Galaktischer Halo

Stellarer HaloEdit

Der stellare Halo ist eine fast kugelförmige Ansammlung von Feldsternen und Kugelsternhaufen. Er umgibt die meisten Scheibengalaxien und auch einige elliptische Galaxien vom Typ cD. Ein geringer Anteil (etwa ein Prozent) der stellaren Masse einer Galaxie befindet sich im stellaren Halo, was bedeutet, dass seine Leuchtkraft viel geringer ist als die der anderen Komponenten der Galaxie.

Der stellare Halo der Milchstraße enthält Kugelsternhaufen, RR-Lyrae-Sterne mit geringem Metallgehalt und Unterzwergsterne. Die Sterne in unserem stellaren Halo sind in der Regel alt (die meisten sind mehr als 12 Milliarden Jahre alt) und metallarm, aber es gibt auch Halo-Sternhaufen mit einem beobachteten Metallgehalt, der dem von Scheibensternen ähnelt. Die Halo-Sterne der Milchstraße haben eine beobachtete radiale Geschwindigkeitsdispersion von etwa 200 km/s und eine niedrige durchschnittliche Rotationsgeschwindigkeit von etwa 50 km/s. Die Sternentstehung im stellaren Halo der Milchstraße hat schon vor langer Zeit aufgehört.

Galaktische KoronaEdit

Eine galaktische Korona ist eine Verteilung von Gas, die sich weit vom Zentrum der Galaxie entfernt erstreckt. Sie kann anhand ihres ausgeprägten Emissionsspektrums nachgewiesen werden, das das Vorhandensein von HI-Gas (H 1, 21-cm-Mikrowellenlinie) und andere röntgenspektroskopisch nachweisbare Merkmale zeigt.

Halo der dunklen MaterieEdit

Der Halo der dunklen Materie ist eine theoretische Verteilung dunkler Materie, die sich über die gesamte Galaxie erstreckt und weit über ihre sichtbaren Komponenten hinausgeht. Die Masse des Halos der dunklen Materie ist weitaus größer als die Masse der anderen Bestandteile der Galaxie. Seine Existenz wird angenommen, um das Gravitationspotenzial zu erklären, das die Dynamik von Körpern in Galaxien bestimmt. Die Beschaffenheit von Halos aus dunkler Materie ist ein wichtiger Bereich in der aktuellen kosmologischen Forschung, insbesondere in Bezug auf die Entstehung und Entwicklung von Galaxien.

Das Navarro-Frenk-White-Profil ist ein weithin akzeptiertes Dichteprofil des Halos aus dunkler Materie, das durch numerische Simulationen ermittelt wurde. Es stellt die Massendichte des Dunkle-Materie-Halos als Funktion von r {\displaystyle r}

, dem Abstand vom galaktischen Zentrum: 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}}}}

wobei r s {\displaystyle r_{s}}

ein charakteristischer Radius für das Modell ist, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

ist die kritische Dichte (mit H {\displaystyle H}

die Hubble-Konstante ist), und δ c {\displaystyle \delta _{c}}

ist eine dimensionslose Konstante. Die unsichtbare Halo-Komponente kann sich mit diesem Dichteprofil jedoch nicht unendlich ausdehnen; dies würde bei der Berechnung der Masse zu einem divergierenden Integral führen. Es liefert jedoch ein endliches Gravitationspotential für alle r {\displaystyle r}

. Die meisten Messungen, die durchgeführt werden können, sind relativ unempfindlich gegenüber der Massenverteilung des äußeren Halos. Dies ist eine Folge der Newtonschen Gesetze, die besagen, dass bei einer sphäroidischen oder elliptischen Form des Halos keine Netto-Gravitationswirkung der Halomasse in einer Entfernung r {\displaystyle r}

vom galaktischen Zentrum auf ein Objekt, das sich näher am galaktischen Zentrum befindet als r {\displaystyle r}

. Die einzige dynamische Variable, die mit der Ausdehnung des Halos zusammenhängt, ist die Fluchtgeschwindigkeit: Die sich am schnellsten bewegenden stellaren Objekte, die noch gravitativ an die Galaxie gebunden sind, können eine untere Grenze für das Massenprofil der äußeren Ränder des dunklen Halos liefern.