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暈族大質量緻密天體

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暈族大質量緻密天體[1]（Massive Compact Halo Object，縮寫為MACHO），又名大質量緻密暈天體，是一個天文學的普通名詞，可以用來解釋可能存在於星系暈的暗物質。暈族大質量緻密天體是一些體積很小的大質量重子物質，沒有或只有很少的電磁輻射，在星際空間不與恆星系統發生影響。暈族大質量緻密天體自身不發光，所以很難被探測到。暈族大質量緻密天體也可能是黑洞、中子星、褐矮星、自由行星、白矮星和非常微弱的紅矮星，也有人認為暈族大質量緻密天體和大質量弱交互作用粒子（WIMP）都是暗物質的候選者之一。

發現

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暈族大質量緻密天體可以被發現，只要通過它們與其他天體的重力透鏡作用就可以被間接探測到。重力透鏡是廣義相對論效應，背景光源發出的光在重力場（各種大質量天體）黑洞）附近經過時，光線會像發生彎曲，並且重力場會像透鏡一樣將光線聚焦。20世紀80年代，普林斯頓大學的波蘭天文學家玻丹·帕琴斯基（Bohdan Paczyński）討論了銀河系暈中不發光的暗天體作為微重力透鏡的可能性[2]，認為它們有很高的機率被觀測到。這些天體叫做暈族大質量緻密天體。

1993年，人們在大麥哲倫雲中發現了第一個這類暗物體的例子，是由三個天文小組發現的，法國的EROS小組，波蘭科學家為主的OGLE小組，由美澳科學家組成的MACHO計劃小組。MACHO計劃小組人數最多的，由勞倫斯·利弗莫爾國家實驗室的阿爾科克（Charles Alcock）為首，該實驗室的貝內特（David Bennett）和加利福尼亞大學聖迪戈分校的戈里斯特（Kim Griest）參與領導，使用位於澳大利亞坎培拉附近的斯特羅姆洛山天文台的1.5米口徑望遠鏡進行工作。各個小組都發現了由暈族大質量緻密天體（MACHOs）對於大麥哲倫雲中恆星的微重力透鏡效應的明顯例子。

1996年1月美國天文學會的學術討論會上，美澳合作的MACHO計劃小組者公布了銀河系暈的大部分含有暈族大質量緻密天體（MACHOs），有力證據來自對7個新的大質量暈天體的發現。他們又一次用對大麥哲倫雲的重力透鏡效應，來確定這些幽靈天體的性質。這些暈族大質量緻密天體（MACHOs）的質量從0.1太陽質量到1個太陽質量不等。

這些小組已排除了用暗物質被解釋暈族大質量緻密天體（MACHOs），大量的這類天體的質量在0.00000001個太陽質量到100個太陽質量之間。MACHO計劃小組聲稱他們已經找到足夠多的微重力透鏡，並預測存在著許多約0.5個太陽質量的這類天體，足以解釋銀河系暈質量的20％的暗物質。[3] 這表明暈族大質量緻密天體（MACHOs）可能是白矮星或紅矮星，或其他類似的天體。不過白矮星或紅矮星並不是完全黑暗的，它們也能發一些很弱的光，所以可以與哈伯望遠鏡合作進行調查。這些搜尋已排除我們的銀河系大部分暗物質的可能性。另外一個EROS2小組認為，不確認這些信號就是暈族大質量緻密天體（MACHOs）。他們沒有找到足夠的微重力透鏡效應是與敏感性較高有關。[4]

據使用哈伯太空望遠鏡（HST）的近紅外線照相機和多目標分光儀（NICMOS）觀察，只有不到1％的銀河系暈是由紅矮星組成。[5] [6]直至對應了暗物質暈的一個微不足道的小部分，所以失蹤物質的問題仍然不能完全由暈族大質量緻密天體（MACHOs）解決。

候選者

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暈族大質量緻密天體（MACHOs）有時可能會考慮黑洞。黑洞是真正的黑色，因為它們沒有任何輻射（包括可見光），他們只吸收不釋放。銀河系暈周圍有可能是黑洞。黑洞有時可以探測到由明亮的氣體和塵埃圍繞它形成的一個吸積盤。這種盤可以氣體遮住黑洞，因為它不能很快地被吸收。一個孤立的黑洞沒有吸積盤，將只能用重力透鏡探測。天文學家懷疑他們能解釋大部分的暗物質。最大可能的短缺物質對整個銀河系平衡有很大影響。

中子星有點像黑洞，恆星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子。經過足夠的時間，這些中子星級完全輻射完自己能量，成為冷星，由於過於微弱而探測不到。同樣，老的白矮星也有可能成為變冷死亡，最終成為黑矮星，雖然宇宙的年齡尚未足夠任何星達到這個階段。

褐矮星成為候選的理由上面已經講過。褐矮星有時被稱為「失敗之星」，因為他們沒有大到足夠的規模可以開始核融合，只是簡單緩慢的發熱。所以它們唯一的能量來源是通過自己的重力收縮，它們是依稀可見的，在某些情況下褐矮星大約有木星的質量的13-75倍。

理論考慮

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理論研究上表明，早期不太可能產生作為目前宇宙中大量的暗物質的暈族大質量緻密天體（MACHOs）。[7]根據觀察到的元素豐度，[8]包括豐富的氘[9]，存在宇宙大爆炸到現在根本不能產生足夠重子物質的重大問題。不過暈族大質量緻密天體（MACHOs）仍可能解釋構成銀河系的約20％的暗物質。

相關條目

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參考文獻

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  1. ^ 英汉双向天文学词典. 中國天文學會天文學名詞審定委員會. [2009-05-11]. （原始內容存檔於2016-03-04）. 
  2. ^ Paczynski, B., 1986, Astrophysical Journal, 304, 1. NASA ADS DOI:10.1086/164140
  3. ^ C. Alcock et al., The MACHO Project: Microlensing Results from 5.7 Years of LMC Observations （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）. Astrophys.J. 542 (2000) 281-307
  4. ^ P. Tisserand et al., Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds. Submitted to Astron.Astrophys.
  5. ^ David Graff and Katherine Freese, [1], Analysis of a hubble space telescope search for red dwarfs: limits on baryonic matter in the galactic halo, Astrophys.J.456:L49,1996.
  6. ^ J. Najita, G. Tiede, and S. Carr, From Stars to Superplanets: The Low-Mass Initial Mass Function in the Young Cluster IC 348. The Astrophysical Journal 541, 1 (2000), 977–1003
  7. ^ Katherine Freese, Brian Fields, and David Graff,[2] Limits on stellar objects as the dark matter of our halo: nonbaryonic dark matter seems to be required.
  8. ^ Brian Fields, Katherine Freese, and David Graff,[3] Chemical abundance constraints on white dwarfs as halo dark matter, Astrophys.J.534:265-276,2000.
  9. ^ Arnon Dar, Dark Matter and Big Bang Nucleosynthesis （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）. Astrophys. J., 449 (1995) 550
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