銀河系ハロー

恒星ハロー編集部

恒星ハローは、ほぼ球状の野原星や球状星団の集団である。 ほとんどの円盤銀河とcD型楕円銀河を取り囲んでいます。

天の川銀河の恒星ハローには、球状星団、金属含有量の少ないこと座RR星、そして亜矮星などが存在します。 恒星ハローに含まれる星は、ほとんどが120億年以上前の古い星で、金属含有量が少ない傾向がありますが、円盤星に近い金属含有量を持つハロー星団も観測されています。 天の川銀河のハロー星は、半径方向速度分散が約200km/sで、平均自転速度が約50km/sと低いことが観測されています。

銀河コロナ編集部

銀河コロナとは、銀河の中心から遠く離れたところに広がるガスの分布のことである。

暗黒物質ハロー編集

暗黒物質ハローは、銀河系全体に広がる暗黒物質の分布で、可視成分をはるかに超えて広がっているという説がある。 暗黒物質ハローの質量は、銀河の他の構成要素の質量よりはるかに大きい。 暗黒物質ハローの存在は、銀河内の天体のダイナミクスを決定する重力ポテンシャルを説明するために仮定されたものである。

ナバロ-フレンク-ホワイトプロファイルは、数値シミュレーションによって決定された暗黒物質ハローの密度プロファイルで、広く受け入れられているものである。 これは暗黒物質ハローの質量密度をrの関数として表したものである{displaystyle r}。

, 銀河中心からの距離: 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}}}} { {{prac {} ro_{s}} ◇{prac {} ro_{s}} ◇{prac {} r_{s}} ◇{prac {} r_{s}} ◇{prac {} r_{s})(1+r/r_{s})

where r s {}displaystyle r_{s}} {}があるとき。

はモデルの特性半径、 ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8π G} はモデル半径。

is critical density (with H {displaystyle H}, H}{displaystyle H}).

はハッブル定数）、δ c {displaystyle \delta _{c}} は

は無次元定数である。 しかし、見えないハロー成分はこの密度分布のまま無限に広がることはできず、質量を計算するときに積分が発散することになる。 しかし、すべてのrに対して有限の重力ポテンシャルを提供する{displaystyle r}。

. ほとんどの測定は、外側のハローの質量分布に比較的敏感ではありません。 これはニュートンの法則の結果であり、ハローの形状が球状または楕円状であれば、距離r{displaystyle r}のハローの質量による正味の重力効果はないことを述べている。

銀河の中心からr {displaystyle r}よりも近い天体では、銀河の中心から

となる。

. 銀河系に重力的に結合している最も速く移動する恒星は、ダークハローの外縁部の質量分布の下限を与えることができます。