Haloul galactic

Haloul stelarEdit

Haloul stelar este o populație aproape sferică de stele de câmp și de roiuri globulare. Acesta înconjoară majoritatea galaxiilor disc, precum și unele galaxii eliptice de tip cD. O cantitate mică (aproximativ un procent) din masa stelară a unei galaxii rezidă în haloul stelar, ceea ce înseamnă că luminozitatea sa este mult mai mică decât a altor componente ale galaxiei.

Haloul stelar al Căii Lactee conține roiuri globulare, stele RR Lyrae cu un conținut scăzut de metal și subdwarfe. Stelele din haloul nostru stelar tind să fie vechi (majoritatea au o vechime mai mare de 12 miliarde de ani) și sărace în metal, dar există, de asemenea, clustere stelare din halo cu un conținut de metal observat similar cu cel al stelelor de pe disc. Stelele haloului din Calea Lactee au o dispersie a vitezei radiale observată de aproximativ 200 km/s și o viteză medie de rotație scăzută de aproximativ 50 km/s. Formarea stelelor în haloul stelar al Căii Lactee a încetat cu mult timp în urmă.

Coroana galacticăEdit

O coroană galactică este o distribuție de gaz care se extinde la mare distanță de centrul galaxiei. Ea poate fi detectată prin spectrul de emisie distinct pe care îl emite, arătând prezența gazului HI (H unu, linia de microunde de 21 cm) și alte caracteristici detectabile prin spectroscopie cu raze X.

Haloul de materie întunecatăEdit

Haloul de materie întunecată este o distribuție teoretică de materie întunecată care se întinde de-a lungul galaxiei, extinzându-se mult dincolo de componentele sale vizibile. Masa haloului de materie întunecată este mult mai mare decât masa celorlalte componente ale galaxiei. Existența sa este emisă ca ipoteză pentru a explica potențialul gravitațional care determină dinamica corpurilor din galaxii. Natura halourilor de materie întunecată este un domeniu important în cercetarea actuală în cosmologie, în special în ceea ce privește relația sa cu formarea și evoluția galactică.

Profilul Navarro-Frenk-White este un profil de densitate al halourilor de materie întunecată larg acceptat, determinat prin simulări numerice. Acesta reprezintă densitatea de masă a haloului de materie întunecată în funcție de r {\displaystyle r}.

, distanța față de centrul galactic: 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}}}}

unde r s {\displaystyle r_{s}}

este o rază caracteristică pentru model, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

este densitatea critică (cu H {\displaystyle H}

fiind constanta lui Hubble), iar δ c {\displaystyle \delta _{c}}

este o constantă adimensională. Cu toate acestea, componenta invizibilă a haloului nu se poate extinde cu acest profil de densitate la nesfârșit; acest lucru ar duce la o integrală divergentă la calcularea masei. Totuși, aceasta oferă un potențial gravitațional finit pentru toți r {\displaystyle r}

. Majoritatea măsurătorilor care pot fi efectuate sunt relativ insensibile la distribuția masei haloului exterior. Aceasta este o consecință a legilor lui Newton, care afirmă că, dacă forma haloului este sferoidală sau eliptică, nu va exista niciun efect gravitațional net din partea masei haloului la o distanță r {\displaystyle r}

de la centrul galactic asupra unui obiect care se află mai aproape de centrul galactic decât r {\displaystyle r}.

. Singura variabilă dinamică legată de întinderea haloului care poate fi constrânsă este viteza de evadare: obiectele stelare care se mișcă cel mai rapid și care sunt încă legate gravitațional de galaxie pot oferi o limită inferioară a profilului de masă al marginilor exterioare ale haloului întunecat.