Galaktické halo

Hvězdné haloEdit

Hvězdné halo je téměř kulová populace polních hvězd a kulových hvězdokup. Obklopuje většinu diskových galaxií i některé eliptické galaxie typu cD. Ve hvězdném halo se nachází malé množství (přibližně jedno procento) hvězdné hmoty galaxie, což znamená, že jeho svítivost je mnohem nižší než svítivost ostatních složek galaxie.

Hvězdné halo Mléčné dráhy obsahuje kulové hvězdokupy, hvězdy RR Lyrae s nízkým obsahem kovů a subtrpaslíky. Hvězdy v našem hvězdném halo jsou obvykle staré (většina z nich je starší než 12 miliard let) a chudé na kovy, ale existují také halo hvězdokupy s pozorovaným obsahem kovů podobným obsahu kovů v diskových hvězdách. Halo hvězdy Mléčné dráhy mají pozorovaný rozptyl radiálních rychlostí asi 200 km/s a nízkou průměrnou rychlost rotace asi 50 km/s. Tvorba hvězd v hvězdném halo Mléčné dráhy již dávno ustala.

Galaktická korónaEdit

Galaktická koróna je rozložení plynu, které se rozprostírá daleko od středu galaxie. Lze ji detekovat podle výrazného emisního spektra, které vydává a které ukazuje přítomnost plynu HI (H one, mikrovlnná čára 21 cm) a dalších prvků zjistitelných rentgenovou spektroskopií.

Halo temné hmotyEdit

Halo temné hmoty je teoretické rozložení temné hmoty, které se rozprostírá po celé galaxii a sahá daleko za její viditelné složky. Hmotnost halo temné hmoty je mnohem větší než hmotnost ostatních složek galaxie. Její existence se předpokládá proto, aby bylo možné vysvětlit gravitační potenciál, který určuje dynamiku těles uvnitř galaxií. Povaha halo z temné hmoty je důležitou oblastí současného výzkumu v kosmologii, zejména její vztah ke vzniku a vývoji galaxií.

Navarro-Frenk-Whiteův profil je široce přijímaný hustotní profil halo z temné hmoty určený pomocí numerických simulací. Představuje hustotu hmoty halo temné hmoty jako funkci r {\displaystyle r}.

, vzdálenosti od galaktického centra: ρ ( r ) = ρ c r i t δ c ( r / r s ) ( 1 + r / r s ) 2 {\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{crit}\delta _{c}}{(r/r_{s})(1+r/r_{s})^{2}}}}

kde r s {\displaystyle r_{s}}

je charakteristický poloměr pro model, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

je kritická hustota (přičemž H {\displaystyle H}

je Hubbleova konstanta) a δ c {\displaystyle \delta _{c}}.

je bezrozměrná konstanta. Neviditelná složka halo se však nemůže tímto hustotním profilem rozšiřovat donekonečna; to by vedlo k divergenci integrálu při výpočtu hmotnosti. Poskytuje však konečný gravitační potenciál pro všechna r {\displaystyle r}.

. Většina měření, která lze provést, je relativně necitlivá na rozložení hmotnosti vnějšího hala. To je důsledek Newtonových zákonů, které říkají, že pokud je tvar hala sférický nebo eliptický, nebude mít hmota hala ve vzdálenosti r {\displaystyle r} žádný čistý gravitační účinek.

od galaktického středu na objekt, který je blíže galaktickému středu než r {\displaystyle r}

. Jedinou dynamickou veličinou související s rozsahem hala, kterou lze omezit, je úniková rychlost: nejrychleji se pohybující hvězdné objekty, které jsou stále gravitačně vázány na Galaxii, mohou poskytnout spodní hranici hmotnostního profilu vnějších okrajů temného hala.