Co to jest otoczka galaktyczna?
Otoczka galaktyczna (galactic halo) to rozległa, sferyczna lub elipsoidalna struktura otaczająca dysk galaktyczny, obejmująca kilka odrębnych składników: halo ciemnej materii (dark matter halo), halo gwiazdowe (stellar halo – stare gwiazdy populacji II i gromady kuliste), halo gazowe (gorący gaz WHIM/CGM – Circumgalactic Medium) i halo kosmicznych promieni naładowanych cząstek (CR halo). W Drodze Mlecznej halo gwiazdowe rozciąga sie do ok. 100-150 kpc (300 000-500 000 al), zaś halo ciemnej materii prawdopodobnie do ok. 200-300 kpc lub więcej.
Halo gwiazdowe Drogi Mlecznej: zawiera ok. 1% masy gwiazdowej galaktyki w postaci bardzo starych (wiek powyżej 10-12 mld lat), ubogich w metale gwiazd (populacja II, [Fe/H] poniżej -1). Są to pozostałości po pierwszych generacjach gwiazd i po pochłoniętych galaktykach satelitarnych. Strumienie gwiazdowe (stellar streams, tidal streams) – sznury gwiazd rozrywanych prądami pływowymi z gromad kulistych i galaktyk satelitarnych – mapują potencjał grawitacyjny Drogi Mlecznej i historię zderzeń. Strumień Sagittarius (Sgr Stream) – rozległy strumień z galaktyki Sagittarius rozciągający sie przez całe halo – odkryty przez Ibatę et al. (1994). Gaia mapuje halo Drogi Mlecznej z bezprecedensową szczegółowością: Gaia-Sausage (Gaia-Enceladus) – ślad dawnego zderzenia z galaktyką ok. 8-11 mld lat temu – dominuje kinematykę halo wewnętrznego. Halo gazowe (CGM, Circumgalactic Medium): rozrzedzony, gorący gaz (T ok. 10^6 K) otaczający dysk galaktyczny do ok. 200 kpc – zawiera masę porównywalną z masą dysku, emisja w rentgenie (eROSITA odkrywa to halo). CGM jest rezerwuarem gazu potrzebnego do przyszłego gwiazdotwórstwa i miejscem wymiany materii z intergalaktycznym ośrodkiem (CGM – IGM interface).
Halo ciemnej materii: najmasywniejszy składnik każdej galaktyki spiralnej – masa halo DM Drogi Mlecznej szacowana na ok. 1-2 x 10^12 M_sol (masy Słońca), wobec ok. 5-7 x 10^10 M_sol gwiazd dysku. Płaska krzywa rotacji galaktyki (stała prędkość okrężna poza centrum, ok. 220-240 km/s) jest bezpośrednim dowodem na rozległe halo ciemnej materii. Bez halo DM prędkość orbitalna powinna maleć jak v ~ 1/sqrt(r) poza centrum masy widzialnej. Profil Navarro-Frenk-White (NFW) – najbardziej stosowany analityczny profil gęstości halo ciemnej materii z symulacji numerycznych (Millenium Simulation, Illustris, TNG). Poszukiwania ciemnej materii bezpośrednie (LUX-ZEPLIN, XENONnT, PandaX) polegają na wykrywaniu WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) rozpraszanych na jądrach w podziemnych detektorach – brak detekcji zaostrza ograniczenia na przekrój czynny WIMP-nukleon.