Галактическое гало

Галактическое гало является расширенной, примерно сферической составляющей галактики , которая простирается за пределы основного, видимого компонента. ^[1] Несколько отдельных компонентов галактик составляют гало: ^{[2] [3]}

• звездное гало
• галактическая коронным (горячая газ , т.е. плазма )
• гало темной материи

Различие между гало и основным телом галактики наиболее отчетливо проявляется в спиральных галактиках , где сферическая форма гало контрастирует с плоским диском . В эллиптической галактике нет резкого перехода между другими компонентами галактики и гало.

Гало можно изучать, наблюдая за его влиянием на прохождение света от далеких ярких объектов, таких как квазары, которые находятся на линии прямой видимости за пределами рассматриваемой галактики. ^[4]

Компоненты галактического гало [ править ]

Звездный ореол [ править ]

Звездное гало представляет собой почти сферическую совокупность звезд поля и шаровых скоплений . Он окружает большинство дисковых галактик, а также некоторые эллиптические галактики типа cD . Небольшая часть (около одного процента) звездной массы галактики находится в звездном гало, что означает, что ее светимость намного ниже, чем у других компонентов галактики.

В Млечном Пути звездных гало содержат глобулярные кластеры, RR Лиры звезду с низким содержанием металла, и субкарлик . Звезды в нашем звездном гало, как правило, старые (возраст большинства из них превышает 12 миллиардов лет) и бедны металлами, но есть также звездные скопления гало с наблюдаемым содержанием металлов, аналогичным звездным дискам . Звезды гало Млечного Пути имеют наблюдаемую дисперсию лучевых скоростей около 200 км / с и низкую среднюю скорость вращения около 50 км / с. ^[5] Звездообразование в звездном гало Млечного Пути давно прекратилось. ^[6]

Галактическая корона [ править ]

Галактическая корона - это скопление газа, простирающееся далеко от центра галактики. Его можно обнаружить по отчетливому спектру излучения, который он излучает, показывая присутствие газа HI (H 1, линия 21 см СВЧ) и другие особенности, обнаруживаемые с помощью рентгеновской спектроскопии. ^[7]

Ореол темной материи [ править ]

Гало темной материи является теоретизировало распределение темной материи , которая простирается по всей галактике , простирающейся далеко за ее видимые компоненты. Масса гало темной материи намного больше массы других компонентов галактики. Его существование выдвигается для того, чтобы учесть гравитационный потенциал, который определяет динамику тел внутри галактик. Природа гало темной материи - важная область текущих исследований в космологии , в частности ее связь с формированием и эволюцией галактик . ^[8]

Профиль Наварро-Френка-белый является широко распространенной профиль плотности гало темной материи , определенной с помощью численного моделирования. ^[9] Он представляет собой плотность массы гало темной материи как функцию расстояния от центра галактики:${\ displaystyle r}$

${\ displaystyle \ rho (r) = {\ frac {\ rho _ {crit} \ delta _ {c}} {(r / r_ {s}) (1 + r / r_ {s}) ^ {2}} }}$

где - характерный радиус для модели, - критическая плотность (при этом постоянная Хаббла ), - безразмерная константа. Однако невидимый компонент гало не может бесконечно распространяться с этим профилем плотности; это привело бы к расходящемуся интегралу при вычислении массы. Однако он обеспечивает конечный гравитационный потенциал для всех . Большинство измерений, которые можно сделать, относительно нечувствительны к распределению масс внешнего гало. Это следствие законов Ньютона , которые гласят, что если форма гало является сфероидальной или эллиптической, то на расстоянии от массы гало не будет чистого гравитационного эффекта.${\ displaystyle r_ {s}}$${\ Displaystyle \ rho _ {крит} = 3H ^ {2} / 8 \ pi G}$${\ displaystyle H}$${\ displaystyle \ delta _ {c}}$${\ displaystyle r}$${\ displaystyle r}$от центра Галактики на объект, который ближе к центру Галактики, чем . Единственная динамическая переменная, связанная с протяженностью гало, которая может быть ограничена, - это скорость убегания : самые быстро движущиеся звездные объекты, все еще гравитационно связанные с Галактикой, могут дать нижнюю границу профиля масс внешних краев темного гало. ^[10]${\ displaystyle r}$

Формирование галактических гало [ править ]

Формирование звездных гало происходит естественным образом в модели Вселенной с холодной темной материей, в которой эволюция таких систем, как гало, происходит снизу вверх, что означает, что крупномасштабная структура галактик формируется, начиная с небольших объектов. Гало, состоящие как из барионной, так и из темной материи, образуются путем слияния друг с другом. Факты свидетельствуют о том, что образование галактических гало также может быть связано с эффектами повышенной гравитации и присутствием первичных черных дыр. ^[11] Газ от слияния гало направляется на формирование центральных галактических компонентов, в то время как звезды и темная материя остаются в галактическом гало. ^[12]

С другой стороны, считается, что гало Галактики Млечный Путь происходит от Колбасы Гайи .

См. Также [ править ]

• Дисковая галактика  - галактика, характеризующаяся сплющенным круговым объемом звезд, который может включать центральную выпуклость.
• Галактический балдж  - плотно упакованная группа звезд в более крупном образовании.
• Галактическая корона  - горячий ионизированный газовый компонент в гало Галактики.
• Галактическая система координат  - небесная система координат в сферических координатах с Солнцем в центре.
• Формирование и эволюция галактик  - процессы, которые сформировали неоднородную Вселенную с однородного начала, формирование первых галактик, способ изменения галактик с течением времени.
• Спиральный рукав  - области звезд, выходящие из центра спиральных и спиральных галактик с перемычкой.

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]