náhled|Projekce rozložení hustoty temné hmoty v kosmologické simulaci galaktického hala. Menší zhuštění představují subhala uvnitř hlavního hala. Galaktické halo je rozsáhlá, přibližně kulová až elipsoidální složka galaxie, která sahá daleko za její hlavní zářící část. Pojem zahrnuje několik fyzikálně odlišných složek: hvězdné halo, plynné halo a halo temné hmoty. Jejich prostorové rozložení, hmotnost a způsob pozorování se liší.
U spirálních galaxií vyniká rozdíl mezi plochým diskem a prostorově rozsáhlejším halem. Jednotlivé složky se přitom překrývají a jejich rozložení nemusí být dokonale kulově souměrné. Zejména hvězdné halo může obsahovat výrazné proudy a další pozůstatky pohlcených menších soustav.
Složení Hvězdné halo Hvězdné halo tvoří rozptýlené hvězdy a kulové hvězdokupy. V Mléčné dráze v něm převažují staré hvězdy s nízkou metalicitou neboli malým zastoupením prvků těžších než helium. Jejich dráhy nejsou omezeny na rovinu disku a neuspořádané pohyby převažují nad společnou rotací. Chemické složení a pohyby těchto hvězd poskytují informace o raném vývoji Galaxie.
Plynné halo Plyn obklopující hlavní těleso galaxie se označuje také jako cirkumgalaktické prostředí (anglicky circumgalactic medium, CGM). Obsahuje složky s různou hustotou, teplotou a stupněm ionizace. Jeho horká, silně ionizovaná složka bývá nazývána galaktickou korónou. Vedle ní se v okolí galaxií vyskytuje i chladnější plyn.
Plynné halo je zásobárnou látky pro další tvorbu hvězd a současně přijímá materiál vyvržený z galaxie například při výbuších supernov. Část plynu se může ochladit a vrátit do galaxie. Jeho vlastnosti se zkoumají především pomocí emisních a absorpčních spektrálních čar; důležité jsou zejména absorpční čáry ve světle vzdálených kvasarů, které halem prochází.
Halo temné hmoty Halo temné hmoty je rozsáhlé rozložení nezářící hmoty, jejíž přítomnost se odvozuje z gravitačních účinků. Projevuje se v pohybech hvězd a plynu, v drahách satelitních galaxií a při gravitačním čočkování. Ve standardním kosmologickém modelu ΛCDM tvoří temná hmota obvykle většinu hmotnosti galaxií včetně jejich hal.
Temné halo zasahuje i do oblastí obsazených viditelnými složkami galaxie. Jeho hustota s rostoucí vzdáleností od středu obecně klesá, nemá však ostrý povrch. V modelech se proto jeho velikost a hmotnost vymezují dohodnutými kritérii, například pomocí poloměru, uvnitř něhož průměrná hustota dosahuje stanoveného násobku kosmologické kritické hustoty.
Vznik a vývoj V modelu ΛCDM rostou hala temné hmoty přísunem látky a slučováním menších hal. Významná část hvězdného hala vzniká pohlcováním menších galaxií: slapové síly z nich uvolňují hvězdy, které mohou dlouho tvořit protáhlé hvězdné proudy. Do hala se mohou dostat také hvězdy vzniklé v hlavní galaxii, jejichž dráhy změnily pozdější gravitační interakce. Hvězdné halo je proto výsledkem více procesů probíhajících v různých obdobích.
Halo Mléčné dráhy Hvězdy hala Mléčné dráhy jsou pozorovány i ve vzdálenostech řádu 100 kpc od galaktického středu. Halo obsahuje hvězdné proudy včetně pozůstatků postupně rozrušované trpasličí galaxie ve Střelci. Měření družice Gaia pomohla rozpoznat i pozůstatky dávné srážky se soustavou označovanou jako Gaia-Enceladus, která významně ovlivnila vnitřní hvězdné halo a tlustý disk přibližně před deseti miliardami let.
Dynamické odhady hmotnosti Mléčné dráhy včetně jejího rozsáhlého hala dávají hodnoty řádu 1012 hmotností Slunce. Přesný výsledek závisí na použité metodě, předpokládaném rozložení hmoty a poloměru, do něhož se hmotnost počítá. Nelze jej zaměňovat s mnohem menší hmotností samotného hvězdného hala.
Plynné halo nemá jedinou teplotu. Studie zveřejněná v roce 2019 analyzovala rentgenovou emisi v okolí směru k blazaru 1ES 1553+113 a porovnala ji s dřívějšími absorpčními měřeními v jeho směru. Výsledky svědčily pro přítomnost několika teplotních složek plynu, včetně složky s teplotou řádově 107 K. Tyto výsledky se vztahují ke zkoumanému směru a nelze je chápat jako jednotnou teplotu celého galaktického hala.
Halo galaxie v Andromedě Galaxie v Andromedě má rovněž rozsáhlé plynné halo. Projekt AMIGA je zkoumal především pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu prostřednictvím absorpčních čar ve světle 43 vzdálených kvasarů. Tyto směry pokrývaly projektované vzdálenosti přibližně 25–569 kpc od středu Andromedy. Výzkum využil také data družice FUSE, která poskytla měření absorpčních čar pětkrát ionizovaného kyslíku (O VI).
Podle výsledků zveřejněných v roce 2020 sahá plynné halo přibližně 1,3 milionu světelných let od galaxie a v některých směrech až ke dvěma milionům světelných let. Uvedené vzdálenosti nevymezují ostrou hranici hala; pozorovaný rozsah závisí také na sledovaných iontech a citlivosti měření.
Pozorování ukázala rozdíly mezi vnitřními a vnějšími oblastmi: vnitřní část je dynamicky složitější a vykazuje rozmanitější strukturu plynu s různými fyzikálními vlastnostmi. Změna nastává přibližně ve vzdálenostech 90–150 kpc od středu. Uváděné rozměry a vlastnosti se vztahují k plynu, nikoli k hvězdnému halu nebo přímo k rozložení temné hmoty.
Odkazy Reference
Související články Galaktický disk Galaktická výduť Satelitní galaxie Vznik a vývoj galaxií
Externí odkazy
Kategorie:Galaxie