Темная материя ореол

В современных моделях физической космологии ореол темной материи является основной единицей космологической структуры . Это гипотетическая область, которая отделена от космической экспансии и содержит гравитационно связанную материю . ^{[ 1 ]} Один ореол темной материи может содержать множество вириализованных склонов темного вещества, связанных вооружением, известным как субгало. ^{[ 1 ]} Современные космологические модели, такие как λcdm , предлагают, чтобы гало и субгало темной материи могут содержать галактики. ^{[ 1 ]}^{[ 2 ]} Ореол темной материи галактики окутывает галактический диск и простирается намного за пределами видимой галактики. Предполагая, что в соответствии с темной материей , ореолы не наблюдались напрямую. Их существование выводится посредством наблюдений за их воздействием на движения звезд и газа в галактиках и гравитационном линз . ^{[ 3 ]} Ореол темной материи играет ключевую роль в современных моделях образования и эволюции галактики . Теории, которые пытаются объяснить природу ореолов темной материи с различной степенью успеха, включают холодную темную материю (CDM) , теплую темную материю и массивные компактные гало -объекты (Machos). ^{[ 4 ]}^{[ 5 ]}^{[ 6 ]}^{[ 7 ]}

Кривые вращения в качестве доказательства ореола темной материи

Присутствие темной материи (DM) в ореоле выводится из его гравитационного спиральной галактики воздействия на кривую вращения . Без большого количества массы по всему (примерно сферическому) ореол, вращательная скорость галактики уменьшится на больших расстояниях от галактического центра, так же, как скорости орбитальных наружных планет уменьшаются с расстоянием от солнца. Однако наблюдения за спиральными галактиками, особенно радиоприемными наблюдениями излучения линий от нейтрального атомного водорода (известного, на астрономическом языке, как линия водорода 21 см , h One и Hi Line), показывают, что кривая вращения большинства спиральных галактик сглаживается. Это означает, что вращательные скорости не уменьшаются с расстоянием от галактического центра. ^{[ 11 ]} Отсутствие какого -либо видимого вопроса для учета этих наблюдений подразумевает либо, что ненаблюдаемый (темный) вещество, впервые предложенное Кеном Фрименом в 1970 году, или то, что теория движения под гравитацией ( общая относительность ) является неполной. Фриман заметил, что ожидаемое снижение скорости не было ни в NGC 300, ни в M33, и считалось незамеченной массой, чтобы объяснить это. Гипотеза DM была усилена несколькими исследованиями. ^{[ 12 ]}^{[ 13 ]}^{[ 14 ]}^{[ 15 ]}

Формирование и структура ореолах темной материи

Считается, что формирование ореолов темной материи сыграло главную роль в раннем формировании галактик. Во время первоначального галактического образования температура барионического вещества все еще была слишком высокой, чтобы он образовал гравитационно-связанные объекты, что требует предварительного образования структуры темного вещества, чтобы добавить дополнительные гравитационные взаимодействия. Текущая гипотеза для этого основана на холодной темной материи (CDM) и ее формировании в структуру на ранних этапах вселенной.

Гипотеза о формировании структуры CDM начинается с возмущений плотности во вселенной, которые растут линейно до тех пор, пока они не достигнут критической плотности, после чего они прекратят расширяться и рухнуть, образуя гравитационно связанную ореола темного вещества. Сферическая структура коллапса аналитически моделирует формирование и рост таких ореолов. Эти ореолы будут продолжать расти в массе (и размере), либо за счет нарастания материала из их непосредственного района, либо путем слияния с другими ореолами . Было обнаружено, что числовое моделирование формирования структуры CDM продолжается следующим образом: небольшой объем с небольшими возмущениями изначально расширяется с расширением вселенной. С течением времени мелкие возмущения растут и разрушаются, образуя небольшие ореолы. На более поздней стадии эти небольшие ореолы слияют с образованием единого вириализованного ореола темной материи с эллипсоидальной формой, которая показывает некоторую субструктуру в форме суб-халосов темной материи. ^{[ 2 ]}

