Galaktisk glorie - Galactic halo

En galaktisk glorie er en forlenget, omtrent sfærisk komponent i en galakse som strekker seg utover den viktigste, synlige komponenten. Flere forskjellige komponenter i galakser omfatter haloen:

• det fremragende halogen
• den galaktiske koronaen (varm gass , dvs. et plasma )
• den mørke materiens glorie

Skillet mellom glorien og galaksenes hovedlegeme er tydeligst i spiralgalakser , hvor haloens sfæriske form står i kontrast til den flate skiven . I en elliptisk galakse er det ingen skarp overgang mellom de andre komponentene i galaksen og glorie.

En glorie kan studeres ved å observere dens effekt på lysets passasje fra fjerne lyse objekter som kvasarer som er i siktlinje utenfor den aktuelle galaksen.

Komponenter i den galaktiske glorie

Fantastisk glorie

Stjernehimmelen er en nesten sfærisk populasjon av feltstjerner og kulehoper . Den omgir de fleste diskgalakser så vel som noen elliptiske galakser av type cD . En lav mengde (omtrent en prosent) av en galakses stjernemasse ligger i stjernens glorie, noe som betyr at lysstyrken er mye lavere enn andre komponenter i galaksen.

Den Melkeveiens stjerne glorie inneholder kulehoper, RR Lyrae stjerner med lavt metallinnhold, og subdwarfs . Stjerner i stjernens glorie har en tendens til å være gamle (de fleste er større enn 12 milliarder år gamle) og metallfattige, men det er også halo-stjerneklynger med observert metallinnhold som ligner på diskstjerner . Halo -stjernene i Melkeveien har en observert radialhastighetsspredning på omtrent 200 km/s og en lav gjennomsnittlig rotasjonshastighet på omtrent 50 km/s. Stjernedannelsen i stjernens glorie i Melkeveien opphørte for lenge siden.

Galaktisk korona

En galaktisk korona er en fordeling av gass som strekker seg langt unna sentrum av galaksen. Det kan detekteres av det distinkte utslippsspekteret det avgir, og viser tilstedeværelsen av HI-gass (H one, 21 cm mikrobølgeledning) og andre funksjoner som kan påvises ved røntgenspektroskopi.

Mørk materie -glorie

Den mørk materie halogen er en teori om fordeling av mørkt materiale som strekker seg over hele galaksen som strekker seg langt utover dens synlige komponenter. Massen til den mørke materiens glorie er langt større enn massen til de andre komponentene i galaksen. Dens eksistens er hypotetisert for å redegjøre for gravitasjonspotensialet som bestemmer dynamikken i kropper i galakser. Naturen til mørke materier er et viktig område i dagens forskning innen kosmologi , spesielt forholdet til galaktisk dannelse og evolusjon .

Den Navarro-Frenk-White-profil er et allment akseptert tetthetsprofil av den mørke materie halogen bestemmes ved numeriske simuleringer. Den representerer massetettheten til halo av mørkt materiale som en funksjon av avstanden fra det galaktiske sentrum: ${\ displaystyle r}$

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

hvor er en karakteristisk radius for modellen, er den kritiske tettheten (med å være Hubble -konstanten ), og er en dimensjonsløs konstant. Den usynlige halokomponenten kan imidlertid ikke utvides med denne tetthetsprofilen på ubestemt tid; Dette vil føre til en divergerende integral ved beregning av masse. Det gir imidlertid et begrenset gravitasjonspotensial for alle . De fleste målinger som kan gjøres er relativt ufølsomme for den ytre halos massefordeling. Dette er en konsekvens av Newtons lover , som sier at hvis haloens form er sfærisk eller elliptisk, vil det ikke være noen netto gravitasjonseffekt fra halomasse en avstand fra det galaktiske sentrum på et objekt som er nærmere det galaktiske sentrum enn . Den eneste dynamiske variabelen relatert til omfanget av glorien som kan begrenses er rømningshastigheten : de raskest bevegelige stjerneobjektene som fortsatt er gravitasjonelt bundet til galaksen, kan gi en nedre grense på masseprofilen til de ytre kantene av den mørke haloen. ${\ displaystyle r_ {s}}$${\ displaystyle \ rho _ {crit} = 3H^{2}/8 \ pi G}$${\ displaystyle H}$${\ displaystyle \ delta _ {c}}$${\ displaystyle r}$${\ displaystyle r}$${\ displaystyle r}$

Dannelse av galaktiske glorier

Dannelsen av stjernegaller skjer naturlig i en kald mørk materiemodell av universet der utviklingen av systemer som haloer skjer fra bunnen opp, noe som betyr at storskalastrukturen til galakser dannes med små objekter. Haloer, som består av både baryonisk og mørk materie, dannes ved å smelte sammen med hverandre. Bevis tyder på at dannelsen av galaktiske glorier også kan skyldes effekten av økt tyngdekraft og tilstedeværelsen av ur -sorte hull. Gassen fra halosammenslåinger går mot dannelsen av de sentrale galaktiske komponentene, mens stjerner og mørkt materiale forblir i den galaktiske haloen.

På den annen side antas halo av Melkeveiens galakse å stamme fra Gaia -pølsen .

Se også

• Diskgalakse  - Type galaktisk form
• Galaktisk bule  - Tettpakket gruppe stjerner innenfor en større formasjon
• Galaktisk korona  - Varm, ionisert, gassformig komponent i den galaktiske glorie
• Galaktisk koordinatsystem  - Himmelsk koordinatsystem i sfæriske koordinater, med Solen som sentrum
• Galakseformasjon og evolusjon  - fra en homogen begynnelse, dannelsen av de første galakser, måten galakser endres over tid
• Spiralarm  - Regioner av stjerner som strekker seg fra sentrum av spiral- og sperrede spiralgalakser

Referanser

Eksterne linker