星ほし系けい晕

星ほし系けい暈かさ是これ星ほし系けい的てき一いち個こ擴展的てき、大だい致呈球形きゅうけい的てき分量ぶんりょう，它延伸えんしん到いた主要しゅよう的てき可か見分けんぶん量りょう之の外そと^[1]。星ほし系けい的てき幾いく個こ不同ふどう組成そせい部分ぶぶん構成こうせい了りょう它的暈かさ^[2]^[3]：

光ひかり暈かさ和わ星ほし系けい主體しゅたい之の間あいだ的てき區別くべつ在ざい螺旋らせん星ほし系けい中ちゅう最さい為ため明あかり顯あらわ，其中光こう暈かさ的てき球形きゅうけい與あずか扁平へんぺい的てき星ほし系けい盤ばん形成けいせい鮮明せんめい對比たいひ。

暈かさ可か以通過つうか觀察かんさつ其對遙遠ようえん明あきら亮あきら物體ぶったい（如類るい星ほし體たい）的てき光線こうせん通過つうか的てき影響えいきょう來らい研究けんきゅう，而這些物體ぶったい在所ざいしょ討論とうろん的てき星ほし系けい之の外的がいてき視線しせん範圍はんい內^[4]。

星ほし系けい暈かさ的てき組成そせい部分ぶぶん

星ほし暈かさ

星ほし暈かさ是ぜ由よし場じょう星和せいわ球狀きゅうじょう星團せいだん組成そせい的てき近きん乎球形がた的てき群ぐん體たい。它圍繞いじょう著大ちょだい多數たすう盤ばん狀じょう星ほし系けい以及一いち些cD的てき橢圓だえん星ほし系けい。星ほし系けい的てき恆星こうせい質量しつりょう有ゆう一いち小しょう部分ぶぶん（約やく1%）存在そんざい於星暈かさ中ちゅう，這意味あじ著ちょ它的光度こうど遠とお低てい於星系けい的てき其它組成そせい部分ぶぶん。

銀河系ぎんがけい的てき星ほし暈かさ包含ほうがん球狀きゅうじょう星團せいだん、天てん琴きん座ざRR型がた變へん星ぼし、低ひく金屬きんぞく量りょう的てき恆星こうせい和わ次じ矮星。在ざい我わが們的星ぼし暈かさ中ちゅう，恆星こうせい往往おうおう較老（大だい多數たすう年齡ねんれい超過ちょうか120億おく年ねん）且金屬きんぞく含量較低（貧ひん金屬きんぞく星ぼし），但ただし也有やゆう觀測かんそく到いた金屬きんぞく含量與あずか盤ばん星ぼし相似そうじ的てき星團せいだん暈かさ星ぼし。觀測かんそく到いた的てき銀河系ぎんがけい的てき暈かさ星ぼし徑みち向こう速度そくど色しょく散ち約やく為ため200公里くり/秒びょう，低てい的てき平均へいきん自轉じてん速度そくど約やく為ため50公里くり/秒びょう^[5]。銀河系ぎんがけい星ぼし暈かさ中ちゅう的てき恆星こうせい形成けいせい很久以前いぜん就已停止ていし了りょう^[6]。

星ほし系けい冕

星ほし系けい冕是遠とお離はなれ星ほし系けい中心ちゅうしん延伸えんしん分布ぶんぷ的てき氣體きたい。它可以通過つうか它發出はっしゅつ的てき不同ふどう發射はっしゃ光こう譜ふ來らい檢けん測はか，顯示けんじ存在そんざい 21 cm微ほろ波線はせん和かず其它可か通過つうか X 射い線せん光こう譜ふ檢けん測はか到いた的てき特徵とくちょう^[7]。

暗くら物質ぶっしつ暈かさ

暗くら物質ぶっしつ暈かさ是これ暗くら物質ぶっしつ的てき理論りろん分ぶん佈，它延伸えんしん到いた整せい個こ星ほし系けい，遠とお遠とお超ちょう出で了りょう其可見み成分せいぶん。暗くら物質ぶっしつ暈かさ的てき質量しつりょう遠とお遠大えんだい於星系けい其它組成そせい部分ぶぶん的てき質量しつりょう。它的存在そんざい被ひ假設かせつ是ぜ為ため了りょう解釋かいしゃく決定けってい星ほし系けい內物體ぶったい動力どうりょく學がく的てき引力いんりょく勢ぜい。暗くら物質ぶっしつ暈かさ的てき本質ほんしつ是ぜ目前もくぜん宇宙うちゅう學がく研究けんきゅう的てき一いち個こ重要じゅうよう領域りょういき，特別とくべつ是ぜ它與星ほし系けい的てき形成けいせい和わ演えんじ化か的てき關係かんけい^[8]。