Использование CDM преодолевает проблемы, связанные с нормальным барионическим веществом, поскольку он удаляет большую часть теплового и радиационного давления, которые предотвращали коллапс барионического вещества. Тот факт, что темная материя холодно по сравнению с барионическим веществом, позволяет DM сформировать эти начальные, гравитационно связанные комки. Как только эти субгало сформировались, их гравитационное взаимодействие с барионическим веществом достаточно, чтобы преодолеть тепловую энергию, и позволить ему рухнуть в первые звезды и галактики. Моделирование этого раннего образования галактики соответствует структуре, наблюдаемой с помощью галактических исследований, а также наблюдения за космическим микроволновым фоном. ^{[ 16 ]}

Профили плотности

Обычно используемая модель для гала-гала-галактической темной материи-это псевдо-изотермическое ореол: ^{[ 17 ]}

\rho (r)=\rho _{o}\left[1+\left({\frac {r}{r_{c}}}\right)^{2}\right]^{-1}

где $\rho _{o}$ обозначает конечную центральную плотность и $r_{c}$ основной радиус. Это обеспечивает хорошее соответствие для большинства данных кривой вращения. Однако это не может быть полным описанием, поскольку закрытая масса не сходится к конечному значению, поскольку радиус имеет тенденцию к бесконечности. Изотермическая модель, в лучшем случае, приближение. Многие эффекты могут привести к отклонениям от профиля, предсказанного этой простой моделью. Например, (i) коллапс может никогда не достигать равновесного состояния во внешней области ореола темной материи, (ii) нерадиальное движение может быть важным, и (iii) слияния, связанные с (иерархическим) образованием ореола, могут Определить модель сферического коллапса недействительной. ^{[ 18 ]}

Численное моделирование формирования структуры в расширяющейся вселенной приводит к эмпирическому профилю NFW (Navarro -Frenk -Whit) : ^{[ 19 ]}

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

где $r_{s}$ радиус масштаба, $\delta _{c}$ характерная (безразмерная) плотность, и $\rho _{crit}$ = $3H^{2}/8\pi G$ это критическая плотность для закрытия. Профиль NFW называется «универсальным», потому что он работает для большого разнообразия масс гало, охватывая четыре порядка, от отдельных галактик до гало кластеров галактики. Этот профиль имеет конечный гравитационный потенциал, хотя интегрированная масса все еще расходится логарифмично. Стало обычным ссылкой на массу ореола в достоверной точке, которая охватывает чрезмерную плотность в 200 раз больше, чем критическая плотность вселенной, хотя математически профиль выходит за рамки этой нотационной точки. Позже было выведено, что профиль плотности зависит от окружающей среды, причем NFW подходит только для изолированных ореолов. ^{[ 20 ]} Ореол NFW обычно дает худшее описание данных галактики, чем псевдо-изотермический профиль, что приводит к проблеме гало .

Компьютерное моделирование с более высоким разрешением лучше описано в профиле Einasto : ^{[ 21 ]}

\rho (r)=\rho _{e}\exp \left[-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e}}}\right)^{\frac {1}{n}}-1\right)\right]

где r - пространственный (т.е. не прогнозируемый) радиус. Термин $d_{n}$ является функцией n, такой, что $\rho _{e}$ плотность в радиусе $r_{e}$ Это определяет объем, содержащий половину общей массы. В то время как добавление третьего параметра обеспечивает слегка улучшенное описание результатов численного моделирования, оно не является наблюдением различимо от 2 параметра NFW Halo, ^{[ 22 ]} и ничего не делает, чтобы облегчить проблему ореола .

Форма

Корлапс чрезмерности в поле космической плотности, как правило, является асферическим. Таким образом, нет никаких оснований ожидать, что полученные гало -ореолы будут сферическими. Даже самые ранние моделирование формирования структуры во вселенной CDM подчеркивало, что гало существенно сплющиваются. ^{[ 23 ]} Последующая работа показала, что поверхности равенства гало могут быть описаны эллипсоидами, характеризующимися длиной их осей. ^{[ 24 ]}

Из -за неопределенности как в данных, так и в модельных прогнозах до сих пор неясно, соответствуют ли формы ореола из наблюдений с прогнозами космологии λcdm .

