Halo galáctico - Galactic halo

Un halo galáctico es un componente extendido y aproximadamente esférico de una galaxia que se extiende más allá del componente visible principal. Varios componentes distintos de las galaxias comprenden el halo:

La distinción entre el halo y el cuerpo principal de la galaxia es más clara en las galaxias espirales , donde la forma esférica del halo contrasta con el disco plano . En una galaxia elíptica , no hay una transición brusca entre los otros componentes de la galaxia y el halo.

Un halo se puede estudiar observando su efecto en el paso de la luz desde objetos distantes brillantes como cuásares que están en la línea de visión más allá de la galaxia en cuestión.

Componentes del halo galáctico

Halo estelar

El halo estelar es una población casi esférica de estrellas de campo y cúmulos globulares . Rodea a la mayoría de las galaxias de disco, así como a algunas galaxias elípticas de tipo cD . Una pequeña cantidad (alrededor del uno por ciento) de la masa estelar de una galaxia reside en el halo estelar, lo que significa que su luminosidad es mucho menor que la de otros componentes de la galaxia.

El halo estelar de la Vía Láctea contiene cúmulos globulares, estrellas RR Lyrae con bajo contenido de metales y subenanas . Las estrellas en nuestro halo estelar tienden a ser viejas (la mayoría tienen más de 12 mil millones de años) y pobres en metales, pero también hay cúmulos de estrellas de halo con un contenido metálico observado similar a las estrellas de disco . Las estrellas de halo de la Vía Láctea tienen una dispersión de velocidad radial observada de unos 200 km / sy una velocidad media de rotación baja de unos 50 km / s. La formación de estrellas en el halo estelar de la Vía Láctea cesó hace mucho tiempo.

Corona galáctica

Una corona galáctica es una distribución de gas que se extiende lejos del centro de la galaxia. Puede ser detectado por el espectro de emisión distinto que emite, mostrando la presencia de gas HI (H uno, línea de microondas de 21 cm) y otras características detectables por espectroscopía de rayos X.

Halo de materia oscura

El halo de materia oscura es una distribución teorizada de materia oscura que se extiende por toda la galaxia y se extiende mucho más allá de sus componentes visibles. La masa del halo de materia oscura es mucho mayor que la masa de los otros componentes de la galaxia. Se hipotetiza su existencia para dar cuenta del potencial gravitacional que determina la dinámica de los cuerpos dentro de las galaxias. La naturaleza de los halos de materia oscura es un área importante en la investigación actual en cosmología , en particular su relación con la formación y evolución galáctica .

El perfil de Navarro-Frenk-White es un perfil de densidad ampliamente aceptado del halo de materia oscura determinado mediante simulaciones numéricas. Representa la densidad de masa del halo de materia oscura en función de la distancia desde el centro galáctico:

donde es un radio característico para el modelo, es la densidad crítica ( siendo la constante de Hubble ) y es una constante adimensional. Sin embargo, el componente de halo invisible no puede extenderse indefinidamente con este perfil de densidad; esto conduciría a una integral divergente al calcular la masa. Sin embargo, proporciona un potencial gravitacional finito para todos . La mayoría de las mediciones que se pueden realizar son relativamente insensibles a la distribución de masa del halo exterior. Esto es una consecuencia de las leyes de Newton , que establecen que si la forma del halo es esferoidal o elíptica, no habrá efecto gravitacional neto de la masa del halo a una distancia del centro galáctico en un objeto que esté más cerca del centro galáctico que . La única variable dinámica relacionada con la extensión del halo que se puede restringir es la velocidad de escape : los objetos estelares que se mueven más rápido aún unidos gravitacionalmente a la Galaxia pueden dar un límite inferior en el perfil de masa de los bordes exteriores del halo oscuro.

Formación de halos galácticos

La formación de halos estelares ocurre naturalmente en un modelo de materia oscura fría del universo en el que la evolución de sistemas como los halos ocurre de abajo hacia arriba, lo que significa que la estructura a gran escala de las galaxias se forma a partir de objetos pequeños. Los halos, que se componen de materia bariónica y oscura, se forman al fusionarse entre sí. La evidencia sugiere que la formación de halos galácticos también puede deberse a los efectos del aumento de la gravedad y la presencia de agujeros negros primordiales. El gas de las fusiones de halo se dirige a la formación de los componentes galácticos centrales, mientras que las estrellas y la materia oscura permanecen en el halo galáctico.

Por otro lado, se cree que el halo de la Vía Láctea deriva de la Salchicha Gaia .

Ver también

Referencias

  1. ^ "Astronomía OpenStax" . OpenStax .
  2. ^ Helmi, Amina (junio de 2008). "El halo estelar de la galaxia". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 15 (3): 145–188. arXiv : 0804.0019 . Bibcode : 2008A y ARv..15..145H . doi : 10.1007 / s00159-008-0009-6 . ISSN  0935-4956 . S2CID  2137586 .
  3. ^ Maoz, Dan (2016). Astrofísica en pocas palabras . Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 978-0-691-16479-3.
  4. ^ Agosto de 2020, Meghan Bartels 31. "El halo de la galaxia de Andrómeda es incluso más masivo de lo que esperaban los científicos, revela el telescopio Hubble" . Space.com . Consultado el 1 de septiembre de 2020 .
  5. ^ Setti, Giancarlo (30 de septiembre de 1975). Estructura y evolución de las galaxias . D. Reidel Publishing Company. ISBN 978-90-277-0325-5.
  6. ^ Jones, Mark H. (2015). Introducción a las galaxias y la cosmología Segunda edición . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-1-107-49261-5.
  7. ^ Lesch, Harold (1997). La física de los halos galácticos .
  8. ^ Taylor, James E. (2011). "Halos de materia oscura desde adentro hacia afuera" . Avances en astronomía . 2011 : 604898. arXiv : 1008.4103 . Código Bibliográfico : 2011AdAst2011E ... 6T . doi : 10.1155 / 2011/604898 . ISSN  1687-7969 .
  9. ^ Navarro, Julio F .; Frenk, Carlos S .; White, Simon DM (mayo de 1996). "La estructura de los halos de materia oscura fría". El diario astrofísico . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph / 9508025 . Código Bibliográfico : 1996ApJ ... 462..563N . doi : 10.1086 / 177173 . ISSN  0004-637X . S2CID  119007675 .
  10. ^ Binney y Tremaine (1987). Dinámica galáctica . Prensa de la Universidad de Princeton.
  11. ^ Worsley, Andrew (octubre de 2018). "Avances en la física del agujero negro y modelado de materia oscura del halo galáctico" .
  12. ^ Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M .; Governato, Fabio; Brook, Chris B .; Hogg, David W .; Quinn, Tom ; Stinson, Greg (10 de septiembre de 2009). "El origen dual de los halos estelares". El diario astrofísico . 702 (2): 1058–1067. arXiv : 0904.3333 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 702.1058Z . doi : 10.1088 / 0004-637X / 702/2/1058 . ISSN  0004-637X . S2CID  16591772 .

enlaces externos