Galaktisk halo

StjärnhaloEdit

Stjärnhalon är en nästan sfärisk population av fältstjärnor och klotformiga kluster. Den omger de flesta skivgalaxer samt vissa elliptiska galaxer av typ cD. En liten mängd (cirka en procent) av en galaxs stjärnmassa finns i stjärnhalon, vilket innebär att dess luminositet är mycket lägre än andra komponenter i galaxen.

Miljövägens stjärnhalo innehåller klotformiga kluster, RR Lyrae-stjärnor med lågt metallinnehåll och subdvärgar. Stjärnorna i vår stjärnhalo tenderar att vara gamla (de flesta är äldre än 12 miljarder år) och metallfattiga, men det finns också stjärnkluster i halo med observerat metallinnehåll som liknar skivstjärnor. Halostjärnorna i Vintergatan har en observerad radialhastighetsspridning på cirka 200 km/s och en låg genomsnittlig rotationshastighet på cirka 50 km/s. Stjärnbildningen i Vintergatans stjärnhalo upphörde för länge sedan.

Galaktisk koronaEdit

En galaktisk korona är en fördelning av gas som sträcker sig långt bort från galaxens centrum. Den kan upptäckas genom det distinkta emissionsspektrum som den avger och som visar förekomsten av HI-gas (H one, 21 cm mikrovågslinje) och andra egenskaper som kan upptäckas med hjälp av röntgenspektroskopi.

Halo av mörk materiaRedigera

Halon av mörk materia är en teoretiserad fördelning av mörk materia som sträcker sig över hela galaxen och som sträcker sig långt bortom dess synliga beståndsdelar. Massan i den mörka materiens halo är mycket större än massan i galaxens övriga beståndsdelar. Man antar att den existerar för att förklara den gravitationspotential som bestämmer dynamiken hos kroppar i galaxer. Halos av mörk materia är ett viktigt område inom den nuvarande kosmologiska forskningen, särskilt när det gäller dess relation till galaktisk bildning och utveckling.

Navarro-Frenk-White-profilen är en allmänt accepterad täthetsprofil för halon av mörk materia som bestämts med hjälp av numeriska simuleringar. Den representerar massatätheten hos halon av mörk materia som en funktion av r {\displaystyle r}.

, avståndet från det galaktiska centrumet: 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}}}}

varvid r s {\displaystyle r_{s}}

är en karakteristisk radie för modellen, ρ c r i t = 3 H 2 / 8 π G {\displaystyle \rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G}

är den kritiska densiteten (med H {\displaystyle H}

är Hubblekonstanten), och δ c {\displaystyle \delta _{c}}

är en dimensionslös konstant. Den osynliga halokomponenten kan dock inte sträcka sig med denna densitetsprofil i all oändlighet; detta skulle leda till en divergerande integral när man beräknar massan. Den ger dock en ändlig gravitationspotential för alla r {\displaystyle r}

. De flesta mätningar som kan göras är relativt okänsliga för den yttre halons massfördelning. Detta är en följd av Newtons lagar, som säger att om haloens form är sfärisk eller elliptisk kommer det inte att finnas någon nettogravitationseffekt från halomassan på ett avstånd r {\displaystyle r}

från det galaktiska centrumet på ett objekt som är närmare det galaktiska centrumet än r {\displaystyle r}

. Den enda dynamiska variabel som är relaterad till halons utbredning och som kan begränsas är flykthastigheten: de snabbast rörliga stjärnobjekten som fortfarande är gravitationellt bundna till galaxen kan ge en nedre gräns för massprofilen i den mörka halons ytterkanter.