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星系暈:在一個星系周圍由老年恆星和球狀星團組成的巨大的球形區域。漩渦星系通常有一個籠罩整體的、結構稀疏的暈,叫做星系暈。星系暈是天文學名詞,指包圍漩渦星系(包括地球所在的銀河系)的一個近似球狀的系統,其中稀疏地散布著恆星、球狀星團和稀薄氣體。據認為銀河系的銀暈半徑為5萬光年,可能主要由暗物質組成。

1 星系暈 -基本簡介

星系暈星系暗暈

星系暈(Galactic halo):在一個星系周圍由老年恆星和球狀星團組成的巨大的球形區域。

漩渦星系通常有一個籠罩整體的、結構稀疏的暈,叫做星系暈。

星系暈是天文學名詞,指包圍漩渦星系(包括地球所在的銀河系)的一個近似球狀的系統,其中稀疏地散布著恆星、球狀星團和稀薄氣體。據認為銀河系的銀暈半徑為5萬光年,可能主要由暗物質。

星系暈是螺旋星系中,包括我們的星系 - 銀河,遠遠的延伸在星系盤面之外的部分,也是螺旋星系最容易看見的部分。

2 星系暈 -尖點問題

星系暈星系暗暈

出現在宇宙論模擬的冷暗物質將在宇宙最密集的區域形成尖點 - 也就是說,在中心點的數值將出現一個尖銳的峰值。這暗示了星系的中心,例如我們的銀河系,將會比其他區域有更高的暗物質密度。但是,在許多這類星系的中心,暗物質在分佈上似乎一點都沒有這樣的問題。

不過,這並不是個棘手的問題,因為重子物質的分佈和暗物質分佈之間的問題,在高重子濃縮的區域上未被充分的探討過。特別是,高密度的重子物質除了重力之外還有由其它作用力造成的不同分佈。重子物質的分佈,反過來說,可能影到暗物質自然的密度尖點。

3 星系暈 -元素產量

採用Fields等所提出的模型,將超新星爆發產生r-過程元素的事件分為2類:A類(r-rich)事件和B類(r-poor)事件,結合所得到的Ⅱ型超新星r-過程元素的產量和產區,計算了貧金屬星較重r-過程元素的彌散,並與觀測進行對比分析,解釋早期星系化學演化。

得到的主要結論:從星系化學演化角度看,星系r-過程元素主要來源於大質量星,r-過程核合成主要產生場所是較高質量的Ⅱ型超新星,質量範圍在28M⊙≤M≤35M⊙.利用計算得到的產量及初始質量函數φ(m),確定產生較重r-過程元素的Ⅱ型超新星占Ⅱ型超新星總數的比例(大約為4%),計算得到星系暈中Eu,Ba,Ce,La,Nd,Pr,Sm等元素的丰度離散情,並對計算結果進行分析。

4 星系暈 -螺旋星系

星系暈星系暈

具有漩渦結構的河外星系,在哈勃的星系分類中用S代表.螺旋星系的螺旋形狀,最早是在1845年觀測獵犬座星系 M51時發現的.螺旋星系的中心區域為透鏡狀,周圍圍繞著扁平的圓盤.從隆起的核球兩端延伸出若干條螺線狀旋臂,疊加在星系盤上.螺旋星系可分為正常漩渦星系和棒旋星系兩種.按哈勃分類,正常漩渦星系又分為 a、b、c三種次型:Sa型中心區大,稀疏地分佈著緊卷旋臂;Sb型中心區較小,旋臂較大並較開展;Sc型中心區為小亮核,旋臂大而鬆弛。除了旋臂上集聚高光度O、B型星、超巨星、電離氫區外,同時還有大量的塵埃和氣體分佈在星系盤上。

從側面看在主平面上呈現為一條窄的塵埃帶,有明顯的消光現象。漩渦星系通常有一個籠罩整體的、結構稀疏的暈,叫做星系暈。其中主要是星族Ⅱ天體,其典型代表是球狀星團。一個中等質量的漩渦星系往往有100-300個球狀星團。隨機地散布在星系盤周圍空間。

