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Galaktischer Halo

Der galaktische Halo ist die ausgedehnte, sphärische Region, die die Scheibe und den Kern unserer Milchstrasse (und anderer Galaxien) umgibt.
Er enthält alte Sterne, Kugelsternhaufen, heissem Gas und große Mengen Dunkler Materie, die die Galaxie gravitativ stabilisiert.
Der Halo ist ein wichtiger Bestandteil von Spiralgalaxien wie der Milchstraße und elliptischen Galaxien.
Durch die Akkretion von Zwerggalaxien und Sternströmen spielt der Halo eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung der Milchstrasse.

Definition: Der galaktische Halo ist eine kugelförmige, ausgedehnte Struktur, die die zentrale Scheibe einer Galaxie umgibt.
Bestandteile: Er enthält Sterne, Kugelsternhaufen, interstellares Gas, kosmische Strahlung und große Mengen Dunkler Materie.
Erstreckung: Der Halo reicht bis weit über die sichtbare Galaxie hinaus, oft bis zu mehreren hunderttausend Lichtjahren.
Unterteilung:
- Innerer Halo: Dicht besiedelt mit Kugelsternhaufen und alten Sternen.
- Äußerer Halo: Weniger dichte Region mit weniger sichtbaren Sternen und viel Dunkler Materie.

Durchmesser: Schätzungsweise 300.000–600.000 Lichtjahre (Milchstraße).
Masse:
- Sichtbare Masse: Nur ein kleiner Bruchteil der Gesamtmasse (~1% der galaktischen Gesamtmasse).
- Dunkle Materie: Bis zu 90% der Gesamtmasse der Galaxie befindet sich im Halo.
Dichte: Sehr gering im Vergleich zur galaktischen Scheibe.

Gravitativ stark gebunden: Der Halo trägt zur Stabilität der Galaxie bei, insbesondere durch die Dunkle Materie.
Flache Rotationskurve: Die Sternbewegungen in der Scheibe zeigen, dass die Dunkle Materie den äußeren Teil der Galaxie dominiert.

Schwache Rotation: Während die Scheibe der Milchstraße eine hohe Rotation aufweist, zeigt der Halo eine langsamere, chaotischere Bewegung.
Retrograde Sterne: Einige Sterne im Halo bewegen sich in entgegengesetzter Richtung zur galaktischen Rotation.
Hohe Eigengeschwindigkeiten: Die Sterne im Halo haben oft schnelle, exzentrische Umlaufbahnen um das galaktische Zentrum.

Alte Sterne: Die Sterne im Halo gehören zu den ältesten der Galaxie (über 10 Milliarden Jahre alt).
Metallarme Sterne: Aufgrund ihres hohen Alters haben diese Sterne eine sehr geringe Metallizität.
Population-II-Sterne: Sie sind im Vergleich zu den jüngeren Sternen in der Scheibe metallärmer und kühler.
RR-Lyrae-Variablen: Diese pulsierenden Sterne sind häufig im Halo und dienen als Standardkerzen zur Entfernungsmessung.
Hypervelosterne: Einzelne Sterne können durch Wechselwirkungen mit dem Schwarzen Loch im Zentrum mit hoher Geschwindigkeit aus der Galaxie geschleudert werden.

Verbreitung: Kugelsternhaufen befinden sich hauptsächlich im Halo, mit rund 150–200 bekannten Haufen in der Milchstraße.
Alter: Die meisten Kugelsternhaufen sind sehr alt (10–13 Milliarden Jahre).
Chemische Zusammensetzung: Metallarme Population-II-Sterne dominieren.
Dynamik: Kugelsternhaufen bewegen sich auf langgestreckten Bahnen durch den Halo.

Temperatur: Mehrere Millionen Kelvin (hauptsächlich durch Supernovae aufgeheizt).
Röntgenstrahlung: Das heiße Gas emittiert stark im Röntgenbereich.
Ausfluss von Gas: Sternwinde und Supernovae aus der Scheibe können Material in den Halo schleudern.

Hochenergetische Teilchen: Der Halo enthält viele schnelle geladene Partikel, die von Supernovae und aktiven galaktischen Prozessen stammen.

Schwach, aber großräumig: Der galaktische Halo enthält ein großflächiges Magnetfeld, das jedoch schwächer als das Magnetfeld der Scheibe ist.

Überwältigende Dominanz: Der Großteil der Halo-Masse besteht aus Dunkler Materie, die nicht direkt sichtbar ist.
Beweis durch Rotationskurven: Die gleichbleibende Rotationsgeschwindigkeit der äußeren Sterne deutet darauf hin, dass der Halo massereich sein muss.
Verteilung: Dunkle Materie bildet eine sphärische, diffuse Struktur, die sich weit über die galaktische Scheibe hinaus erstreckt.

Akkretion von Satellitengalaxien: Der Halo fängt regelmäßig kleine Zwerggalaxien ein und integriert deren Sterne.
Gezeitenströme: Zerstörte Zwerggalaxien und Kugelsternhaufen hinterlassen lange Sternströme im Halo.
Galaktische Fontänen: Gas wird durch Supernovae in den Halo geschleudert und fällt später zurück in die Scheibe.

Früheste Strukturen: Die Sterne und Kugelsternhaufen im Halo sind Relikte der frühesten Galaxienbildung.
Einfluss auf die Galaxienentwicklung: Der Halo bestimmt durch seine Dunkle Materie die Dynamik der gesamten Galaxie.
Verbindung zu anderen Galaxien: Der Halo kann durch galaktische Wechselwirkungen Sternströme zwischen Galaxien enthalten.

Direkte Beobachtung: Durch Metallarme Sterne und Kugelsternhaufen sichtbar.
Röntgenstrahlung: Hochenergetisches heißes Gas kann mit Röntgenteleskopen wie Chandra oder XMM-Newton untersucht werden.
Gravitationslinsen: Die Masse der Dunklen Materie kann durch Gravitationslinseneffekte gemessen werden.
Rotationskurven: Indirekte Hinweise auf Dunkle Materie durch Bewegungen der Sterne in der Galaxie.