Halo galáctico

Halo estelarEditar

El halo estelar es una población casi esférica de estrellas de campo y cúmulos globulares. Rodea a la mayoría de las galaxias de disco, así como a algunas galaxias elípticas de tipo cD. En el halo estelar reside una baja cantidad (alrededor del uno por ciento) de la masa estelar de una galaxia, lo que significa que su luminosidad es mucho menor que la de otros componentes de la galaxia.

El halo estelar de la Vía Láctea contiene cúmulos globulares, estrellas RR Lyrae con bajo contenido metálico y subenanas. Las estrellas de nuestro halo estelar tienden a ser viejas (la mayoría tienen más de 12.000 millones de años) y pobres en metal, pero también hay cúmulos estelares del halo con un contenido de metal observado similar al de las estrellas del disco. Las estrellas del halo de la Vía Láctea tienen una dispersión de velocidad radial observada de unos 200 km/s y una baja velocidad media de rotación de unos 50 km/s. La formación de estrellas en el halo estelar de la Vía Láctea cesó hace mucho tiempo.

Corona galácticaEditar

Una corona galáctica es una distribución de gas que se extiende lejos del centro de la galaxia. Puede detectarse por el distinto espectro de emisión que emite, mostrando la presencia de gas HI (H uno, línea de microondas de 21 cm) y otras características detectables por espectroscopia de rayos X.

Halo de materia oscuraEditar

El halo de materia oscura es una distribución teórica de materia oscura que se extiende por la galaxia extendiéndose mucho más allá de sus componentes visibles. La masa del halo de materia oscura es mucho mayor que la de los demás componentes de la galaxia. Su existencia se plantea como hipótesis para explicar el potencial gravitatorio que determina la dinámica de los cuerpos dentro de las galaxias. La naturaleza de los halos de materia oscura es un área importante en la investigación actual en cosmología, en particular su relación con la formación y evolución galáctica.

El perfil Navarro-Frenk-White es un perfil de densidad del halo de materia oscura ampliamente aceptado y determinado mediante simulaciones numéricas. Representa la densidad de masa del halo de materia oscura en función de r {\displaystyle r}

, la distancia al centro galáctico: 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}}}}

donde r s {{publicación}{{s}}

es un radio característico para el modelo, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

es la densidad crítica (con H {\displaystyle H}

es la constante de Hubble), y δ c {\displaystyle \delta _{c}}

es una constante adimensional. Sin embargo, el componente invisible del halo no puede extenderse indefinidamente con este perfil de densidad; esto llevaría a una integral divergente al calcular la masa. Sin embargo, proporciona un potencial gravitatorio finito para todos los r {\displaystyle r}

. La mayoría de las mediciones que se pueden realizar son relativamente insensibles a la distribución de la masa del halo exterior. Esto es una consecuencia de las leyes de Newton, que establecen que si la forma del halo es esferoidal o elíptica no habrá ningún efecto gravitatorio neto de la masa del halo a una distancia r {\displaystyle r}

del centro galáctico sobre un objeto que esté más cerca del centro galáctico que r {\displaystyle r}

. La única variable dinámica relacionada con la extensión del halo que puede limitarse es la velocidad de escape: los objetos estelares que se mueven más rápido y que aún están ligados gravitatoriamente a la galaxia pueden dar un límite inferior al perfil de masa de los bordes exteriores del halo oscuro.