星系晕：修订间差异

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2024年5月8日 (三) 18:13的版本

星系暈是星系的一個擴展的、大致呈球形的分量，它延伸到主要的可見分量之外^[1]。星系的幾個不同組成部分構成了它的暈^[2]^[3]：

星暈（英语：Stellar halo）
星系冕（熱氣體，即電漿）
暗物質暈

光暈和星系主體之間的區別在螺旋星系中最為明顯，其中光暈的球形與扁平的星系盤形成鮮明對比。

暈可以通過觀察其對遙遠明亮物體（如類星體）的光線通過的影響來研究，而這些物體在所討論的星系之外的視線範圍內^[4]。

星系暈的組成部分

星暈

星暈是由場星和球狀星團組成的近乎球形的群體。它圍繞著大多數盤狀星系以及一些cD的橢圓星系。星系的恆星質量有一小部分（約1%）存在於星暈中，這意味著它的光度遠低於星系的其它組成部分。

銀河系的星暈包含球狀星團、天琴座RR型變星、低金屬量的恆星和次矮星。在我們的星暈中，恆星往往較老（大多數年齡超過120億年）且金屬含量較低（貧金屬星），但也有觀測到金屬含量與盤星相似的星團暈星。觀測到的銀河系的暈星徑向速度色散約為200公里/秒，低的平均自轉速度約為50公里/秒^[5]。銀河系星暈中的恆星形成很久以前就已停止了^[6]。

星系冕

星系冕是遠離星系中心延伸分布的氣體。它可以通過它發出的不同發射光譜來檢測，顯示存在 21 cm微波線和其它可通過 X 射線光譜檢測到的特徵^[7]。

暗物質暈

暗物質暈是暗物質的理論分佈，它延伸到整個星系，遠遠超出了其可見成分。暗物質暈的質量遠遠大於星系其它組成部分的質量。它的存在被假設是為了解釋決定星系內物體動力學的引力勢。暗物質暈的本質是目前宇宙學研究的一個重要領域，特別是它與星系的形成和演化的關係^[8]。

Navarro-懷特-White剖面（英语：Navarro–Frenk–White profile）是通過數值模擬確定的暗物質暈的密度剖面^[9]。它表示暗物質暈的質量密度是 $r$ 的函數，即與銀河系中心的距離：

\rho (r)={\frac {\rho _{\text{crit}}\delta _{c}}{(r/r_{s})(1+r/r_{s})^{2}}}

其中 $r_{s}$ 是模型的特徵半徑， $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ 是臨界密度（其中的 $H$ 是哈伯常數），和 $\delta _{c}$ 是一個無量綱常數。然而，不可見的星系暈分量不能無限地以這種密度分佈延伸；這將導致在計算質量時出現發散積分。然而，它確實為所有 $r$ 提供了有限的引力勢。大多數可以進行的測量對外暈的質量分佈相對不敏感。依據牛頓定律定律指出，如果暈的形狀是球形或橢圓形，則在距離星系中心 $r$ 的暈質量，對比距離星系中心比 $r$ 更近的物體不會產生淨引力效應。唯一可以約束的與光暈範圍相關的動態變數是逃逸速度：仍然被引力束縛在星系中，移動最快的恆星物體，可以在暗物質暈外邊緣的質量剖面上給出下限^[10]。

星系暈的形成

恆星暈的形成自然發生在宇宙的冷暗物質模型中，其中光暈等系統的演化是自下而上的，這意味著星系的大尺度結構是從小物體開始形成的。暈由重子和暗物質組成，通過相互合併而形成。有證據表明，星系暈的形成也可能是由於引力增加和原始黑洞存在的影響^[11]。來自暈合併的氣體形成流向星系中心的成分，而恆星和暗物質則留在星系暈中^[12]。

