Galaktikus halo

CsillaghaloSzerkesztés

A csillaghalo a mezőcsillagok és gömbhalmazok közel gömb alakú populációja. A legtöbb koronggalaxist, valamint néhány cD típusú elliptikus galaxist vesz körül. Egy galaxis csillagtömegének kis része (körülbelül egy százaléka) található a csillaghalóban, ami azt jelenti, hogy fényessége sokkal kisebb, mint a galaxis más összetevőinek.

A Tejútrendszer csillaghalója gömbhalókat, alacsony fémtartalmú RR Lyrae csillagokat és szubtörpéket tartalmaz. A csillaghalónkban lévő csillagok általában öregek (legtöbbjük 12 milliárd évnél idősebb) és fémszegények, de vannak olyan halocsillaghalmazok is, amelyek megfigyelt fémtartalma hasonló a korongcsillagokéhoz. A Tejútrendszer halocsillagainak megfigyelt radiális sebességdiszperziója körülbelül 200 km/s, átlagos forgási sebessége pedig alacsony, körülbelül 50 km/s. A csillagkeletkezés a Tejútrendszer halócsillagaiban már régen megszűnt.

Galaktikus koronaSzerkesztés

A galaktikus korona a galaxis középpontjától távolodó gázeloszlás. Az általa kibocsátott határozott emissziós spektrum alapján kimutatható, amely a HI gáz jelenlétét (H egy, 21 cm-es mikrohullámú vonal) és más, röntgenspektroszkópiával kimutatható jellemzőket mutat.

Sötét anyag haloSzerkesztés

A sötét anyag halo a sötét anyag elméleti eloszlása, amely a galaxisban a látható komponenseken messze túlnyúlóan húzódik. A sötét anyag haló tömege jóval nagyobb, mint a galaxis többi komponensének tömege. Létezését azért feltételezik, hogy megmagyarázzák azt a gravitációs potenciált, amely meghatározza a galaxisokban lévő testek dinamikáját. A sötétanyag-halók természete a jelenlegi kozmológiai kutatások fontos területe, különösen a galaktikus kialakulással és fejlődéssel való kapcsolata.

A Navarro-Frenk-White profil a sötétanyag-haló széles körben elfogadott, numerikus szimulációkkal meghatározott sűrűségprofilja. A sötét anyag haló tömegsűrűségét az r {\displaystyle r} függvényében ábrázolja.

, a galaktikus középponttól mért távolság függvényében: 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}}}}

ahol r s {\displaystyle r_{s}}}

a modellre jellemző sugár, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

a kritikus sűrűség (H {\displaystyle H}

a Hubble-állandó), és δ c {\displaystyle \delta _{c}}

egy dimenziótlan állandó. A láthatatlan halo-komponens azonban nem terjedhet ki ezzel a sűrűségprofillal a végtelenségig; ez a tömeg számításakor divergáló integrálhoz vezetne. Ez azonban véges gravitációs potenciált biztosít minden r {\displaystyle r}

. A legtöbb elvégezhető mérés viszonylag érzéketlen a külső haló tömegeloszlására. Ez Newton törvényeinek következménye, amelyek kimondják, hogy ha a haló alakja szferoid vagy elliptikus, akkor a haló tömegének nincs nettó gravitációs hatása r {\displaystyle r}

a galaktikus középponttól egy olyan objektumra, amely közelebb van a galaktikus középponthoz, mint r {\displaystyle r}

. Az egyetlen dinamikai változó, amely a halo kiterjedésével kapcsolatos és korlátozható, a szökési sebesség: a leggyorsabban mozgó, még mindig a galaxishoz gravitációsan kötött csillagobjektumok adhatnak egy alsó korlátot a sötét halo külső széleinek tömegprofiljára.