Halo galáctico

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 baja metalicidad y subenanas . En nuestro halo estelar, las estrellas tienden a ser viejas (la mayoría tienen más de 12 mil millones de años) y pobres en metales, pero también hay cúmulos estelares del halo con un contenido metálico observado similar al de las estrellas del disco . Las estrellas del halo de la Vía Láctea tienen una dispersión de velocidad radial observada de unos 200 kilómetros por segundo y una baja velocidad media de rotación de aproximadamente50  km/s . ^{[ 5 ]} La formación estelar en el halo estelar de la Vía Láctea cesó hace mucho tiempo. ^{[ 6 ]} La mayoría de las galaxias tienen de manera similar poca o ninguna formación estelar en sus halos. Algunas galaxias sí continúan experimentando formación estelar en sus halos, en particular NGC 4236 , que tiene un halo estelar activo. ^{[ 7 ]}

Una corona galáctica es una distribución de gas que se extiende lejos del centro de la galaxia. Se puede detectar por el espectro de emisión característico que emite, el cual muestra la presencia de hidrógeno neutro atómico (la región HI , pronunciada "H-ona") y otras características detectables mediante espectroscopia de rayos X. ^{[ 8 ]}

El halo de materia oscura es una distribución teórica de materia oscura que se extiende por toda la galaxia, 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. Su existencia se plantea como hipótesis para explicar el potencial gravitatorio 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 . ^{[ 9 ]}

El perfil de Navarro-Frenk-White es un perfil de densidad ampliamente aceptado del halo de materia oscura determinado mediante simulaciones numéricas. ^{[ 10 ]} Representa la densidad de masa del halo de materia oscura en función de${\displaystyle r}$, la distancia desde el centro galáctico:

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

dónde${\displaystyle r_{s}}$es un radio característico para el modelo,${\displaystyle \rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G}$es la densidad crítica (con${\displaystyle H}$siendo la constante de Hubble ), y${\displaystyle \delta _{c}}$es una constante adimensional. Sin embargo, el componente del halo invisible no puede extenderse con este perfil de densidad indefinidamente; esto conduciría a una integral divergente al calcular la masa. Sin embargo, proporciona un potencial gravitatorio finito para todos.${\displaystyle r}$La mayoría de las mediciones que se pueden realizar son relativamente insensibles a la distribución de masa del halo exterior. Esto es consecuencia de las leyes de Newton , que establecen que si la forma del halo es esferoidal o elíptica, no habrá ningún efecto gravitatorio neto de la masa del halo a una distancia${\displaystyle r}$desde el centro galáctico hacia un objeto que está más cerca del centro galáctico que${\displaystyle r}$La única variable dinámica relacionada con la extensión del halo que puede ser restringida es la velocidad de escape : los objetos estelares que se mueven más rápido y que aún están ligados gravitacionalmente a la Galaxia pueden dar un límite inferior al perfil de masa de los bordes exteriores del halo oscuro. ^{[ 11 ]}