Гало -субструктура

Вплоть до конца 1990 -х годов числовое моделирование формирования гало выявило небольшую субструктуру. С увеличением вычислительной мощности и лучшими алгоритмами стало возможным использовать большее количество частиц и получить лучшее разрешение. В настоящее время ожидаются значительные объемы субструктуры. ^{[ 25 ]}^{[ 26 ]}^{[ 27 ]} Когда небольшой ореол объединяется с значительно большим гало, он становится субгало, вращающимся в потенциальной скважине своего хозяина. Когда он вращает, он подвергается сильным приливным силам от хозяина, которые заставляют его терять массу. Кроме того, сама орбита развивается, когда субгало подвергается динамическому трению, которое заставляет ее терять энергию и угловой импульс для частиц темного вещества своего хозяина. Независимо от того, выживает ли субгало как самостоятельный объект, зависит от его массы, профиля плотности и его орбиты. ^{[ 18 ]}

Угловой импульс

Как первоначально указал Хойл ^{[ 28 ]} и сначала продемонстрировано с использованием численного моделирования Efstathiou & Jones, ^{[ 29 ]} Асимметричный коллапс в расширяющейся вселенной вызывает объекты со значительным угловым импульсом.

Численное моделирование показало, что распределение параметров спина для гало, образованных иерархической кластеризацией без рассеивания, хорошо подходит для логарифмического нормы , средняя ширина и ширина которой зависит только от массы гало, красного смещения и космологии: ^{[ 30 ]}

\rho (\lambda )d\lambda ={\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma _{ln\lambda }}}\exp \left[-{\frac {\ln \left({\frac {\lambda }{\bar {\lambda }}}\right)^{2}}{2\sigma _{\ln \lambda }^{2}}}\right]{\frac {d\lambda }{\lambda }}

с ${\bar {\lambda }}\approx 0.035$ и $\sigma _{ln\lambda }\approx 0.5$ Полем Во всех массах ореола существует заметная тенденция к оло с более высоким вращением в более плотных областях и, следовательно, к более сильно сгруппирована. ^{[ 31 ]}

Млечный путь темный вещество ореол

Считается, что видимый диск Млечного Пути Галактики встроен в гораздо больший, примерно сферический ореол темной материи. Плотность темной материи падает с расстоянием от галактического центра. В настоящее время считается, что около 95% галактики состоит из темной материи, типа материи, который, по -видимому, не взаимодействует с остальной частью материи и энергии галактики, за исключением тяжести . Светящее вещество составляет приблизительно 9 × 10 ¹⁰ Солнечные массы . Ореол темной материи, вероятно, будет включать около 6 × 10 ¹¹ до 3 × 10 ¹² Солнечные массы темной материи. ^{[ 32 ]}^{[ 33 ]} Анализ джинсов 2014 года звездных движений рассчитывал плотность темного вещества (на расстоянии солнца от галактического центра) = 0,0088 (+0,0024 −0,0018) солнечные массы/parsec^3. ^{[ 33 ]}

Смотрите также

Формирование и эволюция галактики
Галактическая система координат - небесная система координат в сферических координатах, с солнцем в качестве центра
Галактический диск - компонент дисковых галактик, включающих газ и звезды
Bulge (астрономия) - плотно упакованная группа звезд на больших
Галактический ореол - сферический компонент галактики, которая выходит за рамки главного видимого компонента
Спиральная рука -спиральная область усиленной яркости в галактическом диском в спиральных галактиках
Темная материя - концепция в космологии
Темная галактика - гипотетическая галактика без или очень немногих звезд
Формализм прессы - Шехтер - математическая модель, используемая для прогнозирования количества ореолов темной материи определенной массы.

