은하 후광

은하 후광은 눈에 보이는 주성분 ^[1]너머로 확장되어 있는 대략 구형의 은하 구성요소입니다.은하의 몇 가지 다른 구성 요소는 ^[2]^[3]후광을 구성합니다.

별의 후광
은하 코로나(뜨거운 가스, 즉 플라즈마)
암흑 물질의 후광

헤일로와 은하 본체의 차이는 나선 은하에서 가장 뚜렷하며, 나선 은하에서는 헤일로의 구형 모양이 평평한 원반과 대조됩니다.타원은하에서는 은하의 다른 구성 요소와 후광 사이에 급격한 변화가 없습니다.

헤일로는 문제의 ^[4]은하계 너머 시야에 있는 퀘이사와 같은 먼 밝은 물체로부터의 빛의 통과에 미치는 영향을 관찰함으로써 연구될 수 있다.

은하 후광의 구성 요소

별의 후광

별의 후광은 거의 구형의 야성단과 구상성단이다.이 은하는 대부분의 원반은하와 cD 유형의 일부 타원은하를 둘러싸고 있습니다.은하의 항성 질량의 약 1퍼센트(약 1퍼센트)가 항성 후광에 존재하는데, 이는 은하의 다른 구성 요소들보다 밝기가 훨씬 낮다는 것을 의미합니다.

우리은하의 별의 후광에는 구상성단, 금속 함량이 낮은 RR 거문고 별, 그리고 준왜성이 포함되어 있습니다.우리 별의 후광에 있는 별들은 나이가 많고 금속이 부족한 경향이 있지만, 원반별과 비슷한 금속 함량을 가진 후광성단도 있습니다.우리은하의 헤일로별은 관측된 반경 속도 분산이 약 200km/s이고 평균 회전 속도는 약 50km/^[5]s입니다.은하수의 별의 후광에서 별의 형성은 오래 전에 ^[6]멈췄다.

은하 코로나

은하 코로나란 은하의 중심에서 멀리 뻗어 있는 가스의 분포입니다.이는 HI 가스(H 1, 21cm 마이크로파 라인)의 존재와 X선 분광법으로 ^[7]검출할 수 있는 다른 특징들을 보여주는 독특한 방출 스펙트럼에 의해 검출될 수 있다.

암흑 물질 후광

암흑 물질 후광은 은하 전체에 걸쳐 있는 암흑 물질의 이론화된 분포로, 눈에 보이는 구성 요소보다 훨씬 더 멀리 뻗어 있습니다.암흑 물질 후광의 질량은 은하의 다른 구성 요소들의 질량보다 훨씬 큽니다.그것의 존재는 은하 내 물체의 역학을 결정하는 중력 잠재력을 설명하기 위해 가설화 되었다.암흑 물질 할로스의 성질은 현재 우주론, 특히 은하 형성과 ^[8]진화와의 관계에서 중요한 영역입니다.

나바로-프랑크-흰색 프로파일은 수치 ^[9]시뮬레이션을 통해 결정되는 암흑 물질 헤일로의 널리 받아들여지는 밀도 프로파일입니다.이는 은하 중심으로부터의 거리인 r $\displaystyle$ r의 $r$ 로 암흑 물질 후광의 질량 밀도를 나타냅니다.

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

$r_{s}$ 서 r $r_{s}$ {\ $displaystyle r_{$ $s$ }}은 $r_{s}$ 모델의 특성 반지름입니다. $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ crit $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ / $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ G { \ $displaystyle \rho$ } = $3$ $H^{2}/8\pi$ G는 $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ 임계 밀도( $H$ {\ $displaystyle$ H $}$ 는 $H$ 허블 상수)이며, $\delta _{c}$ {\ $displaystyle$ \ $delta _{$ c $\delta _{c}$ }는 무차원 상수이다.그러나 보이지 않는 헤일로 성분은 이 밀도 프로파일로 무한히 확장될 수 없습니다. 이는 질량을 계산할 때 발산 적분으로 이어질 수 있습니다.그러나 이는 $모든$ r\ $displaystyle$ r에 대해 한정된 중력 전위를 제공합니다. 대부분의 측정값은 외부 후광의 질량 분포에 상대적으로 민감하지 않습니다.이는 헤일로의 모양이 구형 또는 타원형일 경우은하 중심에서 거리 $\$ $displaystyle$ r보다 $r$ $은하$ 중심에 가까운 물체에 대한 헤일로 질량의 순중력 효과가 없다는 뉴턴의 법칙의 결과입니다.제한될 수 있는 유일한 동적 변수는 탈출 속도입니다. 은하에 여전히 중력으로 묶여 있는 가장 빠르게 움직이는 항성 물체는 어두운 ^[10]헤일로 바깥쪽 가장자리에 대한 질량 프로파일에 하한선을 줄 수 있습니다.

