Quanto maior é a densidade de estrelas em nossa barra galáctica?

Quão mais densa é na barra galáctica que a densidade "normal" no mesmo raio?

São apenas alguns por cento? ou é, digamos, "três vezes" tão denso?

Ou há outros fatores em jogo: brilho de estrelas, gases?
Ou realmente não sabemos?

Em outras galáxias barradas que são vagamente semelhantes à Via Láctea, o contraste na densidade da superfície estelar (projetada) entre a barra e a região entre barras no mesmo raio (por exemplo, ao longo do eixo menor da barra, perpendicular à barra) é tipicamente um fator de pelo menos dois; em barras particularmente fortes, pode chegar a seis (ver, por exemplo, Figura 5 em Ohta et al. 1990 ). Contrastes semelhantes são vistos em modelos de corpo N de galáxias de disco que formam barras.

É muito mais difícil descobrir isso para a Via Láctea, porque não estamos olhando de cima para baixo. A melhor tentativa de derivar um modelo da densidade estelar 3D da barra a partir da contagem de estrelas e estimativas de distância que eu conheço é Wegg et al. (2015) . Pela visão projetada diretamente do modelo (Figura 14), eu estimaria o contraste máximo como um fator de aproximadamente 4.

Figura 14 de Wegg et al .: projeção frontal da densidade estelar da Via Láctea (modelo completo no painel direito).

A densidade 3D (que talvez seja o que você realmente está perguntando) na parte interna da barra não é tão grande quanto isso sugere, porque a parte interna da barra é verticalmente espessa, formando uma "forma quadrada / de amendoim" "protuberância (isso corresponderia à região vermelha na figura acima). Portanto, o contraste seria um pouco menos comparado à região entre barras (menos espessa). Mas a parte externa da barra é aproximadamente tão fina quanto o restante do disco, portanto o contraste da densidade da superfície projetada significaria um contraste semelhante na densidade estelar 3D.

Na Via Láctea, a densidade na barra parece ser aproximadamente 5 vezes maior que "próximo à barra".

O modelo mais recente da barra galáctica que pude encontrar é Portail et al. (2017) , cujo modelo é construído para corresponder a uma série de pesquisas observacionais ( VVV , UKIDSS , 2MASS , BRAVA , OGLE e ARGOS ). A figura abaixo deste documento mostra o perfil de densidade da barra / protuberância (painel esquerdo), do disco (painel do meio) e da massa combinada (painel direito).

A curva vermelha mostra a densidade ao longo da barra (ou seja, o eixo principal), e a curva azul mostra a sua perpendicular (o eixo menor). O solavanco central na curva azul fica assim dentro da barra, mas depois de aproximadamente 2 kpc (ou seja, 6-7000 anos-luz), ele se achata. Aqui a densidade de massa (superfície) é aproximadamente$10^9\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$. Fora da barra, no entanto, a linha azul mostra que a densidade é apenas$2\times10^8\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$, ou seja, 5 vezes menor .