Halo galáctico

Un halo galáctico es un componente extendido, aproximadamente esférico, de una galaxia que se extiende más allá del componente principal visible. Varios componentes distintos de una galaxia componen su halo:

• el halo estelar
• la corona galáctica (gas caliente, es decir, un plasma)
• la materia oscura 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 demás componentes de la galaxia y el halo.

Un halo se puede estudiar observando su efecto en el paso de la luz desde objetos distantes y brillantes, como los quásares, 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 la mayoría de las galaxias de disco, así como 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 de 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 del halo con un contenido de metal observado similar al de las estrellas de disco. Las estrellas del halo de la Vía Láctea tienen una dispersión de velocidad radial observada de unos 200 km/s y 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 muy lejos del centro de la galaxia. Puede detectarse por el espectro de emisión distinto que emite, que muestra la presencia de gas HI (H uno, línea de microondas de 21 cm) y otras características detectables mediante 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 mucho más allá de sus componentes visibles. La masa del halo de materia oscura es mucho mayor que la masa de los demás componentes de la galaxia. Se plantea la hipótesis de su existencia para explicar el 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 Navarro-Frenk-White es un perfil de densidad ampliamente aceptado del halo de materia oscura determinado a través de simulaciones numéricas. Representa la densidad de masa del halo de materia oscura como función ${displaystyle r}$, la distancia del centro galáctico:

$${displaystyle rho (r)={frac {rho _{text{crit}delta ¿Qué?$$

Donde ${displaystyle R_{s}$ es un radio característico para el modelo, ${displaystyle rho _{text{crit}=3H^{2}/8pi G.$ es la densidad crítica (con ${displaystyle H.$ ser la constante Hubble), y ${displaystyle delta _{c}$ es una constante sin dimensiones. El componente halo invisible no puede extenderse con este perfil de densidad indefinidamente, sin embargo, esto llevaría a una parte divergente al calcular la masa. Sin embargo, proporciona un potencial gravitacional finito para todos ${displaystyle r}$. La mayoría de las mediciones que se pueden realizar son relativamente insensibles a la distribución masiva del halo exterior. Esta es una consecuencia de las leyes de Newton, que declaran que si la forma del halo es esferoidal o elíptico no habrá efecto gravitacional neto de la masa halo a distancia ${displaystyle r}$ desde el centro galáctico en un objeto que está más cerca del centro galáctico que ${displaystyle r}$. La única variable dinámica relacionada con la extensión del halo que se puede limitar es la velocidad de escape: los objetos estelares de movimiento más rápido que todavía están ligados 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 comenzando con objetos pequeños. Los halos, que están compuestos tanto de materia bariónica como de materia oscura, se forman fusionándose 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 halos 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.