Beş Basitleştirilmiş Vaka:
Her Seferinde Bir Bileşen

Beş geometri, beş farklı rotasyon imzası

Aynı toplam kütle (yıldız bileşenleri için 10^{10}\,M_\odot$, gaz durumu için 1.33 \times 10^{9}\,M_\odot$) ve aynı referans disk boyutu $R_d = 2$ kpc için:

Bulge tek başına $R = 1$ kpc yakınında $V \yaklaşık 127$ km/s’de zirve yapar ve dik bir şekilde azalır – en merkezi konsantrasyon imzası.

İnce disk tek başına $R = 8$-$10$ kpc’de $V \yaklaşık 212$ km/s’ye ulaşır ve sonrasında kabaca düz kalır.

Kalın disk tek başına benzer $V \yaklaşık 208$ km/s’ye ulaşır, ancak daha yavaş bir şekilde maksimum değer daha büyük yarıçaplara kayar.

Tekbaşına gaz halkası, yıldız kütle ölçeğinin sadece $\sim 13\%$’ünü taşır, $V \yaklaşık 60$ km/s’de zirve yapar – mütevazı ama genişlemiştir.

Tekbaşına spiral kollar (daha dar bir çekirdek ile %10 kütle fazlalığı) ince diske çok benzer bir eğri üretir, ancak orta $R$’de biraz daha diktir ve büyük $R$’de daha hızlı düşer.

Çıkıntı keskin bir hız artışı üretir: $V_\text{tot}’dan R = 0,5$ kpc’de \yaklaşık 117$ km/s’den maksimum $V \yaklaşık 127$ km/s’ye $R = 1$ kpc’de ulaşır, sonra düzenli olarak azalır. Dalga alanı $R \yaklaşık 5$ kpc’de doygunluğa ulaşır – bunun ötesinde, $M_\text{wave}$ büyümeyi durdurur. Bu, çok kısa bir tutarlılık uzunluğuna ($ell_b = 0.41$ kpc) sahip bir 3B dağılımın imzasıdır: alan kısa mesafede yoğundur ve ötesinde üstel olarak bastırılır. Saf şişkinlikler düz dönme eğrilerini koruyamazlar; disk ölçeğinde yoldaşlara ihtiyaç duyarlar.

İnce disk en geniş dönüş eğrisini üretir: $R = 1$ kpc’de $V \yaklaşık 100$ km/s’den $R = 8$ kpc’de $\sim 212$ km/s’ye düzgün bir şekilde yükselir, ardından $R = 15$ kpc’ye kadar düz kalır. Dalga alanı kütlesi istikrarlı bir şekilde büyümeye devam ediyor çünkü $\ell_\text{thin} = 6.34$ kpc tüm disk üzerinde tutarlılığa izin veriyor. Bu, çoğu disk galaksisi için baskın bileşendir ve karakteristik düz dönme eğrisi imzasını üretir.

Aynı toplam kütle $50\%$ daha büyük bir ölçeğe dağıtıldığında, kalın disk biraz daha düşük bir zirveye ulaşan daha yavaş yükselen bir eğri üretir ($R = 10$ kpc’de $V \yaklaşık 208$ km/s). Daha uzun tutarlılık uzunluğu $ell_text{thick} = 9.51$ kpc, dalga alanını daha büyük yarıçaplara kadar aktif tutar – eğri $R = 10$ ve $R = 15$ kpc arasında neredeyse fark edilmeyecek şekilde azalır. Gerçek bir galakside, kalın disk yıldız kütlesinin yalnızca $\sim 25\%$’ini taşır, bu nedenle katkısı da buna uygun olarak modüle edilir.

1-3 durumlarındaki yıldız kütlesi ölçeğinin sadece $\sim 13\%$’ünü taşımasına rağmen, gaz halkası ölçülebilir bir dönme katkısı üretir: $V \yaklaşık 60$ km/s büyük $R$’de. Eğri hafifçe yükseliyor (merkezi tepe yok – merkezi delik iç katkıyı bastırıyor) ve uzun tutarlılık $\ell_\text{gas} = 10.78$ kpc nedeniyle en büyük yarıçaplara tırmanmaya devam ediyor. Gaz bileşeni, özellikle toplam dalga alanının önemli bir kısmını oluşturabileceği gaz zengini galaksilerde, dış dönüş eğrisini şekillendirmek için kritik öneme sahiptir.

Spiral kol bileşeni ince disk geometrisini paylaşır ancak daha dar bir çekirdekle $\ell_\text{arm} = 4.0$ kpc. Sonuç, $R \lesssim 6$ kpc’de ince diske çok benzer bir dönme eğrisidir – düşük $R$’de biraz daha az verimli, orta $R$’de eşit derecede verimli – ancak $R > 10$ kpc’de belirgin şekilde daha hızlı düşer. Daha kısa tutarlılık uzunluğu, kolların azimutal konsantrasyonunu yansıtmaktadır: güçlü yerel dalga alanları üretirler ancak diskin tamamı boyunca tutarlılığı koruyamazlar. Gerçek bir galakside, kollar ince disk kütlesinin yalnızca %10\%$’unu taşır, bu nedenle katkıları küçük ama belirgindir.