Navarro-懷ふところ特とく-White剖面（英えい语：Navarro–Frenk–White profile）是ぜ通過つうか數すう值模擬もぎ確定かくてい的てき暗くら物質ぶっしつ暈かさ的てき密度みつど剖面^[9]。它表示ひょうじ暗くら物質ぶっしつ暈かさ的てき質量しつりょう密度みつど是ぜ $r$ 的てき函數かんすう，即そく與あずか銀河系ぎんがけい中心ちゅうしん的てき距離きょり：

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

其中 $r_{s}$ 是ぜ模型もけい的てき特徵とくちょう半徑はんけい， $\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$ 是ぜ臨界りんかい密度みつど（其中的てき $H$ 是これ哈伯常數じょうすう），和わ $\delta _{c}$ 是ぜ一いち個こ無量むりょう綱つな常數じょうすう。然しか而，不可ふか見み的てき星ほし系けい暈かさ分量ぶんりょう不能ふのう無限むげん地ち以這種しゅ密度みつど分ぶん佈延伸えんしん；這將導しるべ致在計算けいさん質量しつりょう時じ出現しゅつげん發散はっさん積分せきぶん。然しか而，它確實かくじつ為ため所有しょゆう $r$ 提供ていきょう了りょう有限ゆうげん的てき引力いんりょく勢ぜい。大だい多數たすう可か以進行しんこう的てき測量そくりょう對外たいがい暈かさ的てき質量しつりょう分ぶん佈相對たい不敏ふびん感かん。依據いきょ牛うし頓ひたぶる定律ていりつ定律ていりつ指出さしで，如果暈かさ的てき形狀けいじょう是ぜ球形きゅうけい或ある橢圓だえん形がた，則のり在ざい距離きょり星ほし系けい中心ちゅうしん $r$ 的てき暈かさ質量しつりょう，對比たいひ距離きょり星ほし系けい中心ちゅうしん比ひ $r$ 更さら近ちか的てき物體ぶったい不ふ會かい產さん生せい淨きよし引力いんりょく效こう應おう。唯ただ一可以約束的與光暈範圍相關的動態變數是逃逸速度そくど：仍然被ひ引力いんりょく束縛そくばく在ざい星ほし系けい中ちゅう，移動いどう最さい快かい的てき恆星こうせい物體ぶったい，可か以在暗くら物質ぶっしつ暈かさ外がい邊あたり緣えん的てき質量しつりょう剖面上じょう給きゅう出で下限かげん^[10]。

星ほし系けい暈かさ的てき形成けいせい

恆星こうせい暈かさ的てき形成けいせい自然しぜん發生はっせい在ざい宇宙うちゅう的てき冷暗れいあん物質ぶっしつ模型もけい中ちゅう，其中光こう暈かさ等とう系統的けいとうてき演えんじ化か是ぜ自じ下した而上的てき，這意味あじ著ちょ星ほし系けい的てき大だい尺度しゃくど結構けっこう是これ從したがえ小しょう物體ぶったい開始かいし形成けいせい的てき。暈かさ由ゆかり重子しげこ和わ暗くら物質ぶっしつ組成そせい，通過つうか相互そうご合併がっぺい而形成けいせい。有ゆう證據しょうこ表明ひょうめい，星ほし系けい暈かさ的てき形成けいせい也可能かのう是ぜ由よし於引力りょく增加ぞうか和わ原始げんし黑くろ洞ほら存在そんざい的てき影響えいきょう^[11]。來らい自じ暈かさ合併がっぺい的てき氣體きたい形成けいせい流りゅう向こう星ほし系けい中心ちゅうしん的てき成分せいぶん，而恆星和せいわ暗くら物質ぶっしつ則そく留とめ在ざい星ほし系けい暈かさ中ちゅう^[12]。

另一方面ほうめん，銀河系ぎんがけい的てき暈かさ被ひ認みとめ為ため來き自じ蓋ぶた亞あ香が腸ちょう。

參考さんこう資料しりょう

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外部がいぶ連結れんけつ

[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] （英えい语）.

[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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