Γαλαξιακή άλως

Η γαλαξιακή άλως είναι ένα εκτεταμένο, σχεδόν σφαιρικό συστατικό ενός γαλαξία που εκτείνεται πέρα από το κύριο, ορατό σώμα του γαλαξία ^[1] Αρκετά διαφορετικά συστατικά των γαλαξιών περιλαμβάνουν την άλω όπως:^[2]^[3]

η γαλαξιακή κορόνα (θερμό αέριο, δηλαδή πλάσμα)
η άλως της σκοτεινής ύλης

Η διάκριση ανάμεσα στην άλω και το κύριο σώμα του γαλαξία είναι εμφανέστερη στους σπειροειδείς γαλαξίες, όπου το σφαιρικό σχήμα της άλω αντιπαραβάλλεται με τον γαλαξιακό δίσκο. Σε έναν ελλειπτικό γαλαξία, δεν υπάρχει απότομη μετάβαση μεταξύ των άλλων στοιχείων του γαλαξία και της άλω.

Συστατικά της γαλαξιακής άλω[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αστρική άλως[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η αστρική άλως είναι ένας σχεδόν σφαιρικός πληθυσμός αστρικών πεδίων και σφαιρικών σμηνών. Περιβάλλει τους περισσότερους γαλαξίες δίσκου καθώς και μερικούς ελλειπτικούς γαλαξίες τύπου cD. Μια μικρή ποσότητα (περίπου ένα τοις εκατό) της αστρικής μάζας ενός γαλαξία βρίσκεται στην αστρική άλω, που σημαίνει ότι η φωτεινότητά της είναι πολύ χαμηλότερη από άλλα συστατικά του γαλαξία.

Η αστρική άλως του Γαλαξία μας περιέχει σφαιρικά σμήνη, μεταβλητούς αστέρες RR Λύρας με χαμηλή περιεκτικότητα σε μέταλλα, και υπονάνους. Οι αστέρες στην αστρική άλω τείνουν να είναι παλιοί (οι περισσότεροι έχουν ηλικία μεγαλύτερη των 12 δισεκατομμυρίων ετών) και φτωχοί σε μέταλλα, αλλά υπάρχουν και άλω αστρικών σμηνών με παρατηρούμενο μεταλλικό περιεχόμενο παρόμοιο με τους αστέρες του γαλαξιακού δίσκου. Τα αστέρια της άλω του Γαλαξία έχουν μια παρατηρούμενη ακτινική διασπορά ταχύτητας περίπου 200km / s και χαμηλή μέση ταχύτητα περιστροφής περίπου 50km / s. ^[4] Ο σχηματισμός αστέρων στην αστρική άλω του Γαλαξία έχει διακοπεί σε σημαντικά προγενέστερο χρόνο.^[5]

Γαλαξιακή κορώνα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η γαλαξιακή κορώνα είναι μια διανομή αερίου που εκτείνεται μακριά από το κέντρο του γαλαξία. Μπορεί να ανιχνευθεί από το ξεχωριστό φάσμα εκπομπών που εκπέμπει, δείχνοντας την παρουσία αερίου HI και άλλων χαρακτηριστικών που ανιχνεύονται με φασματοσκοπία ακτίνων Χ.^[6]

Άλως σκοτεινής ύλης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η άλως της σκοτεινής ύλης είναι μια θεωρητική κατανομή της σκοτεινής ύλης που εκτείνεται σε όλο τον γαλαξία και εκτείνεται πολύ πέρα από τα ορατά συστατικά του. Η μάζα της άλω της σκοτεινής ύλης είναι πολύ μεγαλύτερη από τη μάζα των άλλων συστατικών του γαλαξία. Η ύπαρξή της υποτίθεται για να υπολογίσει το βαρυτικό δυναμικό που καθορίζει τη δυναμική των σωμάτων μέσα στους γαλαξίες. Η φύση των άλω της σκοτεινής ύλης είναι ένας σημαντικός τομέας της τρέχουσας έρευνας στην κοσμολογία, ιδιαίτερα της σχέσης της με τον γαλαξιακό σχηματισμό και την εξέλιξη.^[7]

Το προφίλ Navarro-Frenk-White είναι ένα ευρέως αποδεκτό προφίλ πυκνότητας της άλω της σκοτεινής ύλης που προσδιορίζεται μέσω αριθμητικών προσομοιώσεων.^[8] Αντιπροσωπεύει την πυκνότητα μάζας της άλω της σκοτεινής ύλης ως συνάρτηση του $r$ , η απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο:

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

όπου το

{\textstyle r_{s}}

είναι μια χαρακτηριστική ακτίνα για το μοντέλο,

\rho _{crit}=3H^{2}/8\pi G

είναι η κρίσιμη πυκνότητα (όπου το

{\textstyle H}

είναι η σταθερά του Hubble ), και

{\textstyle \delta _{c}}

είναι μια αδιάστατη σταθερά. Η αόρατη συστατική άλως δεν μπορεί να επεκταθεί με αυτό το προφίλ πυκνότητας επ' αόριστον, αυτό θα οδηγούσε σε αποκλίνον ολοκλήρωμα κατά τον υπολογισμό της μάζας. Παρέχει, ωστόσο, ένα πεπερασμένο δυναμικό βαρύτητας για όλα τα

r

. Οι περισσότερες μετρήσεις που μπορούν να γίνουν είναι σχετικά μη ευαίσθητες στη μαζική κατανομή της άλω. Αυτό είναι συνέπεια των νόμων του Νεύτωνα, που δηλώνουν ότι εάν το σχήμα της άλω είναι σφαιροειδές ή ελλειπτικό, δεν θα υπάρξει καθαρή βαρυτική επίδραση από τη μάζα της άλω σε απόσταση

r

από το γαλαξιακό κέντρο σε ένα αντικείμενο που είναι πιο κοντά στο γαλαξιακό κέντρο απ' ότι

r

. Η μόνη δυναμική μεταβλητή που σχετίζεται με την έκταση της άλω που μπορεί να περιοριστεί είναι η ταχύτητα διαφυγής: τα ταχύτερα κινούμενα αστρικά αντικείμενα που εξακολουθούν να είναι βαρυτικά συνδεδεμένα με τον Γαλαξία μπορούν να δώσουν ένα χαμηλότερο όριο στο μαζικό προφίλ των εξωτερικών άκρων της σκοτεινής άλω.