另一方面，銀河系的暈被認為來自蓋亞香腸。

參考資料

^ OpenStax Astronomy. OpenStax.
^ Helmi, Amina. The stellar halo of the Galaxy. The Astronomy and Astrophysics Review. June 2008, 15 (3): 145–188. Bibcode:2008A&ARv..15..145H. ISSN 0935-4956. S2CID 2137586. arXiv:0804.0019 . doi:10.1007/s00159-008-0009-6.
^ Maoz, Dan. Astrophysics in a Nutshell. Princeton University Press. 2016. ISBN 978-0-691-16479-3.
^ August 2020, Meghan Bartels 31. The Andromeda galaxy's halo is even more massive than scientists expected, Hubble telescope reveals. Space.com. 31 August 2020 [2020-09-01] （英语）.
^ Setti, Giancarlo. Structure and Evolution of Galaxies. D. Reidel Publishing Company. 30 September 1975. ISBN 978-90-277-0325-5.
^ Jones, Mark H. An Introduction to Galaxies and Cosmology Second Edition. Cambridge University Press. 2015. ISBN 978-1-107-49261-5.
^ Lesch, Harold. The Physics of Galactic Halos. 1997.
^ Taylor, James E. Dark Matter Halos from the Inside Out. Advances in Astronomy. 2011, 2011: 604898. Bibcode:2011AdAst2011E...6T. ISSN 1687-7969. arXiv:1008.4103 . doi:10.1155/2011/604898 .
^ Navarro, Julio F.; Frenk, Carlos S.; White, Simon D. M. The Structure of Cold Dark Matter Halos. The Astrophysical Journal. May 1996, 462: 563–575. Bibcode:1996ApJ...462..563N. ISSN 0004-637X. S2CID 119007675. arXiv:astro-ph/9508025 . doi:10.1086/177173.
^ Binney and Tremaine. Galactic Dynamics. Princeton University Press. 1987.
^ Worsley, Andrew. Advances in Black Hole Physics and Dark Matter Modelling of the Galactic Halo. October 2018.
^ Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M.; Governato, Fabio; Brook, Chris B.; Hogg, David W.; Quinn, Tom; Stinson, Greg. The Dual Origin of Stellar Halos. The Astrophysical Journal. 2009-09-10, 702 (2): 1058–1067. Bibcode:2009ApJ...702.1058Z. ISSN 0004-637X. S2CID 16591772. arXiv:0904.3333 . doi:10.1088/0004-637X/702/2/1058.

外部連結

[1] OpenStax Astronomy. OpenStax.

[2] Helmi, Amina. The stellar halo of the Galaxy. The Astronomy and Astrophysics Review. June 2008, 15 (3): 145–188. Bibcode:2008A&ARv..15..145H. ISSN 0935-4956. S2CID 2137586. arXiv:0804.0019 . doi:10.1007/s00159-008-0009-6.

[3] Maoz, Dan. Astrophysics in a Nutshell. Princeton University Press. 2016. ISBN 978-0-691-16479-3.

[4] August 2020, Meghan Bartels 31. The Andromeda galaxy's halo is even more massive than scientists expected, Hubble telescope reveals. Space.com. 31 August 2020 [2020-09-01] （英语）.

[5] Setti, Giancarlo. Structure and Evolution of Galaxies. D. Reidel Publishing Company. 30 September 1975. ISBN 978-90-277-0325-5.

[6] Jones, Mark H. An Introduction to Galaxies and Cosmology Second Edition. Cambridge University Press. 2015. ISBN 978-1-107-49261-5.

[7] Lesch, Harold. The Physics of Galactic Halos. 1997.

[8] Taylor, James E. Dark Matter Halos from the Inside Out. Advances in Astronomy. 2011, 2011: 604898. Bibcode:2011AdAst2011E...6T. ISSN 1687-7969. arXiv:1008.4103 . doi:10.1155/2011/604898 .

[9] Navarro, Julio F.; Frenk, Carlos S.; White, Simon D. M. The Structure of Cold Dark Matter Halos. The Astrophysical Journal. May 1996, 462: 563–575. Bibcode:1996ApJ...462..563N. ISSN 0004-637X. S2CID 119007675. arXiv:astro-ph/9508025 . doi:10.1086/177173.

[10] Binney and Tremaine. Galactic Dynamics. Princeton University Press. 1987.

[11] Worsley, Andrew. Advances in Black Hole Physics and Dark Matter Modelling of the Galactic Halo. October 2018.

[12] Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M.; Governato, Fabio; Brook, Chris B.; Hogg, David W.; Quinn, Tom; Stinson, Greg. The Dual Origin of Stellar Halos. The Astrophysical Journal. 2009-09-10, 702 (2): 1058–1067. Bibcode:2009ApJ...702.1058Z. ISSN 0004-637X. S2CID 16591772. arXiv:0904.3333 . doi:10.1088/0004-637X/702/2/1058.

