Галактическое гало - Galactic halo

А галактическое гало представляет собой протяженный, примерно сферический компонент галактики, который выходит за пределы основного видимого компонента.[1] Несколько отдельных компонентов галактик составляют гало:[2][3]

Различие между гало и основным телом галактики наиболее отчетливо видно на спиральные галактики, где сферическая форма ореола контрастирует с плоской диск. В эллиптическая галактика, резкого перехода между другими компонентами галактики и гало нет.

Ореол можно изучить, наблюдая его влияние на прохождение света от далеких ярких объектов, таких как квазары которые находятся на прямой видимости за пределами рассматриваемой галактики.[4]

Компоненты галактического гало

Звездный ореол

Звездное гало представляет собой почти сферическую совокупность звезд поля и шаровые скопления. Он окружает большинство дисковых галактик, а также некоторые эллиптические галактики тип 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 Млечный Путь звездный гало содержит шаровые скопления, RR Lyrae звезды с низким содержанием металлов, и субкарлики. 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 дисковые звезды. 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 скопление газа, простирающееся далеко от центра галактики. Его можно обнаружить по отчетливому спектру излучения, который он излучает, показывая наличие Газ HI (H one, линия СВЧ 21 см) и другие особенности, обнаруживаемые с помощью рентгеновской спектроскопии.[7]

Ореол темной материи

В ореол темной материи теоретическое распределение темная материя которая простирается по всей галактике и выходит далеко за пределы ее видимых компонентов. 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 космология, в частности его отношение к галактическое образование и эволюция.[8]

В Наварро – Френк – Уайт профиль представляет собой широко распространенный профиль плотности гало темной материи, определенный с помощью численного моделирования.[9] Он представляет собой массовую плотность гало темной материи как функцию , расстояние от центра Галактики:

куда - характерный радиус модели, - критическая плотность (с будучи Постоянная Хаббла ), и - безразмерная постоянная. 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 Законы Ньютона, в которых утверждается, что если форма гало является сфероидальной или эллиптической, то на расстоянии от массы гало не будет чистого гравитационного эффекта от массы гало. от центра Галактики на объект, который находится ближе к центру Галактики, чем . Единственная динамическая переменная, связанная с протяженностью ореола, которую можно ограничить, - 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]

Формирование галактических ореолов

Образование звездных гало происходит естественным образом в холодная темная материя модель Вселенной, в которой эволюция таких систем, как гало, происходит снизу вверх, что означает, что крупномасштабная структура галактик формируется, начиная с небольших объектов. Ореолы, которые состоят из обоих барионный и темная материя, образующиеся при слиянии 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 слияния гало направляется на формирование центральных галактических компонентов, в то время как звезды и темная материя остаются в галактическом гало.[12]

С другой стороны, гало Галактики Млечный Путь, как считается, происходит от Колбаса Гайя.

Смотрите также

  • Диск галактики - 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 газообразный компонент в гало Галактики.
  • Галактическая система координат - Система небесных координат в сферических координатах с Солнцем в центре
  • Формирование и эволюция галактик - Процессы, которые сформировали неоднородную Вселенную с однородного начала, формирование первых галактик, то, как галактики меняются с течением времени
  • Спиральный рукав - Области звезд, которые простираются от центра спиральных галактик и галактик с перемычкой

Рекомендации

  1. ^ "Астрономия OpenStax". OpenStax.
  2. ^ Хельми, Амина (июнь 2008 г.). «Звездное гало Галактики». Обзор астрономии и астрофизики. 15 (3): 145–188. arXiv:0804.0019. Bibcode:2008A и ARv..15..145H. Дои:10.1007 / s00159-008-0009-6. ISSN  0935-4956.
  3. ^ Маоз, Дэн (2016). Астрофизика в двух словах. Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-16479-3.
  4. ^ Август 2020, Меган Бартельс 31. «Гало галактики Андромеды даже массивнее, чем ожидали ученые, - показывает телескоп Хаббла».. Space.com. Получено 2020-09-01.
  5. ^ Сетти, Джанкарло. Структура и эволюция галактик. Издательство Д. Рейдел. 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 в астрономии. 2011: 604898. arXiv:1008.4103. Bibcode:2011AdAst2011E ... 6 лет. Дои:10.1155/2011/604898. ISSN  1687-7969.
  9. ^ Наварро, Хулио Ф .; Frenk, Carlos S .; Уайт, Саймон Д. М. (май 1996 г.). «Структура холодных ореолов темной материи». Астрофизический журнал. 462: 563–575. arXiv:Astro-ph / 9508025. Bibcode:1996ApJ ... 462..563N. Дои:10.1086/177173. ISSN  0004-637X.
  10. ^ Бинни и Тремейн (1987). Галактическая динамика. Издательство Принстонского университета.
  11. ^ Уорсли, Эндрю (октябрь 2018 г.). "Достижения в физике черных дыр и моделировании галактического гало темной материей".
  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 гало». Астрофизический журнал. 702 (2): 1058–1067. arXiv:0904.3333. Bibcode:2009ApJ ... 702.1058Z. Дои:10.1088 / 0004-637X / 702/2/1058. ISSN  0004-637X.

внешняя ссылка