Δημιουργία γαλαξιακών άλων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο σχηματισμός των αστρικών άλων συμβαίνει φυσιολογικά σε μοντέλο ψυχρής σκοτεινής ύλης του σύμπαντος, όπου η εξέλιξη συστημάτων όπως οι άλω, εμφανίζονται από κάτω προς τα πάνω, δηλαδή η δομή μεγάλης κλίμακας των γαλαξιών σχηματίζεται ξεκινώντας από μικρά αντικείμενα. Οι άλω, που αποτελούνται τόσο από τη βαρυονική όσο και από τη σκοτεινή ύλη, σχηματίζονται με συγχώνευση μεταξύ τους. Τα στοιχεία δείχνουν ότι ο σχηματισμός γαλαξιακών άλων μπορεί επίσης να οφείλεται στα αποτελέσματα της αυξημένης βαρύτητας και της παρουσίας αρχέγονων μαύρων οπών.^[9] Το αέριο από τις συγχωνεύσεις άλων κατευθύνεται προς το σχηματισμό των κεντρικών γαλαξιακών στοιχείων, ενώ οι αστέρες και η σκοτεινή ύλη παραμένουν στη γαλαξιακή άλω.^[10]

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

↑ «OpenStax Astronomy». OpenStax.
↑ Helmi, Amina (June 2008). «The stellar halo of the Galaxy». The Astronomy and Astrophysics Review 15 (3): 145–188. doi:10.1007/s00159-008-0009-6. ISSN 0935-4956. Bibcode: 2008A&ARv..15..145H.
↑ Maoz, Dan (2016). Astrophysics in a Nutshell. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-16479-3.
↑ Setti, Giancarlo (1975). Structure and Evolution of Galaxies. D. Reidel Publishing Company. ISBN 978-90-277-0325-5.
↑ Jones, Mark H. (2015). An Introduction to Galaxies and Cosmology Second Edition. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-49261-5.
↑ Lesch, Harold (1997). The Physics of Galactic Halos.
↑ Taylor, James E. (2011). «Dark Matter Halos from the Inside Out». Advances in Astronomy 2011: 1–17. doi:10.1155/2011/604898. ISSN 1687-7969. Bibcode: 2011AdAst2011E...6T.
↑ Navarro, Julio F.; Frenk, Carlos S.; White, Simon D. M. (May 1996). «The Structure of Cold Dark Matter Halos». The Astrophysical Journal 462: 563–575. doi:10.1086/177173. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1996ApJ...462..563N.
↑ Worsley, Andrew (Οκτώβριος 2018). «Advances in Black Hole Physics and Dark Matter Modelling of the Galactic Halo». www.researchgate.net.
↑ Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M.; Governato, Fabio; Brook, Chris B.; Hogg, David W.; Quinn, Tom; Stinson, Greg (2009-09-10). «The Dual Origin of Stellar Halos». The Astrophysical Journal 702 (2): 1058–1067. doi:10.1088/0004-637X/702/2/1058. ISSN 0004-637X. Bibcode: 2009ApJ...702.1058Z.

[1] «OpenStax Astronomy». OpenStax.

[2] Helmi, Amina (June 2008). «The stellar halo of the Galaxy». The Astronomy and Astrophysics Review 15 (3): 145–188. doi:10.1007/s00159-008-0009-6. ISSN 0935-4956. Bibcode: 2008A&ARv..15..145H.

[3] Maoz, Dan (2016). Astrophysics in a Nutshell. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-16479-3.

[4] Setti, Giancarlo (1975). Structure and Evolution of Galaxies. D. Reidel Publishing Company. ISBN 978-90-277-0325-5.

[5] Jones, Mark H. (2015). An Introduction to Galaxies and Cosmology Second Edition. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-49261-5.

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

[7] Taylor, James E. (2011). «Dark Matter Halos from the Inside Out». Advances in Astronomy 2011: 1–17. doi:10.1155/2011/604898. ISSN 1687-7969. Bibcode: 2011AdAst2011E...6T.

[8] Navarro, Julio F.; Frenk, Carlos S.; White, Simon D. M. (May 1996). «The Structure of Cold Dark Matter Halos». The Astrophysical Journal 462: 563–575. doi:10.1086/177173. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1996ApJ...462..563N.

[9] Worsley, Andrew (Οκτώβριος 2018). «Advances in Black Hole Physics and Dark Matter Modelling of the Galactic Halo». www.researchgate.net.

[10] Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M.; Governato, Fabio; Brook, Chris B.; Hogg, David W.; Quinn, Tom; Stinson, Greg (2009-09-10). «The Dual Origin of Stellar Halos». The Astrophysical Journal 702 (2): 1058–1067. doi:10.1088/0004-637X/702/2/1058. ISSN 0004-637X. Bibcode: 2009ApJ...702.1058Z.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]