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+'''星系暈'''是[[星系]]的一個擴展的、大致呈球形的分量，它延伸到主要的可見分量之外<ref>{{Cite web|url=https://openstax.org/details/books/astronomy|title=OpenStax Astronomy|website=OpenStax}}</ref>。星系的幾個不同組成部分構成了它的暈<ref>{{Cite journal|last=Helmi|first=Amina|date=June 2008|title=The stellar halo of the Galaxy|arxiv=0804.0019|journal=The Astronomy and Astrophysics Review|volume=15|issue=3|pages=145–188|doi=10.1007/s00159-008-0009-6|issn=0935-4956|bibcode=2008A&ARv..15..145H|s2cid=2137586}}</ref><ref>{{Cite book|title=Astrophysics in a Nutshell|last=Maoz|first=Dan|publisher=Princeton University Press|year=2016|isbn=978-0-691-16479-3}}</ref>：
-'''銀暈'''是由[[星系]]的主要部分向外延伸、大致成球形、可見的組成部分。它可能具有下面幾種組成性質中的任何一部分或好幾種：
-* [[螺旋星系#星系扁球體|星系扁球體]] ([[恆星]])
+* {{link-en|星暈|Stellar halo}}
-* [[銀冕]] (熱的[[星際物質|氣體]]，也就是[[電漿]])
+* [[星系冕]]（熱[[氣體]]，即[[等離子體|電漿]]）
 * [[暗物質暈]]
-在[[螺旋星系]]，星系的暈和主體特徵是非常明顯的，此處球型的型狀對比於平坦的[[圓盤星系|星系盤]]。在一個[[橢圓星系]]，星系的本體和暈之間沒有明顯的區分。
+光暈和星系主體之間的區別在[[螺旋星系]]中最為明顯，其中光暈的球形與扁平的[[星系盤]]形成鮮明對比。
+暈可以通過觀察其對遙遠明亮物體（如[[類星體]]）的光線通過的影響來研究，而這些物體在所討論的星系之外的視線範圍內<ref>{{Cite web|last=August 2020|first=Meghan Bartels 31|title=The Andromeda galaxy's halo is even more massive than scientists expected, Hubble telescope reveals|url=https://www.space.com/andromeda-galaxy-halo-hubble-telescope-discovery.html|access-date=2020-09-01|website=Space.com|date=31 August 2020 |language=en}}</ref>。
+== 星系暈的組成部分 ==
+=== 星暈 ===
+星暈是由場星和[[球狀星團]]組成的近乎球形的群體。它圍繞著大多數盤狀星系以及一些[[CD型星系|cD]]的橢圓星系。星系的恆星質量有一小部分（約1%）存在於星暈中，這意味著它的光度遠低於星系的其它組成部分。
+[[銀河系]]的星暈包含球狀星團、[[天琴座RR型變星]]、低[[金屬量]]的恆星和[[次矮星]]。在我們的星暈中，恆星往往較老（大多數年齡超過120億年）且金屬含量較低（貧金屬星），但也有觀測到金屬含量與[[星系盤|盤星]]相似的星團暈星。觀測到的銀河系的暈星徑向速度色散約為200公里/秒，低的平均自轉速度約為50公里/秒<ref>{{Cite book|title=Structure and Evolution of Galaxies|last=Setti|first=Giancarlo|date=30 September 1975|publisher=D. Reidel Publishing Company|isbn=978-90-277-0325-5}}</ref>。銀河系星暈中的恆星形成很久以前就已停止了<ref>{{Cite book|title=An Introduction to Galaxies and Cosmology Second Edition|last=Jones|first=Mark H.|publisher=Cambridge University Press|year=2015|isbn=978-1-107-49261-5}}</ref>。
+=== 星系冕 ===
+星系冕是遠離星系中心延伸分布的氣體。它可以通過它發出的不同發射光譜來檢測，顯示存在[[中性氫區| 21 cm微波線]]和其它可通過 X 射線光譜檢測到的特徵<ref>{{Cite book|title=The Physics of Galactic Halos|last=Lesch|first=Harold|year=1997}}</ref>。
+=== 暗物質暈 ===
+[[暗物質暈]]是[[暗物質]]的理論分佈，它延伸到整個星系，遠遠超出了其可見成分。暗物質暈的質量遠遠大於星系其它組成部分的質量。它的存在被假設是為了解釋決定星系內物體動力學的引力勢。暗物質暈的本質是目前[[宇宙學]]研究的一個重要領域，特別是它與[[星系的形成和演化]]的關係<ref>{{Cite journal|last=Taylor|first=James E.| date=2011| title=Dark Matter Halos from the Inside Out|arxiv=1008.4103|journal=Advances in Astronomy|volume=2011|pages=604898|doi=10.1155/2011/604898|issn=1687-7969|bibcode=2011AdAst2011E...6T|doi-access=free}}</ref>。
