Γαλαξιακή άλως: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
Ετικέτα: επεξεργασία κώδικα 2017 |
Ετικέτα: επεξεργασία κώδικα 2017 |
||
Γραμμή 21:
Η άλως της σκοτεινής ύλης είναι μια θεωρητική κατανομή της [[Σκοτεινή ύλη|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 . <ref>{{Cite journal|last=Taylor|first=James E.|date=2011|title=Dark Matter Halos from the Inside Out|arxiv=1008.4103|journal=Advances in Astronomy|volume=2011|pages=1–17|doi=10.1155/2011/604898|issn=1687-7969|bibcode=2011AdAst2011E...6T}}</ref>
Το προφίλ Navarro-Frenk-White είναι ένα ευρέως αποδεκτό προφίλ πυκνότητας της άλω της σκοτεινής ύλης που προσδιορίζεται μέσω αριθμητικών προσομοιώσεων. <ref>{{Cite journal|last=Navarro|first=Julio F.|last2=Frenk|first2=Carlos S.|last3=White|first3=Simon D. M.|date=May 1996|title=The Structure of Cold Dark Matter Halos|arxiv=astro-ph/9508025|journal=The Astrophysical Journal|volume=462|pages=563–575|doi=10.1086/177173|issn=0004-637X|bibcode=1996ApJ...462..563N}}</ref> Αντιπροσωπεύει την πυκνότητα μάζας της άλω της σκοτεινής ύλης ως συνάρτηση του <math>r</math> , η απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο: <math display="block">\rho (r) = \frac{\rho_{crit} \delta_{c}}{(r/r_{s})(1+r/r_{s})^{2}}</math>όπου το <math display="inline">r_{s}</math> είναι μια χαρακτηριστική ακτίνα για το μοντέλο <math>\rho_{crit} = 3H^2/8 \pi G</math> είναι η κρίσιμη πυκνότητα (με <math display="inline">H</math> που είναι η σταθερά του Hubble ), και <math display="inline">\delta_c</math> είναι μια αδιάστατη σταθερά. Η αόρατη συστατική άλως δεν μπορεί να επεκταθεί με αυτό το προφίλ πυκνότητας επ 'αόριστον. αυτό θα οδηγούσε σε αποκλίνοντα ολοκλήρωμα κατά τον υπολογισμό της μάζας. Παρέχει, ωστόσο, ένα πεπερασμένο δυναμικό βαρύτητας για όλα τα <math>r</math>
| |||