Ссылки

^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Веклер, Риса; Тинкер, Джереми (сентябрь 2018 г.). «Связь между галактиками и их гало Темной материи» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 : 435–487. Arxiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ara & A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} МО, Худжун; Ван ден Бош, Фрэнк; Уайт, Саймон (2010). Галактика Формирование и эволюция . Издательство Кембриджского университета. С. 97–98. ISBN 978-0-521-85793-2 .
^ Хуллар, Гувра (4 ноября 2016 г.). "Пулевый кластер - курительный пистолет для темной материи!" Полем Астробиты . Получено 30 мая 2019 года .
^ Наварро, Хулио Ф.; Френк, Карлос с.; Уайт, Саймон Д.М. (май 1996). «Структура ореола холодной темной материи». Астрофизический журнал . 462 : 563–575. ARXIV : Astro-PH/9508025 . Bibcode : 1996apj ... 462..563n . doi : 10.1086/177173 . S2CID 119007675 .
^ Ловелл, Марк Р.; Френк, Карлос с.; Эке, Винсент Р.; Дженкинс, Адриан; Гао, Лян; Theuns, Том (21 марта 2014 г.). «Свойства гало теплой темной материи» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 439 (1): 300–317. Arxiv : 1308.1399 . doi : 10.1093/mnras/stt2431 . S2CID 55639399 .
^ Alcock, C (10 октября 2000 г.). «Проект мачо: микролинсингинг вытекает из 5,7 лет больших наблюдений за облачным магеллановым облаком». Астрофизический журнал . 542 (1): 281–307. Arxiv : Astro-ph/0001272 . Bibcode : 2000pj ... 542..281a . doi : 10.1086/309512 . S2CID 15077430 .
^ Alcock, C (20 сентября 2000 г.). «Бинарные события микролинсинга от проекта мачо». Астрофизический журнал . 541 (1): 270–297. Arxiv : Astro-ph/9907369 . Bibcode : 2000pj ... 541..270a . doi : 10.1086/309393 . S2CID 119498357 .
^ Питер Шнайдер (2006). Экстрагалактическая астрономия и космология . Спрингер. п. 4, Рисунок 1.4. ISBN 978-3-540-33174-2 .
^ Тео Купелис; Карл Ф. Кун (2007). В поисках вселенной . Jones & Bartlett Publishers. п. 492; Рисунок 16–13. ISBN 978-0-7637-4387-1 Полем Кривая вращения Млечного пути.
^ Марк Х. Джонс; Роберт Дж. Ламбурн; Дэвид Джон Адамс (2004). Введение в галактики и космологию . Издательство Кембриджского университета. п. 21; Рисунок 1.13. ISBN 978-0-521-54623-2 .
^ Bosma, A. (1978), Phy. D. Тезис, Univ. Гронингена
^ Freeman, KC (1970). «На дисках спирали и галактик S0» . Астрофия. Дж . 160 : 881. Bibcode : 1970pj ... 160..811f . doi : 10.1086/150474 .
^ Рубин, VC; Форд, WK; Тоннард, Н. (1980). «Вращательные свойства 21 галактик SC с большим диапазоном светительностей и радиусов, от NGC 4605 (r = 4 кпк) до UGC 2885 (r = 122 кпк)» . Астрофия. Дж . 238 : 471. Bibcode : 1980pj ... 238..471r . doi : 10.1086/158003 .
^ Bregman, K. (1987), Ph. The Disess, Univ. Гронинген
^ Брейлс, А.Х. (1992). «Массовое распределение карликовой спирали NGC 1560» . Астрон. Астрофия. Дж . 256 : 19. Bibcode : 1992a & A ... 256 ... 19b .
^ V Springel; SDM White; Дженкинс; CS Frenk; N Йошида; L Gao; J Наварро; R Thacker; D Кротон; Дж. Хелли; Ja Peacock; S Коул; П Томас; H Couchman; Эврард; Дж. Колберг; F Pearce (2005). «Моделирование формирования, эволюции и кластеризации галактик и квазаров». Природа . 435 (7042): 629–636. Arxiv : Astro-ph/0504097 . Bibcode : 2005natur.435..629s . doi : 10.1038/nature03597 . PMID 15931216 . S2CID 4383030 .
^ Ганн, Дж. И Готт, младший (1972), Астрофиз. J. 176.1
^ Jump up to: ^а ^{беременный} МО, Худжун; Ван ден Бош, Фрэнк; Уайт, Саймон (2010). Галактика Формирование и эволюция . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85793-2 .
^ Наварро, J. et al. (1997), универсальный профиль плотности от иерархической кластеризации
^ Avila-Reese, V., Firmani, C. и Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
^ Merritt, D. et al. (2006), Эмпирические модели для ореолов темной материи. I. Непараметрическая конструкция профилей плотности и сравнение с параметрическими моделями
^ McGaugh, S. et al. (2007), скорость вращения, связанная с темной материей на промежуточных радиусах в дисковых галактиках
^ Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, CS, White, SDM (1985), APJ. 292, 371
^ Franx, M., Illorth, G., Zeged, T. (1991), Apj., 383, 112
^ Klypin, A., Gotlöber, S., Kravtsov, A. V., Khokhlov, A. M. (1999), ApJ., 516,530
^ Diemand, J., Kuhlen, M., Madau, P. (2007), APJ, 667, 859
^ Springel, V.; Ван, Дж.; Vogelsberger, M.; Ludlow, A.; Дженкинс, А.; Helmi, A.; Наварро, JF; Френк, CS; Уайт, SDM (2008). «Проект Водолея: субгало гало -гало» . Mnras . 391 (4): 1685–1711. Arxiv : 0809.0898 . Bibcode : 2008mnras.391.1685s . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14066.x . S2CID 119289331 .
^ Хойл, Ф. (1949), Проблемы космической аэродинамики, Центральный офис воздушных документов, Дейтон.
^ Efstathiou, G., Jones, BJT (1979), Mnras, 186, 133
Maccio , Av, Dutton, AA, отправляйтесь в Bosch, FC и Al. (2007), Mnras, 378, 55
^ Gao, L., White, SDM (2007), Mnras, 377, L5
^ Battaglia, Джузеппина; Хельми, Амина; Моррисон, Хизер; Хардинг, Пол; Олшевский, Эдвард В.; Матео, Марио; Фриман, Кеннет С.; Норрис, Джон; Шектман, Стивен А. (2005). «Профиль дисперсии радиальной скорости галактического ореола: ограничение профиля плотности темного ореола Млечного Пути» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 364 (2): 433–442. Arxiv : Astro-ph/0506102 . Bibcode : 2005mnras.364..433b . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x . S2CID 15562509 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Kafle, PR; Sharma, S.; Льюис, GF; Bland-Hawthorn, J. (2014). «На плечах гигантов: свойства звездного ореола и массового распределения Млечного Пути». Астрофизический журнал . 794 (1): 17. Arxiv : 1408.1787 . Bibcode : 2014Apj ... 794 ... 59K . doi : 10.1088/0004-637x/794/1/59 . S2CID 119040135 .

