Halo galáctico - Galactic halo

Um halo galáctico é um componente extenso e quase esférico de uma galáxia que se estende além do componente principal visível. Vários componentes distintos de galáxias compreendem o halo:

o halo estelar
a coroa galáctica ( gás quente , ou seja, um plasma )
o halo de matéria escura

A distinção entre o halo e o corpo principal da galáxia é mais clara nas galáxias espirais , onde a forma esférica do halo contrasta com o disco plano . Em uma galáxia elíptica , não há uma transição abrupta entre os outros componentes da galáxia e o halo.

Um halo pode ser estudado observando seu efeito na passagem da luz de objetos brilhantes distantes como quasares que estão em linha de visão além da galáxia em questão.

Componentes do halo galáctico

Halo estelar

O halo estelar é uma população quase esférica de estrelas do campo e aglomerados globulares . Ele envolve a maioria das galáxias de disco, bem como algumas galáxias elípticas do tipo cD . Uma pequena quantidade (cerca de um por cento) da massa estelar de uma galáxia reside no halo estelar, o que significa que sua luminosidade é muito menor do que a de outros componentes da galáxia.

O halo estelar da Via Láctea contém aglomerados globulares, estrelas RR Lyrae com baixo teor de metal e subanãs . As estrelas em nosso halo estelar tendem a ser velhas (a maioria tem mais de 12 bilhões de anos) e pobres em metais, mas também existem aglomerados de estrelas halo com teor de metal observado semelhante ao de estrelas de disco . As estrelas do halo da Via Láctea têm uma dispersão de velocidade radial observada de cerca de 200 km / se uma baixa velocidade média de rotação de cerca de 50 km / s. A formação de estrelas no halo estelar da Via Láctea cessou há muito tempo.

Coroa Galáctica

Uma corona galáctica é uma distribuição de gás que se estende muito longe do centro da galáxia. Pode ser detectado pelo distinto espectro de emissão que emite, mostrando a presença de gás HI (H um, linha de microondas de 21 cm) e outras características detectáveis por espectroscopia de raios-X.

Halo de matéria escura

O halo de matéria escura é uma distribuição teorizada de matéria escura que se estende por toda a galáxia, estendendo-se muito além de seus componentes visíveis. A massa do halo de matéria escura é muito maior do que a massa dos outros componentes da galáxia. Sua existência é hipotetizada a fim de dar conta do potencial gravitacional que determina a dinâmica dos corpos dentro das galáxias. A natureza dos halos de matéria escura é uma área importante na pesquisa atual em cosmologia , em particular sua relação com a formação e evolução galáctica .

O perfil de Navarro-Frenk-White é um perfil de densidade amplamente aceito do halo de matéria escura determinado por meio de simulações numéricas. Ele representa a densidade de massa do halo de matéria escura em função da distância do centro galáctico: ${\ displaystyle r}$

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

onde é um raio característico para o modelo, é a densidade crítica ( sendo a constante de Hubble ) e é uma constante adimensional. O componente halo invisível não pode se estender com este perfil de densidade indefinidamente, no entanto; isso levaria a uma integral divergente ao calcular a massa. No entanto, fornece um potencial gravitacional finito para todos . A maioria das medições que podem ser feitas são relativamente insensíveis à distribuição de massa do halo externo. Isso é uma consequência das leis de Newton , que afirmam que se a forma do halo for esferoidal ou elíptica, não haverá efeito gravitacional líquido da massa do halo a uma distância do centro galáctico em um objeto que está mais próximo do centro galáctico do que . A única variável dinâmica relacionada à extensão do halo que pode ser restringida é a velocidade de escape : os objetos estelares de movimento mais rápido ainda gravitacionalmente ligados à Galáxia podem fornecer um limite inferior no perfil de massa das bordas externas do halo escuro. ${\ displaystyle r_ {s}}$ ${\ displaystyle \ rho _ {crit} = 3H ^ {2} / 8 \ pi G}$ ${\ displaystyle H}$ ${\ displaystyle \ delta _ {c}}$ ${\ displaystyle r}$ ${\ displaystyle r}$ ${\ displaystyle r}$

Formação de halos galácticos

A formação de halos estelares ocorre naturalmente em um modelo de matéria escura fria do universo no qual a evolução de sistemas como halos ocorre de baixo para cima, o que significa que a estrutura de grande escala das galáxias é formada a partir de pequenos objetos. Halos, que são compostos de matéria bariônica e escura, formam-se fundindo-se uns com os outros. As evidências sugerem que a formação de halos galácticos também pode ser devido aos efeitos do aumento da gravidade e à presença de buracos negros primordiais. O gás da fusão do halo vai em direção à formação dos componentes galácticos centrais, enquanto estrelas e matéria escura permanecem no halo galáctico.

Por outro lado, acredita-se que o halo da Via Láctea derive da Salsicha Gaia .

