Los astrónomos de Phys.org detectan grandes cantidades de oxígeno en las menciones de la atmósfera de una estrella antigua
"Estrellas como J0815+4729 se conocen como estrellas de halo ", explicó Adam Burgasser, astrofísico de UC San Diego, coautor del estudio. "Esto se debe a su distribución aproximadamente esférica alrededor de la Vía Láctea, a diferencia del disco plano más familiar de las estrellas más jóvenes que incluyen al Sol".
La formación de Wikipedia de halos galácticos dice
La formación de halos estelares ocurre naturalmente en un modelo de materia oscura fría del universo en el que la evolución de sistemas como los halos ocurre de abajo hacia arriba, lo que significa que la estructura a gran escala de las galaxias se forma a partir de objetos pequeños. Los halos, que están compuestos tanto de materia bariónica como oscura, se forman al fusionarse entre sí. La evidencia sugiere que la formación de halos galácticos también puede deberse a los efectos del aumento de la gravedad y la presencia de agujeros negros primordiales. El gas de las fusiones de halo se dirige hacia la formación de los componentes galácticos centrales, mientras que las estrellas y la materia oscura permanecen en el halo galáctico.
Por otro lado, se cree que el halo de la Vía Láctea deriva de la Salchicha Gaia.
"Halos... se forman fusionándose unos con otros" no es profundamente instructivo, pero supongo que significa que hay pequeñas faltas de homogeneidad y se fusionan en otras más grandes sin que haya mucha rotación involucrada (por lo tanto, las formas esféricas). Supongo que la parte sobre la Salchicha Gaia significa que la Vía Láctea no es un buen ejemplo de una galaxia en forma de disco que se forma en un halo esférico.
Preguntas):
La clave para entender esto es que la materia oscura y, efectivamente, las estrellas son menos colisionantes , mientras que el gas es colisionable .
Como está escrito en la segunda cita, estructura los formularios de forma jerárquica, de abajo hacia arriba. Es decir, pequeños halos de gas y materia oscura (DM) se colapsan primero en escalas pequeñas y estos halos luego se fusionan para formar halos más grandes. Esto contrasta con lo que se pensaba anteriormente, a saber, que las galaxias se formaron en un llamado colapso monolítico de una enorme nube primordial ( Egen, Lynden-Bell & Sandage 1962 ).
En las escalas más pequeñas, el movimiento térmico tenderá a eliminar la estructura y evitar el colapso. Se cree que las primeras estructuras en colapsar tienen masas de algunos , pero el valor exacto depende de las condiciones iniciales asumidas. Durante el colapso, estas nubes se fragmentan para formar estrellas.
Debido a que DM no tiene colisiones, es difícil que se "relaje", es decir, se asiente en una estructura densa y "virializada": una partícula de DM que cae en el potencial combinado de gas y DM tenderá a atravesar el centro. Sin embargo, debido a que el potencial no es estático, sino que se contrae, la partícula no va tan lejos hacia el otro lado y eventualmente un halo de DM se relajará (gracias a Peter Erwin por hacerme consciente de que subestimé este efecto).
Lo mismo es cierto para las estrellas: por supuesto, las estrellas pueden chocar entre sí, pero la posibilidad de que dos estrellas se acerquen lo suficiente como para que esto suceda es minúscula porque están muy separadas.
La historia es diferente para el gas: el colapso está dominado por DM (porque hay mucho más), pero cuando el gas se vuelve lo suficientemente denso, las fuerzas hidráulicas se vuelven significativas. Los átomos chocarán, los electrones se excitarán, se desexcitarán y emitirán fotones, eliminando energía del sistema. En otras palabras, el gas puede enfriar .
Esto hace que el gas básicamente se aplaste en el fondo del pozo de potencial y finalmente se asiente en el centro del halo. Aunque hay formas de deshacerse de parte del momento angular inicial, por lo general mantendrá lo suficiente como para formar un disco soportado en rotación, con fuerzas centrífugas que impiden el colapso en el plano de rotación.
La primera población de estrellas se forma antes de que el disco se haya asentado, por lo que tienen movimientos aleatorios en el potencial. Las estrellas masivas mueren rápidamente, dejando la población de estrellas de relativamente baja masa y pobres en metales, más longevas y dominadas por la dispersión (a diferencia de las dominadas por la rotación), conocidas como estrellas de Población II.
Es decir, las estrellas en el halo no solo "se sientan allí", sino que orbitan el centro galáctico como las estrellas del disco. Sin embargo, las órbitas están bastante desordenadas.
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pedro erwin
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