Halo galactique

Halo stellaireEdit

Le halo stellaire est une population presque sphérique d’étoiles de champ et d’amas globulaires. Il entoure la plupart des galaxies à disque ainsi que certaines galaxies elliptiques de type cD. Une faible quantité (environ un pour cent) de la masse stellaire d’une galaxie réside dans le halo stellaire, ce qui signifie que sa luminosité est beaucoup plus faible que celle des autres composants de la galaxie.

Le halo stellaire de la Voie lactée contient des amas globulaires, des étoiles RR Lyrae à faible teneur en métal et des sous-narfs. Les étoiles de notre halo stellaire ont tendance à être vieilles (la plupart ont plus de 12 milliards d’années) et pauvres en métal, mais il existe également des amas d’étoiles de halo dont la teneur en métal observée est similaire à celle des étoiles de disque. Les étoiles du halo de la Voie lactée présentent une dispersion des vitesses radiales observée d’environ 200 km/s et une faible vitesse de rotation moyenne d’environ 50 km/s. La formation d’étoiles dans le halo stellaire de la Voie lactée a cessé il y a longtemps.

Couronne galactiqueEdit

Une couronne galactique est une distribution de gaz s’étendant loin du centre de la galaxie. Elle peut être détectée par le spectre d’émission distinct qu’elle émet, montrant la présence de gaz HI (H un, ligne micro-onde 21 cm) et d’autres caractéristiques détectables par spectroscopie X.

Halo de matière noireEdit

Le halo de matière noire est une distribution théorisée de matière noire qui s’étend dans toute la galaxie s’étendant bien au-delà de ses composants visibles. La masse du halo de matière noire est bien supérieure à la masse des autres composants de la galaxie. Son existence est supposée afin d’expliquer le potentiel gravitationnel qui détermine la dynamique des corps au sein des galaxies. La nature des halos de matière noire est un domaine important de la recherche actuelle en cosmologie, en particulier sa relation avec la formation et l’évolution galactiques.

Le profil Navarro-Frenk-White est un profil de densité largement accepté du halo de matière noire déterminé par des simulations numériques. Il représente la densité de masse du halo de matière noire en fonction de r {\displaystyle r}.

, la distance au centre galactique : 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}}}}

où r s {\displaystyle r_{s}}

est un rayon caractéristique du modèle, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

est la densité critique (avec H {\displaystyle H}

étant la constante de Hubble), et δ c {\displaystyle \delta _{c}}

est une constante sans dimension. La composante invisible du halo ne peut cependant pas s’étendre indéfiniment avec ce profil de densité ; cela conduirait à une intégrale divergente lors du calcul de la masse. Elle fournit cependant un potentiel gravitationnel fini pour tous les r {\displaystyle r}.

. La plupart des mesures qui peuvent être faites sont relativement insensibles à la distribution de masse du halo externe. C’est une conséquence des lois de Newton, qui stipulent que si la forme du halo est sphéroïdale ou elliptique, il n’y aura pas d’effet gravitationnel net de la masse du halo à une distance r {\displaystyle r}.

du centre galactique sur un objet qui est plus proche du centre galactique que r {\displaystyle r}.

. La seule variable dynamique liée à l’étendue du halo qui peut être contrainte est la vitesse d’échappement : les objets stellaires les plus rapides encore liés gravitationnellement à la Galaxie peuvent donner une limite inférieure au profil de masse des bords extérieurs du halo sombre.