Дальнейшее чтение

Бертоне, Джанфранко (2010). Частичная темная материя: наблюдения, модели и поиск . Издательство Кембриджского университета. п. 762. Bibcode : 2010pdmo.book ..... b . ISBN 978-0-521-76368-4 . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( помощь )
Wechsler, Risa H.; Тинкер, Джереми Л. (14 сентября 2018 г.). «Связь между галактиками и их гало Темной материи». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 (1): 435–487. Arxiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ara & A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .

Внешние ссылки

[Wechsler2018-1] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Веклер, Риса; Тинкер, Джереми (сентябрь 2018 г.). «Связь между галактиками и их гало Темной материи» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 : 435–487. Arxiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ara & A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .

[Mo2010_dark_matter-2] Jump up to: ^а ^{беременный} МО, Худжун; Ван ден Бош, Фрэнк; Уайт, Саймон (2010). Галактика Формирование и эволюция . Издательство Кембриджского университета. С. 97–98. ISBN 978-0-521-85793-2 .

[3] Хуллар, Гувра (4 ноября 2016 г.). "Пулевый кластер - курительный пистолет для темной материи!" Полем Астробиты . Получено 30 мая 2019 года .

[NFW-4] Наварро, Хулио Ф.; Френк, Карлос с.; Уайт, Саймон Д.М. (май 1996). «Структура ореола холодной темной материи». Астрофизический журнал . 462 : 563–575. ARXIV : Astro-PH/9508025 . Bibcode : 1996apj ... 462..563n . doi : 10.1086/177173 . S2CID 119007675 .

[5] Ловелл, Марк Р.; Френк, Карлос с.; Эке, Винсент Р.; Дженкинс, Адриан; Гао, Лян; Theuns, Том (21 марта 2014 г.). «Свойства гало теплой темной материи» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 439 (1): 300–317. Arxiv : 1308.1399 . doi : 10.1093/mnras/stt2431 . S2CID 55639399 .

