Det udtryk, du leder efter, hedder forholdet mellem bulge-til-disk (størrelse) . Sorteret efter definition afhænger svaret af morfologien i galaksen, dvs. hvor "sen-type" spiral den er. "Sa" -spiraler er dem, der mest ligner elliptiske og derfor har store størrelsesforhold (af rækkefølge, men under, enhed), mens udbulinger i Sc-galakser er (mindre end) en tiendedel af diskenes størrelse. p>

(REDIGER: Den måde, du sætter dit spørgsmål på, leder faktisk efter bulge-to- total snarere end bulge-to- disk , men der er en 1: 1-korrespondance imellem. Også i bakspejlet tror jeg, du er interesseret i forholdet masse , men jeg fortolkede "hvor stort" som forholdet størrelse . Peter Erwins svar diskuterer masserne.)

Forholdet opnås ved at tilpasse lysudviklingen af ​​buen og disken separat. Begge er typisk monteret som eksponentielle med skalalængder $ R_ \ mathrm {b} $ og $ R_ \ mathrm {d} $ henholdsvis, men andre former (f.eks. Sérsic-profiler) bruges også. I dette tilfælde anvendes den effektive radius $ R_ \ mathrm {eff} $ , dvs. den radius, inden for hvilken halvdelen af ​​lyset udsendes. Desuden vil svaret afhænge af det bånd, hvor du observerer galaksen (dvs. IR, optisk, UV, ...)

Følgende figur (fra Möllenhoff 2004) viser forholdet $ R_ \ mathrm {eff, b} / R_ \ mathrm {d} $ som en funktion af "Hubble-type" går fra 1 (Sa) til 3 (Sb ), til 5 (Sc). Jeg har kommenteret eksempler på galakser af Hubble type 1, 3 og 5.

Du ser, at forholdet går fra $ \ sim0.5 \ text {-} 1 $ til spiraler af tidlig type, til $ \ sim0.01 \ text {- } 0,2 $ til spiraler af sen type.

De forskellige symboler svarer til forskellige filtre, der går fra I-båndet (infrarødt) betegnet med firkanter, til U-båndet (ultraviolet) betegnet med cirkler; de er forskudt lidt langs $ x $ aksen til visualiseringsformål - du ser, at forholdet falder en smule for kortere bølgelængder. Med andre ord er udbulingen mindre fremtrædende, jo blåere er det lys, du betragter.

For at besvare titelspørgsmålet er det, du vil vide, forholdet mellem bulge og total ( $ B / T $ ), som er brøkdelen af ​​en spiralgalakseens lys (og dermed omtrent dets stjerner), der i buen; dette spænder fra 1 (det hele er bule, intet andet der - dvs. det er en elliptisk galakse) - til 0 (slet ingen buler).

I overensstemmelse med Pelas svar om størrelser , svaret afhænger af, hvilken type spiralgalakse du taler om; traditionelt var en del af definitionerne af Hubble-sekvensen, hvor meget ekstra lys der syntes at være i den centrale region i galaksen, hvilket er omtrent det samme som $ B / T $ span >.

I disse dage er svaret faktisk temmelig usikkert, fordi astronomer er i en debat om, hvad der udgør en "bule": der er "klassiske buler" (slags som mini-elliptiske galakser og mere eller mindre hvad du sandsynligvis tænker på), "pseudobulges", "boxy / peanut-formede buler" og muligvis andre ting, som alle er "ekstra lys / stjerner" i den centrale region i galaksen, men som har forskellige former, dynamik og oprindelse. For eksempel har Mælkevejen bestemt en bokseagtig / jordnøddeformet bule (hvad du ser stikke op af disken), som virkelig er en del af dens bar; det ser ud til at have en "nuklear disk" (aka "disky pseudobulge"), som er en tæt, lys disk med stjerner, der strækker sig til 150 parsec i radius; men det kan muligvis ikke have en "klassisk bule".

For at give dig noget at se på, der har $ B / T $ værdier, her er en figur fra Laurikainen et al. (2010), som er baseret på moderat sofistikeret analyse af næsten infrarøde billeder (mindre forvirret af støv og nylige stjernedannelse end optiske billeder). De små symboler er individuelle galakse-målinger, de store udfyldte cirkler er medianværdier for hver Hubble-type, og de åbne cirkler er fra en tidligere undersøgelse. Dette plot indeholder S0 / linseformede galakser (Hubble type < 0; disse har skiver, men ingen spiralarme) samt faktiske spiralgalakser (Hubble typer> = 0). Bemærk, at $ B / T $ aksen er på en logaritmisk skala. Tidlige spiraler (fx Sa-galakser) har $ B / T \ sim 0,3 $ ; Sc og senere spiraler har typisk $ B / T < 0,1 $ .