Alone galattico

Alone stellareModifica

L’alone stellare è una popolazione quasi sferica di stelle di campo e ammassi globulari. Circonda la maggior parte delle galassie a disco e alcune galassie ellittiche di tipo cD. Una bassa quantità (circa l’uno per cento) della massa stellare di una galassia risiede nell’alone stellare, il che significa che la sua luminosità è molto più bassa rispetto alle altre componenti della galassia.

L’alone stellare della Via Lattea contiene ammassi globulari, stelle RR Lyrae con basso contenuto di metallo e subnane. Le stelle nel nostro alone stellare tendono ad essere vecchie (la maggior parte ha più di 12 miliardi di anni) e povere di metallo, ma ci sono anche ammassi di stelle dell’alone con un contenuto di metallo simile alle stelle del disco. Le stelle dell’alone della Via Lattea hanno una dispersione di velocità radiale di circa 200 km/s e una bassa velocità media di rotazione di circa 50 km/s. La formazione di stelle nell’alone stellare della Via Lattea è cessata molto tempo fa.

Corona galatticaModifica

Una corona galattica è una distribuzione di gas che si estende lontano dal centro della galassia. Può essere rilevata dal distinto spettro di emissione che emette, mostrando la presenza di gas HI (H uno, linea a microonde da 21 cm) e altre caratteristiche rilevabili dalla spettroscopia a raggi X.

Alo di materia oscuraModifica

L’alone di materia oscura è una distribuzione teorizzata di materia oscura che si estende in tutta la galassia, ben oltre le sue componenti visibili. La massa dell’alone di materia oscura è molto più grande della massa delle altre componenti della galassia. La sua esistenza è ipotizzata per rendere conto del potenziale gravitazionale che determina la dinamica dei corpi all’interno delle galassie. La natura degli aloni di materia oscura è un’area importante nella ricerca attuale in cosmologia, in particolare la sua relazione con la formazione e l’evoluzione galattica.

Il profilo Navarro-Frenk-White è un profilo di densità ampiamente accettato dell’alone di materia oscura determinato attraverso simulazioni numeriche. Esso rappresenta la densità di massa dell’alone di materia oscura in funzione di r {displaystyle r}

, la distanza dal centro galattico: 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}}}}

dove r s {displaystyle r_{s}

è un raggio caratteristico per il modello, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

è la densità critica (con H {displaystyle H}

è la costante di Hubble), e δ c {displaystyle \delta _{c}

è una costante adimensionale. La componente invisibile dell’alone non può estendersi con questo profilo di densità all’infinito, comunque; questo porterebbe ad un integrale divergente quando si calcola la massa. Tuttavia, essa fornisce un potenziale gravitazionale finito per tutti gli r {displaystyle r}

. La maggior parte delle misurazioni che possono essere fatte sono relativamente insensibili alla distribuzione della massa dell’alone esterno. Questa è una conseguenza delle leggi di Newton, che affermano che se la forma dell’alone è sferoidale o ellittica non ci sarà alcun effetto gravitazionale netto dalla massa dell’alone ad una distanza r {displaystyle r}

dal centro galattico su un oggetto che è più vicino al centro galattico di r {displaystyle r}

. L’unica variabile dinamica legata all’estensione dell’alone che può essere vincolata è la velocità di fuga: gli oggetti stellari più veloci ancora legati gravitazionalmente alla Galassia possono dare un limite inferiore al profilo di massa dei bordi esterni dell’alone scuro.