[6] Alcock, C (10 октября 2000 г.). «Проект мачо: микролинсингинг вытекает из 5,7 лет больших наблюдений за облачным магеллановым облаком». Астрофизический журнал . 542 (1): 281–307. Arxiv : Astro-ph/0001272 . Bibcode : 2000pj ... 542..281a . doi : 10.1086/309512 . S2CID 15077430 .

[7] Alcock, C (20 сентября 2000 г.). «Бинарные события микролинсинга от проекта мачо». Астрофизический журнал . 541 (1): 270–297. Arxiv : Astro-ph/9907369 . Bibcode : 2000pj ... 541..270a . doi : 10.1086/309393 . S2CID 119498357 .

[Schneider-8] Питер Шнайдер (2006). Экстрагалактическая астрономия и космология . Спрингер. п. 4, Рисунок 1.4. ISBN 978-3-540-33174-2 .

[Koupelis-9] Тео Купелис; Карл Ф. Кун (2007). В поисках вселенной . Jones & Bartlett Publishers. п. 492; Рисунок 16–13. ISBN 978-0-7637-4387-1 Полем Кривая вращения Млечного пути.

[Jones-10] Марк Х. Джонс; Роберт Дж. Ламбурн; Дэвид Джон Адамс (2004). Введение в галактики и космологию . Издательство Кембриджского университета. п. 21; Рисунок 1.13. ISBN 978-0-521-54623-2 .

[11] Bosma, A. (1978), Phy. D. Тезис, Univ. Гронингена

[12] Freeman, KC (1970). «На дисках спирали и галактик S0» . Астрофия. Дж . 160 : 881. Bibcode : 1970pj ... 160..811f . doi : 10.1086/150474 .

[13] Рубин, VC; Форд, WK; Тоннард, Н. (1980). «Вращательные свойства 21 галактик SC с большим диапазоном светительностей и радиусов, от NGC 4605 (r = 4 кпк) до UGC 2885 (r = 122 кпк)» . Астрофия. Дж . 238 : 471. Bibcode : 1980pj ... 238..471r . doi : 10.1086/158003 .

[14] Bregman, K. (1987), Ph. The Disess, Univ. Гронинген

[15] Брейлс, А.Х. (1992). «Массовое распределение карликовой спирали NGC 1560» . Астрон. Астрофия. Дж . 256 : 19. Bibcode : 1992a & A ... 256 ... 19b .

[16] V Springel; SDM White; Дженкинс; CS Frenk; N Йошида; L Gao; J Наварро; R Thacker; D Кротон; Дж. Хелли; Ja Peacock; S Коул; П Томас; H Couchman; Эврард; Дж. Колберг; F Pearce (2005). «Моделирование формирования, эволюции и кластеризации галактик и квазаров». Природа . 435 (7042): 629–636. Arxiv : Astro-ph/0504097 . Bibcode : 2005natur.435..629s . doi : 10.1038/nature03597 . PMID 15931216 . S2CID 4383030 .

[17] Ганн, Дж. И Готт, младший (1972), Астрофиз. J. 176.1

[Mo2010_general-18] Jump up to: ^а ^{беременный} МО, Худжун; Ван ден Бош, Фрэнк; Уайт, Саймон (2010). Галактика Формирование и эволюция . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85793-2 .

[19] Наварро, J. et al. (1997), универсальный профиль плотности от иерархической кластеризации

[20] Avila-Reese, V., Firmani, C. и Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.

[21] Merritt, D. et al. (2006), Эмпирические модели для ореолов темной материи. I. Непараметрическая конструкция профилей плотности и сравнение с параметрическими моделями

[22] McGaugh, S. et al. (2007), скорость вращения, связанная с темной материей на промежуточных радиусах в дисковых галактиках

[23] Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, CS, White, SDM (1985), APJ. 292, 371

[24] Franx, M., Illorth, G., Zeged, T. (1991), Apj., 383, 112

[25] Klypin, A., Gotlöber, S., Kravtsov, A. V., Khokhlov, A. M. (1999), ApJ., 516,530

[26] Diemand, J., Kuhlen, M., Madau, P. (2007), APJ, 667, 859

[27] Springel, V.; Ван, Дж.; Vogelsberger, M.; Ludlow, A.; Дженкинс, А.; Helmi, A.; Наварро, JF; Френк, CS; Уайт, SDM (2008). «Проект Водолея: субгало гало -гало» . Mnras . 391 (4): 1685–1711. Arxiv : 0809.0898 . Bibcode : 2008mnras.391.1685s . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14066.x . S2CID 119289331 .

