Massenmodelle der Milchstraße

Ein parametrisiertes Modell der Massendichte innerhalb der Milchstraße wird an die verfügbaren Beobachtungsbedingungen angepasst. Der wichtigste Einzelparameter ist das Verhältnis der Skalelänge Rd* der stellaren Scheibe zu R0. Die Scheibe und der Bulge dominieren vc(R) bei R≲R0 nur für Rd,*/R0≲0.3. Da das einzige Wissen, das wir über den Halo haben, aus Studien wie der vorliegenden stammt, erlauben wir ihm, zur Dichte in allen Radien beizutragen. Wenn ihm diese Freiheit gewährt wird, führt der Halo jedoch zu Änderungen der Annahmen, die sich auf R « R0 beziehen und die Struktur des bestpassenden Modells bei R » R0 tiefgreifend beeinflussen. Zum Beispiel verändert eine leichte Abweichung der Scheibe von einem exponentiellen Flächenmassendichteprofil erheblich die Form von vc(R) bei R » R0, wo die Scheibe einen vernachlässigbaren Beitrag zu vc leistet. Darüber hinaus können kleine Änderungen in den Bedingungen dazu führen, dass der Halo in seinem Zentrum ein tiefes Loch entwickelt, das physikalisch nicht plausibel ist. Diese Probleme stellen die Annahme in Frage, dass flache Rotationskurven entstehen, weil Galaxien physikalisch voneinander verschiedene Halos haben, anstatt dass die Massenzu-Licht-Verhältnisse nach außen zunehmen. Die Massendichte der Galaxie und die relative Bedeutung ihrer verschiedenen Komponenten bleiben sehr unsicher, bis mehr Beobachtungsdaten verwendet werden können, um Massenmodelle einzuschränken. Daten, die das galaktische Kraftfeld bei z≳R und bei R > R0 einschränken, sind besonders wichtig.