Галактическое гало

Сферический компонент галактики, который простирается за пределы основного, видимого компонента.

Галактическое гало — это протяженный, приблизительно сферический компонент галактики , который простирается за пределы основного видимого компонента. ^[1] Несколько отдельных компонентов галактики составляют ее гало: ^{[2] [3]}

• звездный ореол
• галактическая корона (горячий 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 его влияние на прохождение света от далеких ярких объектов, таких как квазары , которые находятся на линии прямой видимости за пределами рассматриваемой галактики. ^[4]

Компоненты галактического гало

Звездное гало

Звездное гало — это почти сферическая популяция звезд поля и шаровых скоплений . Оно 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 его светимость намного ниже, чем у других компонентов галактики.

Звездное гало Млечного Пути содержит шаровые скопления, звезды типа RR Лиры с низким содержанием металлов и субкарлики . В нашем звездном гало звезды, как правило, старые (большинству из них более 12 миллиардов лет) и бедные металлами, но есть также звездные скопления гало с наблюдаемым содержанием металлов, аналогичным дисковым звездам . Звезды гало Млечного Пути имеют наблюдаемую радиальную дисперсию скоростей около 200 км/с и низкую среднюю скорость вращения около 50 км/с. ^[5] Звездообразование в звездном гало Млечного Пути прекратилось давно. ^[6]

Галактическая корона

Галактическая корона — это распределение газа, простирающееся далеко от центра галактики. Его можно обнаружить по отчетливому спектру излучения, которое он испускает, показывая наличие газа HI (H один, микроволновая линия 21 см) и другие особенности, обнаруживаемые рентгеновской спектроскопией. ^[7]

Гало темной материи

Гало темной материи — это теоретическое распределение темной материи , которое простирается по всей галактике, выходя далеко за пределы ее видимых компонентов. Масса гало темной материи намного больше массы других компонентов галактики. Его существование предполагается для того, чтобы учесть гравитационный потенциал, который определяет динамику тел внутри галактик. Природа гало темной материи является важной областью в современных исследованиях в космологии , в частности, ее связь с образованием и эволюцией галактик . ^[8]

Профиль Наварро–Френка–Уайта — это широко принятый профиль плотности гало темной материи, определенный с помощью численного моделирования. ^[9] Он представляет плотность массы гало темной материи как функцию расстояния от центра галактики: ${\displaystyle r}$

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

где — характерный радиус для модели, — критическая плотность (при этом постоянная Хаббла ), а — безразмерная константа. Однако невидимый компонент гало не может бесконечно расширяться с этим профилем плотности; это привело бы к расходящемуся интегралу при вычислении массы. Однако он обеспечивает конечный гравитационный потенциал для всех . Большинство измерений, которые могут быть сделаны, относительно нечувствительны к распределению массы внешнего гало. Это является следствием законов Ньютона , которые гласят, что если форма гало сфероидальная или эллиптическая, то не будет никакого чистого гравитационного эффекта от массы гало на расстоянии от центра галактики на объект, который находится ближе к центру галактики, чем . Единственной динамической переменной, связанной с протяженностью гало, которая может быть ограничена, является скорость убегания : самые быстро движущиеся звездные объекты, все еще гравитационно связанные с Галактикой, могут дать нижнюю границу профиля массы внешних краев темного гало. ^[10] ${\displaystyle r_{s}}$ ${\displaystyle \rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle \delta _{c}}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle r}$

Формирование галактических гало

Образование звездных гало происходит естественным образом в модели холодной темной материи Вселенной, в которой эволюция систем, таких как гало, происходит снизу вверх, то есть крупномасштабная структура галактик формируется, начиная с малых объектов. Гало, которые состоят как из барионной , так и из темной материи, образуются путем слияния друг с другом. Данные свидетельствуют о том, что образование галактических гало может также быть связано с эффектами повышенной гравитации и наличием первичных черных дыр. ^[11] Газ от слияний гало идет на формирование центральных галактических компонентов, в то время как звезды и темная материя остаются в гало галактики. ^[12]

С другой стороны, считается, что гало Галактики Млечный Путь произошло от Колбасы Геи .

Смотрите также

• Дисковая галактика  – Тип галактической формы
• Галактический балдж  – плотно упакованная группа звезд внутри более крупного образования.
• Галактическая корона  – горячий, ионизированный, газообразный компонент в гало Галактики.
• Галактическая система координат  – небесная система координат в сферических координатах, с Солнцем в качестве центра.
• Формирование и эволюция галактики
• Спиральный рукав  – спиральные области повышенной яркости внутри галактического диска в спиральных галактиках.

Ссылки

1. "Астрономия OpenStax". ОпенСтакс .
2. Хельми, Амина (июнь 2008 г.). «Звездное гало Галактики». The Astronomy and Astrophysics Review . 15 (3): 145–188. arXiv : 0804.0019 . Bibcode : 2008A&ARv..15..145H. doi : 10.1007/s00159-008-0009-6. ISSN  0935-4956. S2CID  2137586.
3. Maoz, Dan (2016). Астрофизика в двух словах . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-16479-3.
4. Август 2020 г., Меган Бартельс 31 (31 августа 2020 г.). «Телескоп Хаббл показал, что гало галактики Андромеды даже массивнее, чем ожидали ученые». Space.com . Получено 01.09.2020 .{{cite web}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
5. Сетти, Джанкарло (30 сентября 1975 г.). Структура и эволюция галактик . D. Reidel Publishing Company. ISBN 978-90-277-0325-5.
6. Джонс, Марк Х. (2015). Введение в галактики и космологию, второе издание . Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-49261-5.
7. Леш, Гарольд (1997). Физика галактических гало .
8. Тейлор, Джеймс Э. (2011). «Гало темной материи изнутри наружу». Advances in Astronomy . 2011 : 604898. arXiv : 1008.4103 . Bibcode : 2011AdAst2011E...6T. doi : 10.1155/2011/604898 . ISSN  1687-7969.
9. Наварро, Хулио Ф.; Френк, Карлос С.; Уайт, Саймон Д.М. (май 1996 г.). «Структура гало холодной темной материи». The Astrophysical Journal . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph/9508025 . Bibcode : 1996ApJ...462..563N. doi : 10.1086/177173. ISSN  0004-637X. S2CID  119007675.
10. Бинни и Тремейн (1987). Галактическая динамика . Издательство Принстонского университета.
11. Уорсли, Эндрю (октябрь 2018 г.). «Достижения в физике черных дыр и моделировании темной материи галактического гало».
12. Золотов, Ади; Уиллман, Бет; Брукс, Элисон М.; Говернато, Фабио; Брук, Крис Б.; Хогг, Дэвид У.; Куинн, Том ; Стинсон, Грег (10.09.2009). «Двойное происхождение звездных гало». The Astrophysical Journal . 702 (2): 1058–1067. arXiv : 0904.3333 . Bibcode : 2009ApJ...702.1058Z. doi : 10.1088/0004-637X/702/2/1058. ISSN  0004-637X. S2CID  16591772.

Внешние ссылки