Galaktinen halo

TähtihaloEdit

Tähtihalo on lähes pallomainen kenttätähtien ja pallomaisten tähtijoukkojen populaatio. Se ympäröi useimpia kiekkogalakseja sekä joitakin cD-tyypin elliptisiä galakseja. Pieni määrä (noin yksi prosentti) galaksin tähtimassasta sijaitsee tähtihalossa, mikä tarkoittaa, että sen luminositeetti on paljon pienempi kuin galaksin muiden osien.

Maidon Linnunradan tähtihalo sisältää pallomaisia tähtijoukkoja, RR Lyrae -tähtiä, joiden metallipitoisuus on vähäinen, ja pikkukääpiöitä. Tähtihalossamme olevat tähdet ovat yleensä vanhoja (useimmat ovat yli 12 miljardia vuotta vanhoja) ja metalliköyhiä, mutta on myös halotähtijoukkoja, joiden havaittu metallipitoisuus on samanlainen kuin kiekkotähtien. Linnunradan halotähtien havaittu säteittäisnopeuden hajonta on noin 200 km/s ja keskimääräinen pyörimisnopeus on alhainen, noin 50 km/s. Tähtien muodostuminen Linnunradan tähtihalossa loppui kauan sitten.

Galaktinen koronaEdit

Galaktinen korona on kaasun jakauma, joka ulottuu kauas galaksin keskustasta. Se voidaan havaita sen antamasta selvästä emissiospektristä, jossa näkyy HI-kaasua (H yksi, 21 cm:n mikroaaltoviiva) ja muita röntgenspektroskopialla havaittavia piirteitä.

Pimeän aineen haloEdit

Pimeän aineen halo on teorian mukaan pimeän aineen jakauma, joka ulottuu koko galaksin alueelle ulottuen kauas näkyvien osien ulkopuolelle. Pimeän aineen halon massa on paljon suurempi kuin galaksin muiden osien massa. Sen olemassaolon oletetaan selittävän gravitaatiopotentiaalin, joka määrää galaksien sisällä olevien kappaleiden dynamiikan. Pimeän aineen halojen luonne on tärkeä alue nykyisessä kosmologian tutkimuksessa, erityisesti sen suhde galaksien muodostumiseen ja evoluutioon.

Navarro-Frenk-White-profiili on yleisesti hyväksytty pimeän aineen halon tiheysprofiili, joka on määritetty numeeristen simulaatioiden avulla. Se esittää pimeän aineen halon massatiheyttä r:n funktiona {\displaystyle r}

, etäisyys galaktisesta keskuksesta: 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}}}}

joissa r s {\displaystyle r_{s}}

on mallin ominaissäde, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

on kriittinen tiheys (jossa H {\displaystyle H}

on Hubble-vakio), ja δ c {\displaystyle \delta _{c}}

on dimensioton vakio. Näkymätön halokomponentti ei kuitenkaan voi ulottua tällä tiheysprofiililla loputtomiin; tämä johtaisi poikkeavaan integraaliin massaa laskettaessa. Se tarjoaa kuitenkin äärellisen gravitaatiopotentiaalin kaikille r {\displaystyle r}

. Useimmat mittaukset, joita voidaan tehdä, ovat suhteellisen epäherkkiä ulomman halon massajakaumalle. Tämä on seurausta Newtonin laeista, joiden mukaan jos halon muoto on pallomainen tai elliptinen, halon massalla ei ole nettovoimavaikutusta etäisyydellä r {\displaystyle r}

etäisyydellä galaktisesta keskuksesta kohteeseen, joka on lähempänä galaktista keskusta kuin r {\displaystyle r}

. Ainoa dynaaminen muuttuja, joka liittyy halon laajuuteen ja jota voidaan rajoittaa, on pakonopeus: nopeimmin liikkuvat tähtikappaleet, jotka ovat edelleen gravitaatiovoimaisesti sidottuja galaksiin, voivat antaa alarajan pimeän halon ulkoreunojen massaprofiilille.