Halo galáctico

Halo estelarEditar

O halo estelar é uma população quase esférica de estrelas de campo e aglomerados globulares. Ele envolve a maioria das galáxias de disco, bem como algumas galáxias elípticas do tipo cD. Uma baixa quantidade (cerca de um por cento) da massa estelar de uma galáxia reside no halo estelar, o que significa que sua luminosidade é muito menor que outros componentes da galáxia.

O halo estelar da Via Láctea contém aglomerados globulares, estrelas RR Lyrae com baixo conteúdo de metal, e subwarfs. Estrelas em nosso halo estelar tendem a ser antigas (a maioria tem mais de 12 bilhões de anos) e pobres em metal, mas também há aglomerados de estrelas halo com conteúdo de metal observado semelhante a estrelas de disco. As estrelas auréolas da Via Láctea têm uma dispersão de velocidade radial observada de cerca de 200 km/s e uma baixa velocidade média de rotação de cerca de 50 km/s. A formação de estrelas no halo estelar da Via Láctea cessou há muito tempo.

CoronaEdit galáctica

Uma corona galáctica é uma distribuição de gás que se estende muito longe do centro da galáxia. Pode ser detectada pelo espectro de emissão distinto que emite, mostrando a presença de gás HI (linha H um, 21 cm de microondas) e outras características detectáveis por espectroscopia de raios X.

HaloEdit de matéria escura

O halo de matéria escura é uma distribuição teorizada de matéria escura que se estende por toda a galáxia estendendo-se muito além dos seus componentes visíveis. A massa do halo de matéria escura é muito maior do que a massa dos outros componentes da galáxia. A sua existência é hipotética a fim de explicar o potencial gravitacional que determina a dinâmica dos corpos dentro das galáxias. A natureza dos halos de matéria escura é uma área importante na pesquisa atual em cosmologia, em particular sua relação com a formação galáctica e evolução.

O perfil Navarro-Frenk-White é um perfil de densidade amplamente aceito do halo de matéria escura determinado através de simulações numéricas. Ele representa a densidade de massa do halo de matéria escura em função do r {\displaystyle r}.

, a distância do centro galáctico: ρ ( r ) = ρ c r i t δ c ( r / r s ) ( 1 + r / r s ) 2 {\displaystyle \rho (r)={\frac {\delta _{c}}{(r/r_{s})(1+r/r_{s})^{2}}}}

where r s {\i}displaystyle r_{s}}

é um raio característico do modelo, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\i}displaystyle {\i}rho _{\i}=3H^{\i}/8\i G}

é a densidade crítica (com H {\i1}displaystyle H}

sendo a constante Hubble), e δ c {\i1}displaystyle {\i}delta _{c}

é uma constante sem dimensão. O componente halo invisível não pode estender-se com este perfil de densidade indefinidamente, no entanto; isto levaria a um integral divergente ao calcular a massa. No entanto, ela fornece um potencial gravitacional finito para todos os r {\i1}doisplaystyle r}.

. A maioria das medidas que podem ser feitas são relativamente insensíveis à distribuição de massa da auréola externa. Isto é uma consequência das leis de Newton, que afirmam que se a forma da auréola for esferoidal ou elíptica não haverá efeito gravitacional líquido da massa da auréola a uma distância r {\i1}displaystyle r

do centro galáctico sobre um objecto que está mais próximo do centro galáctico do que r {\i1}displaystyle r

. A única variável dinâmica relacionada com a extensão do halo que pode ser restringida é a velocidade de fuga: os objectos estelares de movimento mais rápido ainda gravitacionalmente ligados à Galáxia podem dar um limite inferior no perfil de massa dos bordos exteriores do halo escuro.