Galaktisk halo

StjernehaloRediger

Stjernehaloen er en næsten kugleformet population af feltstjerner og kugleformede klynger. Den omgiver de fleste diskgalakser samt nogle elliptiske galakser af type cD. En lav mængde (omkring en procent) af en galakses stjernemasse befinder sig i den stjernemæssige halo, hvilket betyder, at dens luminositet er meget lavere end andre komponenter i galaksen.

Milkevejens stjernemæssige halo indeholder kuglehobe, RR Lyrae-stjerner med lavt metalindhold og subdwarfs. Stjernerne i vores stjernehalo har en tendens til at være gamle (de fleste er mere end 12 milliarder år gamle) og metalfattige, men der findes også halo stjernehobe med et observeret metalindhold svarende til skivestjerner. Halostjernerne i Mælkevejen har en observeret radialhastighedsspredning på ca. 200 km/s og en lav gennemsnitlig rotationshastighed på ca. 50 km/s. Stjernedannelsen i Mælkevejens stjernehalo er ophørt for længe siden.

Galaktisk koronaRediger

En galaktisk korona er en fordeling af gas, der strækker sig langt væk fra galaksens centrum. Den kan påvises ved det tydelige emissionsspektrum, som den afgiver, og som viser tilstedeværelsen af HI-gas (H one, 21 cm mikrobølgelinje) og andre træk, der kan påvises ved røntgenspektroskopi.

Halo af mørkt stofRediger

Den mørke stofhalo er en teoretiseret fordeling af mørkt stof, som strækker sig over hele galaksen og rækker langt ud over dens synlige komponenter. Massen af den mørke stofhalo er langt større end massen af de andre komponenter i galaksen. Dens eksistens er en hypotese for at kunne forklare det gravitationspotentiale, der bestemmer dynamikken i galaksernes legemer. Karakteren af haloer af mørkt stof er et vigtigt område i den aktuelle kosmologiske forskning, især i relation til galaktisk dannelse og udvikling.

Navarro-Frenk-White-profilen er en bredt accepteret tæthedsprofil for haloen af mørkt stof, som er bestemt ved hjælp af numeriske simuleringer. Den repræsenterer massetætheden af den mørke stofhalo som en funktion af r {\displaystyle r}

, afstanden fra det galaktiske centrum: 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}}}}

hvor r s {\displaystyle r_{s}}

er en karakteristisk radius for modellen, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

er den kritiske massefylde (med H {\displaystyle H}

er Hubble-konstanten), og δ c {\displaystyle \delta _{c}}

er en dimensionsløs konstant. Den usynlige halokomponent kan dog ikke strække sig med denne tæthedsprofil i det uendelige; dette ville føre til et divergerende integral ved beregning af massen. Det giver dog et endeligt gravitationspotentiale for alle r {\displaystyle r}

. De fleste målinger, der kan foretages, er relativt ufølsomme over for den ydre halos massefordeling. Dette er en konsekvens af Newtons love, som siger, at hvis haloens form er sfæroidal eller elliptisk, vil der ikke være nogen nettogravitationseffekt fra halomassen i en afstand r {\displaystyle r}

fra det galaktiske centrum på et objekt, der er tættere på det galaktiske centrum end r {\displaystyle r}

. Den eneste dynamiske variabel, der er relateret til haloens udstrækning, som kan begrænses, er flugthastigheden: de hurtigst bevægende stjerneobjekter, der stadig er gravitationelt bundet til galaksen, kan give en nedre grænse for masseprofilen i den mørke halos yderkanter.