在往外,可能還有更稀疏的氣體球,稱為星系暈。漩渦星系的質量為十億到一萬億個太陽質量,對應的光度是絕對星等 -15~-21等。直徑範圍是5~50千秒差距。Sa型星系的總光譜型為K,Sb型為F~K,Sc型為A~F。產生總光譜的主要天體既有高光度早型星,又有高光度晚型星。星族Ⅰ天體組成星系盤和旋臂,星族Ⅱ天體主要構成星系核、星系暈和星系冕。

5 星系暈 -結構模型

星系暈結構模型

星系的形成和演化是人們一直感興趣的問題,但是由於其中涉及的物理過程太多太複雜,目前人們對它的了解並不透徹。新的星系形成模型,從統計的角度將理論和數值模擬得到的暗暈性質和觀測到的星系性質聯繫起來,給出兩者之間的關係,並試圖對星系形成的物理過程有更多的理解。

利用Millennium Simulation,一個包含100億粒子的宇宙結構增長的數值模擬,關於星系成團性研究的新模型被建立起來。所採用的方法介於傳統的半解析模型和暗暈佔據分佈(HOD)模型之間。

星系的位置和速度通過追蹤數值模擬中的子暗暈的軌道和併合歷史來預言。星系的物理性質不是用恆星形成以及反饋的過程來確定,而是運用參數化的函數將星系物理性質和暗暈在星系最後時刻作為其中心天體的時刻的質量Minfall聯繫起來。經過檢驗,這些參數化關係能夠恢復半解析星系表中星系的基本統計性質,如光度函數、質量函數,以及在不同質量和光度區間星系的兩點相關函數的形狀及幅度。

運用此模型能夠解釋由SDSS巡天數據給出的對這些統計量的測量,並得到本地宇宙中星系的光度和質量與它們所在暗暈質量的關係。所得結果和由Mandelbaum et al.利用星系弱引力透鏡方法從SDSS數據得到的這些關係相當一致。通過拓展上述以物理為基礎的暗暈統計模型,星系成團性對譜能量分佈(SED)的相關也被擬合出來。對數值模擬中的每個星系,其恆星形成歷史通過增加兩個新的參數來描述:星系的形成時間tform,以及星系第一次成為衛星星系的時間tinfall。

星系暈星系暗暈

中心星系從tform開始形成恆星,其恆星形成率按e指數演化,如果星系變為衛星星系,它隨後的恆星形成率則按照另一個演化時標下降。星族合成模型被用來計算模擬的星系的4000埃跳變強度。通過擬合SDSS觀測到的星系丰度以及投影相關函數對跳變強度的依賴,演化時標對星系質量的依賴得到了限制。結果表明大質量的中心星系在今天已經停止恆星形成。而在低質量處,中心星系的恆星形成歷史在很寬的範圍內變化,其中有很大一部分星系近期經歷過星暴過程。

所有質量的衛星星系的恆星形成率都呈下降趨勢,並且e指數時標也都很相似,約為2.5Gyr。這個較長的e指數時標導致模型預言的星系顏色--密度關係在紅移大於1.5的時候會變平,因為絕大多數衛星星系的恆星形成在當時還沒有顯著的下降。這個預言和從DEEP以及VVDS巡天所觀測到的結果是一致的。此外,運用Millennium Simulation以及建立在其之上的半解析模型,暗物質暈和暗暈中星系的併合歷史得到了分析。假設超大質量黑洞只存在於經歷過至少一次主併合的星系中,分析表明質量小於1010太陽質量的星系中只有很小一部分曾經經歷過主併合過程並且包含黑洞。

包含有黑洞的星系的比例在大質量處迅速增加。這和觀測到的鄰近星系中包含低光度(LINER-type)或者高光度(Seyfert 或composite-type)的AGN的星系比例對質量有強相關是相符合的。通過研究形成新黑洞的星系經歷的第一次主併合發生的時間,高質量星系被發現在很早時期就形成了黑洞。

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