Здесь α₀ есть размер сфероида в плоскости Галактики, М - масса в солнечных массах, ε = b₀/α₀ - сплюснутость сфероида. Параметры подсистем находятся путем подбора так, чтобы воспроизвести наблюдаемую кривую вращения и систему галактических постоянных. Для ядра параметры взяты по аналогии с ядром туманности Андромеды. Радиус и масса балджа определены по первому максимуму кривой вращения. Радиус гало определен на основании данных о пространственном распределении шаровых скоплений, а масса - по данным о плотности и градиенте плотности звёзд населения II-го типа в окрестностях Солнца. При определении параметров диска в этой модели не удается воспроизвести форму кривой вращения в области минимума, если использовать экспоненциальное убывание плотности от центра Галактики. Поэтому приходится вводить компоненты отрицательной массы, отмеченные в табл.15-1 римской цифрой II. Масса короны найдена в предположении, что ближайшие карликовые галактики - спутники нашей звёздной системы - удерживаются гравитационным полем Галактики. Последняя оценка полной массы Галактики из этих соображений привела к значению (1.8 - 2.5)•10¹²•М_¤ по результатам работы японских астрономов Сакамото, Чиба и Бирса в 2003г. По величине дисперсии скоростей этих карликовых галактик с помощью теоремы вириала вычисляется масса короны, а ее размеры оцениваются как размеры системы этих галактик. Огромная масса короны требуется не только для удержания довольно быстро двигающихся спутников Галактики и объяснения плоской кривой вращения. Такая масса требуется для стабилизации диска Галактики от неустойчивости и быстрого разрушения. Численные эксперименты по решению задачи N тел (при N порядка и более 10000) показали, что в звёздном диске с наблюдаемой дисперсией скоростей быстро появляется растущее возмущение плотности, напоминающее бар пересеченных спиральных галактик. В конце концов весь диск собирается в такой бар. Но эта неустойчивость подавляется, если ввести корону, обладающую, при низкой плотности, большой массой.

Важнейшим вопросом является: из чего состоит тёмное вещество короны? Этот вопрос не решен до настоящего времени, и в качестве кандидатов рассматриваются различные экзотические объекты и частицы, а также слабые звёзды гипотетического населения III, их остатки и коричневые карлики. Недавние наблюдения с космического телескопа имени Хаббла показывают, что заметную долю недостающей массы могут составлять старые белые карлики. Следует отметить, что реально наблюдаемыми носителями некоторой, правда очень небольшой, массы короны являются аккрецированные объекты - шаровые скопления и звезды, оставшиеся от распавшихся под действием приливных сил балджа и гало карликовых галактик-спутников, - о которых уже говорилось в § 8.4, § 11.3 и § 14.3.

В настоящее время осуществлены обширные программы наблюдения микролинзирования для поиска объектов, составляющих корону Галактики. В частности, это программы MACHO (Massive Compact Halo Objects - массивные компактные объекты гало) и OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). В рамках программы MACHO проводилось слежение за 12 миллионами звёзд в направлениях Большого Магелланова облака и балджа Галактики в поисках событий микролинзирования. Сейчас уже известно, что в большинстве случаев масса линзирующих объектов находится в интервале от 0.15 до 0.9 солнечных масс, так что это объекты звёздных масс. Всего таких объектов в короне должно быть 2· 10¹¹, причем заметный процент темной материи короны может состоять из холодных белых карликов. В окрестностях Солнца в настоящее время известны 46 белых карликов с остаточными скоростями более 250 км/с, которые можно считать белыми карликами гало Галактики.

Отметим, что свободных параметров, значения которых подбираются в процессе создания модели, более чем достаточно для точной подгонки всего набора наблюдательных данных. По мере увеличения точности данных модели также будут уточняться и развиваться.