+{{link-en|Navarro-懷特-White剖面|Navarro–Frenk–White profile}}是通過數值模擬確定的暗物質暈的密度剖面<ref>{{Cite journal|last1=Navarro|first1=Julio F.| last2=Frenk|first2=Carlos S.| last3=White|first3=Simon D. M.|date=May 1996|title=The Structure of Cold Dark Matter Halos|arxiv=astro-ph/9508025|journal=The Astrophysical Journal|volume=462|pages=563–575| doi=10.1086/177173|issn=0004-637X|bibcode=1996ApJ...462..563N|s2cid=119007675}}</ref>。它表示暗物質暈的質量密度是<math>r</math>的函數，即與銀河系中心的距離：
+<math display="block">\rho (r) = \frac{\rho_\text{crit} \delta_{c}}{(r/r_{s})(1+r/r_{s})^{2}}</math>
+其中<math>r_{s}</math>是模型的特徵半徑，<math>\rho_\text{crit} = 3H^2/8 \pi G</math>是臨界密度（其中的<math>H</math>是[[哈伯常數]]），和 <math>\delta_c</math>是一個無量綱常數。然而，不可見的星系暈分量不能無限地以這種密度分佈延伸；這將導致在計算質量時出現發散積分。然而，它確實為所有<math>r</math>提供了有限的引力勢。大多數可以進行的測量對外暈的質量分佈相對不敏感。依據[[牛頓運動定律|牛頓定律]]定律指出，如果暈的形狀是球形或橢圓形，則在距離星系中心<math>r</math>的暈質量，對比距離星系中心比<math>r</math>更近的物體不會產生淨引力效應。唯一可以約束的與光暈範圍相關的動態變數是{{link-en|逃逸速度|Escape velocity}}：仍然被引力束縛在星系中，移動最快的恆星物體，可以在暗物質暈外邊緣的質量剖面上給出下限<ref>{{Cite book|title=Galactic Dynamics|last=Binney and Tremaine|publisher=Princeton University Press|year=1987}}</ref>。
+== 星系暈的形成 ==
+恆星暈的形成自然發生在宇宙的[[冷暗物質]]模型中，其中光暈等系統的演化是自下而上的，這意味著星系的大尺度結構是從小物體開始形成的。暈由[[重子]]和暗物質組成，通過相互合併而形成。有證據表明，星系暈的形成也可能是由於引力增加和原始黑洞存在的影響<ref>{{Cite web|url=https://www.researchgate.net/publication/269689929|title=Advances in Black Hole Physics and Dark Matter Modelling of the Galactic Halo|last=Worsley|first=Andrew|date=October 2018}}</ref>。來自暈合併的氣體形成流向星系中心的成分，而恆星和暗物質則留在星系暈中<ref>{{Cite journal|last1=Zolotov|first1=Adi|last2=Willman|first2=Beth|last3=Brooks|first3=Alyson M.|last4=Governato|first4=Fabio|last5=Brook|first5=Chris B.|last6=Hogg|first6=David W.|last7=Quinn|first7=Tom|author7-link=Tom Quinn (astrophysicist)|last8=Stinson|first8=Greg|date=2009-09-10|title=The Dual Origin of Stellar Halos|arxiv=0904.3333|journal=The Astrophysical Journal|volume=702|issue=2|pages=1058–1067|doi=10.1088/0004-637X/702/2/1058|issn=0004-637X|bibcode=2009ApJ...702.1058Z|s2cid=16591772}}</ref>。
+另一方面，銀河系的暈被認為來自[[蓋亞香腸]]。
 == 相關條目 ==
-* [[星系的形成和演化]]
+* {{annotated link|圓盤星系}}
-* [[銀道座標系]]
-* [[核球 (星系)|核球]]
+* {{annotated link|核球}}
-* [[圓盤星系]]
+* {{annotated link|星系冕}}
+* {{annotated link|銀河坐標系}}
-** [[螺旋星系#螺旋臂|旋臂]]
+* {{annotated link|星系形成和演化}}
-* [[銀冕]]
+* {{annotated link|螺旋臂}}
+== 參考資料 ==
+<!--- See [[Wikipedia:Footnotes]] on how to create references using <ref></ref> tags which will then appear here automatically -->
+<references />
+== 外部連結 ==
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