Galactische halo

Stellaire haloEdit

De stellaire halo is een bijna bolvormige populatie van veldsterren en bolvormige sterrenhopen. Hij omringt de meeste schijfstelsels en sommige elliptische stelsels van het type cD. Een kleine hoeveelheid (ongeveer één procent) van de stellaire massa van een melkwegstelsel bevindt zich in de stellaire halo, wat betekent dat de lichtkracht ervan veel lager is dan die van andere componenten van het melkwegstelsel.

De stellaire halo van de Melkweg bevat bolvormige sterrenhopen, RR Lyrae-sterren met een laag metaalgehalte, en subdwarfs. Sterren in onze stellaire halo zijn meestal oud (de meeste zijn ouder dan 12 miljard jaar) en metaalarm, maar er zijn ook halo sterrenhopen met waargenomen metaalgehaltes die vergelijkbaar zijn met die van schijfsterren. De halosterren van de Melkweg hebben een waargenomen radiale snelheidsspreiding van ongeveer 200 km/s en een lage gemiddelde omwentelingssnelheid van ongeveer 50 km/s. De stervorming in de stellaire halo van de Melkweg is lang geleden gestopt.

Galactische coronaEdit

Een galactische corona is een verdeling van gas dat zich ver van het centrum van het melkwegstelsel uitstrekt. Het kan worden gedetecteerd door het duidelijke emissiespectrum dat het afgeeft, met de aanwezigheid van HI-gas (H one, 21 cm microgolflijn) en andere kenmerken die met röntgenspectroscopie kunnen worden gedetecteerd.

Donkere materie haloEdit

De donkere materie halo is een getheoretiseerde verdeling van donkere materie die zich uitstrekt over het hele melkwegstelsel en zich uitstrekt tot ver voorbij de zichtbare componenten. De massa van de donkere materie halo is veel groter dan de massa van de andere componenten van het melkwegstelsel. Het bestaan ervan wordt verondersteld om het gravitatiepotentieel te verklaren dat de dynamica van lichamen in melkwegstelsels bepaalt. De aard van donkere materie halo’s is een belangrijk gebied in het huidige onderzoek in de kosmologie, in het bijzonder de relatie met galactische vorming en evolutie.

Het Navarro-Frenk-White profiel is een algemeen aanvaard dichtheidsprofiel van de donkere materie halo bepaald door numerieke simulaties. Het geeft de massadichtheid van de donkere materie halo weer als een functie van r {\displaystyle r}

, de afstand tot het galactisch centrum: 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}}}}

waarbij r s {{{crit}}{(1+r/r_{s})^{2}}}}

waarbij r s {{{crit}}}{(1+r/r_{s})^{2}}

een karakteristieke straal is voor het model, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

is de kritische dichtheid (met H {{Displaystyle H}

de Hubble-constante is), en δ c {\displaystyle \delta _{c}}

is een dimensieloze constante. De onzichtbare halocomponent kan zich echter niet oneindig met dit dichtheidsprofiel uitbreiden; dit zou leiden tot een divergerende integraal bij het berekenen van de massa. Het levert echter wel een eindige gravitatiepotentiaal op voor alle r

. De meeste metingen die gedaan kunnen worden zijn relatief ongevoelig voor de massaverdeling van de buitenste halo. Dit is een gevolg van de wetten van Newton, die stellen dat als de vorm van de halo sferoïdaal of elliptisch is, er geen netto gravitatie-effect zal zijn van de halomassa op een afstand r {\displaystyle r}

van het galactisch centrum op een object dat dichter bij het galactisch centrum staat dan r {{\displaystyle r}

. De enige dynamische variabele met betrekking tot de omvang van de halo die kan worden beperkt, is de ontsnappingssnelheid: de snelst bewegende stellaire objecten die nog steeds gravitationeel aan het Melkwegstelsel zijn gebonden, kunnen een ondergrens geven aan het massaprofiel van de buitenranden van de donkere halo.