Галактическое гало

Сферический компонент галактики, выходящий за пределы основного видимого компонента.

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

• звездное гало
• галактическая корона (горячий газ , т.е. плазма )
• гало темной материи

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

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

Компоненты галактического гало

Звездное гало

Звездное гало представляет собой почти сферическую совокупность звезд поля и шаровых скоплений . Она окружает большинство дисковых галактик, а также некоторые эллиптические галактики типа cD . Незначительная часть (около одного процента) звездной массы галактики находится в звездном гало, а это означает, что ее 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 бедны металлами, но есть также звездные скопления в гало с наблюдаемым содержанием металлов, подобным звездам диска . 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

Галактическая корона — это распределение газа, простирающееся далеко от центра галактики. Его можно обнаружить по отчетливому спектру излучения, который он испускает, показывающему наличие газа HI (H one, микроволновая линия 21 см) и других особенностей, обнаруживаемых с помощью рентгеновской спектроскопии. ^[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 превышает массу других компонентов галактики. Его существование предполагается для того, чтобы объяснить гравитационный потенциал, который определяет динамику тел внутри галактик. Природа гало темной материи является важной областью современных исследований в области космологии , в частности ее связи с формированием и эволюцией галактик . ^[8]

Профиль Наварро-Френка-Уайта представляет собой широко распространенный профиль плотности гало темной материи, определенный посредством численного моделирования. ^[9] Он представляет плотность массы гало темной материи как функцию расстояния от галактического центра: ${\displaystyle r}$

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

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

Образование галактических гало

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

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

Смотрите также

• Дисковая галактика  - тип галактической формы.
• Галактическая выпуклость  - плотно упакованная группа звезд внутри более крупного образования.
• Галактическая корона  - горячий ионизированный газообразный компонент галактического гало.
• Галактическая система координат  - Небесная система координат в сферических координатах с Солнцем в центре.
• Формирование и эволюция галактик
• Спиральный рукав  - спиральные области повышенной яркости внутри галактического диска в спиральных галактиках.

Рекомендации

1. "Астрономия OpenStax". ОпенСтакс .
2. Хельми, Амина (июнь 2008 г.). «Звездное гало Галактики». Обзор астрономии и астрофизики . 15 (3): 145–188. arXiv : 0804.0019 . Бибкод : 2008A&ARv..15..145H. дои : 10.1007/s00159-008-0009-6. ISSN  0935-4956. S2CID  2137586.
3. Маоз, Дэн (2016). Коротко об астрофизике . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-16479-3.
4. Август 2020 г., Меган Бартельс 31 (31 августа 2020 г.). «Гало галактики Андромеды даже более массивно, чем ожидали ученые, показывает телескоп Хаббл». Space.com . Проверено 1 сентября 2020 г.{{cite web}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
5. Сетти, Джанкарло (30 сентября 1975 г.). Строение и эволюция галактик . Издательство Д. Рейделя. ISBN 978-90-277-0325-5.
6. Джонс, Марк Х. (2015). Введение в галактики и космологию, второе издание . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-49261-5.
7. Леш, Гарольд (1997). Физика галактических гало .
8. Тейлор, Джеймс Э. (2011). «Ореолы темной материи изнутри». Достижения астрономии . 2011 : 604898. arXiv : 1008.4103 . Бибкод : 2011AdAst2011E...6T. дои : 10.1155/2011/604898 . ISSN  1687-7969.
9. Наварро, Хулио Ф.; Френк, Карлос С.; Уайт, Саймон Д.М. (май 1996 г.). «Структура холодных ореолов темной материи». Астрофизический журнал . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph/9508025 . Бибкод : 1996ApJ...462..563N. дои : 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 области физики черных дыр и моделирования темной материи галактического гало».
12. Золотов, Ади; Уиллман, Бет; Брукс, Элисон М.; Говернато, Фабио; Брук, Крис Б.; Хогг, Дэвид В.; Куинн, Том ; Стинсон, Грег (10 сентября 2009 г.). «Двойное происхождение звездных ореолов». Астрофизический журнал . 702 (2): 1058–1067. arXiv : 0904.3333 . Бибкод : 2009ApJ...702.1058Z. дои : 10.1088/0004-637X/702/2/1058. ISSN  0004-637X. S2CID  16591772.

Внешние ссылки