[28] Хойл, Ф. (1949), Проблемы космической аэродинамики, Центральный офис воздушных документов, Дейтон.

[29] Efstathiou, G., Jones, BJT (1979), Mnras, 186, 133

[30] Maccio , Av, Dutton, AA, отправляйтесь в Bosch, FC и Al. (2007), Mnras, 378, 55

[31] Gao, L., White, SDM (2007), Mnras, 377, L5

[BattagliaHelmiMorrison2005-32] Battaglia, Джузеппина; Хельми, Амина; Моррисон, Хизер; Хардинг, Пол; Олшевский, Эдвард В.; Матео, Марио; Фриман, Кеннет С.; Норрис, Джон; Шектман, Стивен А. (2005). «Профиль дисперсии радиальной скорости галактического ореола: ограничение профиля плотности темного ореола Млечного Пути» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 364 (2): 433–442. Arxiv : Astro-ph/0506102 . Bibcode : 2005mnras.364..433b . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x . S2CID 15562509 .

[Kafle2014-33] Jump up to: ^а ^{беременный} Kafle, PR; Sharma, S.; Льюис, GF; Bland-Hawthorn, J. (2014). «На плечах гигантов: свойства звездного ореола и массового распределения Млечного Пути». Астрофизический журнал . 794 (1): 17. Arxiv : 1408.1787 . Bibcode : 2014Apj ... 794 ... 59K . doi : 10.1088/0004-637x/794/1/59 . S2CID 119040135 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

v Т и Галактики
Морфология	Диск Оштукулярный запрещен не взволнованный Спираль анемия запрещен Флокологический Великий дизайн средний Магеллано не взволнованный Карликовая галактика эллиптический нерегулярный сфероидальный спираль Эллиптическая галактика диск Нерегулярный запрещен Своеобразный Кольцо Полярный
Структура	Активное галактическое ядро Бар Выпуклость Центральный массивный объект Галактический центр Темная материя ореол Диск Дисковая галактика Гало Корона Галактическая плоскость Галактический хребет Межзвездная среда Протогалаксия Галактика Спиральная рука Супермассивная черная дыра Ультрамассивный
Активные ядра	Блазар Лайнер Маркариан Квазар BL LANCERS объект Радио X-образная Мусор Релятивистский самолет Seyfert
Энергические галактики	Лиман-Альфа Эмиттер Лиман-Брейк Светящийся инфракрасный Улирг Hlirg Элирг Starburst Синий компактный карлик медведь слабый синий Светящаяся инфракрасная галактика Горячая пыль Зеленая фасоль галактика Объект Ханни Вольф-Райет Галактика
Низкая активность	Низкая яркости поверхности Ультра диффузный Темная галактика Красный самородка Синий самородка Мертвый диск
Взаимодействие	Поле Галактический прилив Группы и кластеры группа кластер Самая яркая кластерная галактика ископаемые группы Взаимодействие слияние столкновение каннибализм Медуза Спутник Звездный поток Суперкластеры Стены Пустоты и наддув пустота галактика
Списки	Галактики Галактики, названные в честь людей Крупнейший Ближайший Полярное кольцо Кольцо Спираль Группы и кластеры Большие квазарские группы Квазары Список самых отдаленных астрономических объектов Старбурст галактики Суперкластеры Пустоты
Смотрите также	Экстрагалактическая астрономия Галактическая астрономия Галактическая система координат Галактическая обитаемая зона Галактические магнитные поля Галактическая ориентация Галактический квадрант Галактика Цветовая диаграмма Формирование и эволюция галактики Кривая вращения галактики Гравитационная линза Гравитационное микролинсинг Прославленный проект Межгалактическая пыль Межгалактические звезды Межгалактическое путешествие Население III звезды Galaxy X (галактика)
Категория Портал