Veja também

Galáxia de disco - Tipo de forma galáctica
Protuberância galáctica - grupo fortemente compactado de estrelas dentro de uma formação maior
Corona galáctica - componente gasoso ionizado quente no halo galáctico
Sistema de coordenadas galácticas - sistema de coordenadas celestes em coordenadas esféricas, com o Sol como seu centro
Formação e evolução da galáxia - de um início homogêneo, a formação das primeiras galáxias, a forma como as galáxias mudam ao longo do tempo
Braço espiral - regiões de estrelas que se estendem do centro de galáxias espirais e espirais barradas

Referências

^ "Astronomia OpenStax" . OpenStax .
^ Helmi, Amina (junho de 2008). "O halo estelar da Galáxia". The Astronomy and Astrophysics Review . 15 (3): 145–188. arXiv : 0804,0019 . Bibcode : 2008A & ARv..15..145H . doi : 10.1007 / s00159-008-0009-6 . ISSN 0935-4956 . S2CID 2137586 .
^ Maoz, Dan (2016). Astrofísica em poucas palavras . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-16479-3.
^ Agosto de 2020, Meghan Bartels 31. "O halo da galáxia de Andrômeda é ainda mais massivo do que os cientistas esperavam, revela o telescópio Hubble" . Space.com . Obtido em 2020-09-01 .
^ Setti, Giancarlo (30 de setembro de 1975). Estrutura e evolução das galáxias . D. Reidel Publishing Company. ISBN 978-90-277-0325-5.
^ Jones, Mark H. (2015). Uma introdução a galáxias e cosmologia segunda edição . Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-49261-5.
^ Lesch, Harold (1997). The Physics of Galactic Halos .
^ Taylor, James E. (2011). "Halos de matéria escura de dentro para fora" . Avanços na Astronomia . 2011 : 604898. arXiv : 1008.4103 . Bibcode : 2011AdAst2011E ... T6 . doi : 10.1155 / 2011/604898 . ISSN 1687-7969 .
^ Navarro, Julio F .; Frenk, Carlos S .; White, Simon DM (maio de 1996). "The Structure of Cold Dark Matter Halos". The Astrophysical Journal . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph / 9508025 . Bibcode : 1996ApJ ... 462..563N . doi : 10.1086 / 177173 . ISSN 0004-637X . S2CID 119007675 .
^ Binney e Tremaine (1987). Dinâmica Galáctica . Princeton University Press.
^ Worsley, Andrew (outubro de 2018). "Avanços na Física do Buraco Negro e na Modelagem da Matéria Escura do Halo Galáctico" .
^ Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M .; Governato, Fábio; Brook, Chris B .; Hogg, David W .; Quinn, Tom ; Stinson, Greg (10/09/2009). "A origem dupla dos halos estelares". The Astrophysical Journal . 702 (2): 1058–1067. arXiv : 0904.3333 . Bibcode : 2009ApJ ... 702.1058Z . doi : 10.1088 / 0004-637X / 702/2/1058 . ISSN 0004-637X . S2CID 16591772 .

links externos

[1] "Astronomia OpenStax" . OpenStax .

[2] Helmi, Amina (junho de 2008). "O halo estelar da Galáxia". The Astronomy and Astrophysics Review . 15 (3): 145–188. arXiv : 0804,0019 . Bibcode : 2008A & ARv..15..145H . doi : 10.1007 / s00159-008-0009-6 . ISSN 0935-4956 . S2CID 2137586 .

[3] Maoz, Dan (2016). Astrofísica em poucas palavras . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-16479-3.

[4] Agosto de 2020, Meghan Bartels 31. "O halo da galáxia de Andrômeda é ainda mais massivo do que os cientistas esperavam, revela o telescópio Hubble" . Space.com . Obtido em 2020-09-01 .

[5] Setti, Giancarlo (30 de setembro de 1975). Estrutura e evolução das galáxias . D. Reidel Publishing Company. ISBN 978-90-277-0325-5.

[6] Jones, Mark H. (2015). Uma introdução a galáxias e cosmologia segunda edição . Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-49261-5.

[7] Lesch, Harold (1997). The Physics of Galactic Halos .

[8] Taylor, James E. (2011). "Halos de matéria escura de dentro para fora" . Avanços na Astronomia . 2011 : 604898. arXiv : 1008.4103 . Bibcode : 2011AdAst2011E ... T6 . doi : 10.1155 / 2011/604898 . ISSN 1687-7969 .

[9] Navarro, Julio F .; Frenk, Carlos S .; White, Simon DM (maio de 1996). "The Structure of Cold Dark Matter Halos". The Astrophysical Journal . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph / 9508025 . Bibcode : 1996ApJ ... 462..563N . doi : 10.1086 / 177173 . ISSN 0004-637X . S2CID 119007675 .

[10] Binney e Tremaine (1987). Dinâmica Galáctica . Princeton University Press.

[11] Worsley, Andrew (outubro de 2018). "Avanços na Física do Buraco Negro e na Modelagem da Matéria Escura do Halo Galáctico" .

[12] Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M .; Governato, Fábio; Brook, Chris B .; Hogg, David W .; Quinn, Tom ; Stinson, Greg (10/09/2009). "A origem dupla dos halos estelares". The Astrophysical Journal . 702 (2): 1058–1067. arXiv : 0904.3333 . Bibcode : 2009ApJ ... 702.1058Z . doi : 10.1088 / 0004-637X / 702/2/1058 . ISSN 0004-637X . S2CID 16591772 .

Languages

In other projects