은하할로 형성

별의 할로겐의 형성은 할로겐과 같은 시스템의 진화가 아래쪽에서 위로 일어나는 차가운 암흑 물질 모델에서 자연스럽게 일어나는데, 이는 은하의 거대한 구조가 작은 물체로부터 시작된다는 것을 의미합니다.중입자 물질과 암흑 물질로 구성된 할로겐은 서로 합쳐지면서 형성된다.은하 할로의 형성은 중력 증가와 원시 블랙홀의 ^[11]존재에 의한 영향 때문일 수 있다는 증거가 있다.헤일로 병합으로 인한 가스는 중심 은하 구성 요소의 형성을 향해 가는 반면 별과 암흑 물질은 은하 ^[12]헤일로에 남아 있습니다.

반면에, 우리 은하의 후광은 가이아 소시지로부터 유래한 것으로 생각된다.

「」를 참조해 주세요.

원반은하 – 은하형태의 종류
은하 팽대부 – 더 큰 형상에 빽빽하게 들어찬 별 무리
은하 코로나 – 뜨겁고 이온화된 은하 후광의 기체 성분
은하 좌표계 – 태양을 중심으로 하는 구면 좌표계의 천체 좌표계
은하 형성과 진화 – 균질한 시작부터 최초의 은하 형성과 시간에 따른 은하 변화 방식
나선은하 – 나선은하와 막대나선은하의 중심에서 뻗어나가는 별의 영역

레퍼런스

^ "OpenStax Astronomy". OpenStax.
^ Helmi, Amina (June 2008). "The stellar halo of the Galaxy". The Astronomy and Astrophysics Review. 15 (3): 145–188. arXiv:0804.0019. Bibcode:2008A&ARv..15..145H. doi:10.1007/s00159-008-0009-6. ISSN 0935-4956. S2CID 2137586.
^ Maoz, Dan (2016). Astrophysics in a Nutshell. Princeton University Press. 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. Retrieved 2020-09-01.
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^ Jones, Mark H. (2015). An Introduction to Galaxies and Cosmology Second Edition. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-49261-5.
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^ Binney and Tremaine (1987). Galactic Dynamics. Princeton University Press.
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^ Zolotov, Adi; Willman, Beth; Brooks, Alyson M.; Governato, Fabio; Brook, Chris B.; Hogg, David W.; Quinn, Tom; Stinson, Greg (2009-09-10). "The Dual Origin of Stellar Halos". The Astrophysical Journal. 702 (2): 1058–1067. arXiv:0904.3333. Bibcode:2009ApJ...702.1058Z. doi:10.1088/0004-637X/702/2/1058. ISSN 0004-637X. S2CID 16591772.

외부 링크

[1] "OpenStax Astronomy". OpenStax.

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

[3] Maoz, Dan (2016). Astrophysics in a Nutshell. Princeton University Press. 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. Retrieved 2020-09-01.

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

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

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

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

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

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

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

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

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v t 은하계
형태학	디스크 렌티큘러 막혔다 막힘이 없는 나선형 빈혈의 막혔다 응집성 웅장한 디자인 중간의 마젤란 막힘이 없는 왜소은하 타원형의 불규칙한 구상체 나선형의 타원은하 cD 불규칙하다 막혔다 신기해 울리다 북극의
구조.	활동 은하핵 막대 벌지 중심질량물체 은하 중심 암흑 물질 후광 디스크 원반 은하 헤일로 코로나 Galactic비행기 Galactic융기 성간 매질 원시 은하 은하 필라멘트 나선 팔 초대 질량 블랙 홀 Ultramassive
능동 핵	블레이자 LINER 마르카 리안 퀘이사 연사에 라크 개체 라디오 X자형 DRANGE 상대론적 제트 세이퍼트
에너지 은하	라이만 알파 이미터 라이먼 브레이크 발광 적외선 스타버스트 청색 콤팩트 왜성 완두콩 희미한 푸른색 발광 적외선 은하 고온의 먼지를 사용 녹두은하 하니스부어워프
액티비티가 낮다	낮은 표면 휘도 초확산 암흑 은하 붉은 덩어리
상호 작용	들판 은하조 구름 그룹 및 클러스터 그룹. 클러스터 가장 밝은 은하단 은하 화석군 인터랙션 합병 충돌 식인 풍습관 해파리 위성. 별의 흐름 슈퍼클러스터 벽들 공극 및 슈퍼보이드 보이드 은하
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