Halo galaktyczne

Halo gwiezdneEdit

Halo gwiezdne jest prawie kulistą populacją gwiazd polowych i gromad kulistych. Otacza ono większość galaktyk dyskowych, jak również niektóre galaktyki eliptyczne typu cD. Niewielka ilość (około jeden procent) masy gwiazdowej galaktyki rezyduje w halo gwiezdnym, co oznacza, że jego jasność jest znacznie niższa niż innych składników galaktyki.

Halo gwiezdne Drogi Mlecznej zawiera gromady kuliste, gwiazdy RR Lyrae o niskiej zawartości metalu oraz podkarły. Gwiazdy w naszym halo gwiazdowym są zazwyczaj stare (większość z nich ma więcej niż 12 miliardów lat) i ubogie w metal, ale istnieją również gromady gwiazd w halo z obserwowaną zawartością metalu podobną do gwiazd dyskowych. Gwiazdy halo Drogi Mlecznej mają obserwowaną dyspersję prędkości radialnej około 200 km/s i niską średnią prędkość rotacji około 50 km/s. Tworzenie gwiazd w gwiezdnym halo Drogi Mlecznej ustało dawno temu.

Korona galaktycznaEdit

Korona galaktyczna to rozkład gazu rozciągający się daleko od centrum galaktyki. Można ją wykryć dzięki wyraźnemu widmu emisyjnemu, które wydziela, wskazującemu na obecność gazu HI (H one, linia mikrofalowa 21 cm) i inne cechy wykrywalne przez spektroskopię rentgenowską.

Halo ciemnej materiiEdit

Halo ciemnej materii jest teoretycznie występującym w całej galaktyce rozkładem ciemnej materii, rozciągającym się daleko poza jej widoczne składniki. Masa halo ciemnej materii jest znacznie większa niż masa pozostałych składników galaktyki. Jego istnienie jest hipotezowane w celu wyjaśnienia potencjału grawitacyjnego, który determinuje dynamikę ciał wewnątrz galaktyk. Natura halo ciemnej materii jest ważnym obszarem w obecnych badaniach w kosmologii, w szczególności jej związek z formowaniem się i ewolucją galaktyk.

Profil Navarro-Frenk-White jest powszechnie akceptowanym profilem gęstości halo ciemnej materii wyznaczonym poprzez symulacje numeryczne. Przedstawia on gęstość masy halo ciemnej materii jako funkcję r {{displaystyle r}}

, odległości od centrum galaktyki: ρ ( r ) = ρ c r i t δ c ( r / r s ) ( 1 + r / r s ) 2 {displaystyle ρrho (r)={frac {{crit}}}{(r/r_{s})(1+r/r_{s})^{2}}}}

gdzie r s {{s}}

jest promieniem charakterystycznym dla modelu, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {{displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

jest gęstością krytyczną (z H {{displaystyle H}

jest stałą Hubble’a), a δ c {{displaystyle \delta _{c}}

jest bezwymiarową stałą. Niewidzialny składnik halo nie może jednak rozciągać się z tym profilem gęstości w nieskończoność; prowadziłoby to do rozbieżnej całki przy obliczaniu masy. Zapewnia on jednak skończony potencjał grawitacyjny dla wszystkich r {{displaystyle r}}.

. Większość pomiarów, które można wykonać, jest stosunkowo mało wrażliwa na rozkład masy zewnętrznego halo. Jest to konsekwencją praw Newtona, które mówią, że jeśli kształt halo jest sferoidalny lub eliptyczny, to nie będzie efektu grawitacyjnego netto od masy halo w odległości r {{displaystyle r}

od centrum galaktyki na obiekt, który jest bliżej centrum galaktyki niż r {displaystyle r}

. Jedyną zmienną dynamiczną związaną z rozległością halo, która może być wyznaczona, jest prędkość ucieczki: najszybciej poruszające się obiekty gwiazdowe, wciąż związane grawitacyjnie z Galaktyką, mogą dać dolne ograniczenie na profil masy zewnętrznych krawędzi ciemnego halo.