tevődik össze. A fiatal vékony korong skálamagassága 50 pc. Ezen halad keresztül a galaktikus fősík, itt koncentrálódik a csillagközi por és gáz és jelenleg is itt zajlik csillagkeletkezés. Az idős vékony korong skálamagassága kb. 325 pc, míg a vastag korongé kb. 1,4 kpc. A vastag korong csillagszám sűrűsége csak 2%-a a vékony korongénak. A fiatal és az idős korongra a csillagszám sűrűség a következőképp írható fel (Carroll és Ostlie, 1995):

$$n(z,R)=n_{0} \left( e^{-z/z_{\mbox{\scriptsize vékony}}}+0,02... ...ot e^{-z/z_{\mbox{\scriptsize vastag}}} \right) e^{{-R/h_{R}}}$$ (1)

A vékony és a vastag korong nemcsak a skálamagasságban és a csillagsűrűségben különböztethető meg, hanem a kémiai öszetétel, valamint a kinematikai jellemzők szerint is. A kémiai jellemzők alapján osztja a csillagokat két csoportba a populáció fogalma. Az I-es populációjú csillagok fémgazdag csillagok, $Z \sim 0,02$. A II-es populációjú csillagok fémszegények, $Z \sim 0,001$. A két szélsőség között vannak átmeneti fémességű csillagok is, ezeket közepes (korong) populációnak hívjuk. A populációt leginkább jellemző mennyiség a vas és hidrogén aránya a csillagban a Naphoz képest:

$$\left[ {Fe} \over {H} \right] = \log_{10} \left( {N_{Fe}} \ov... ...ght) - \log_{10} \left( {N_{Fe}} \over {N_{H}} \right)_{\odot}$$ (2)

A Tejútrendszerben idősebb, nagyon fémszegény csillagokra ez az érték $-4,5$ körüli, míg a fiatal, különösen fémgazdag csillagokra $+1$ körüli. A jelenlegi rekorder $-5,3$, azaz a Naphoz képest kétszázezerszer kevesebb vasat tartalmaz. Tehát Galaxisunkra a jellemző értéke általában:

$$-4,5 < \left[ {Fe} \over {H} \right] < 1$$ (3)

A fősorozati elfordulási pontra vonatkozó vizsgálatok alapján (amelyből kormeghatározás végezhető) a fémgazdag csillagok fiatalabbak, míg a fémszegényebbek idősebbek. Ezt a kor és összetétel közötti összefüggést hívjuk kor-fémesség relációnak. Ez a reláció azonban nem olyan biztos, az Ia típusú szupernóvák fémekkel való feldúsulást okoztak, amelyek a csillagkeletkezés után kb. $10^9$ évvel jelentkeznek nagy számban.

(Szokás még a $\left[ {Fe} \over {H} \right]$ mellett az $\left[ {O} \over {H} \right]$ értéket is vizsgálni, amelyet hasonlóan képzünk a $\left[ {Fe} \over {H} \right]$-hoz.)

A két alapvető korongkomponensre a következő $\left[ {Fe} \over {H} \right]$ értékek jellemzőek:

Vékony korong: $-0,5 < \left[ {Fe} \over {H} \right] < 0,3$

Vastag korong: $-0,6 < \left[ {Fe} \over {H} \right] < -0,4$

A vastag korong esetén akár $-1,6$-ig is lemehet.

Ezek alapján arra következtethetünk, hogy a vékony korong csillagai jóval fiatalabbak, mint a vastag korong csillagai. Ennek magyarázatára a következő elmélet az elfogadott: a vékony korongban a csillagkeletkezés $10-12$ milliárd évvel ezelőtt indult meg és azóta is tart. A részletesebb vizsgálatok azt is kimutatták, hogy itt nem is folyamatos a csillagkeletkezés, hanem nagyobb ``kitörések'' formájában, szakaszosan zajlott. A vastag korong esetében viszont rögtön a Galaxis kialakulása után megindult a csillagkeletkezés és be is fejeződött kb. $10-14$ milliárd évvel ezelőtt.

Magán a korongon belül is jellegzetes szerkezet létezik. Ha csak a semleges hidrogénfelhőket, a viszonylag fiatal csillagokat, mint például az O-B csillagokat, a HII régiókat és a galaktikus (nyílt)halmazokat használjuk a galaktikus szerkezet nyomjelzőjének, akkor feltűnik egy spirálszerkezet. Galaxisunk a megfigyelések szerint kettő vagy négy kart tartalmaz. Napunk az Orion-Cygnus kar közelében helyezkedik el.