銀暈

在銀河系主體(圓盤體)外圍由稀薄的星際物質和某些類型的少量恆星所組成的球狀區域。大體成球狀，範圍很大，超過銀河系扁平主體的50倍以上。球狀子系是由暈星族天體組成，它分佈在一個與銀盤同心，直徑大於30000秒差距的球內。 ^[1] 

銀暈中除了暈星族天體外，還含有少量的氣體。這些氣體大部分被認為是電離氫，主要來自銀盤中的超新星爆發，HⅡ區膨脹和恆星風。

銀暈中的主要成員星年齡都較老，接近於銀河系本身的年齡，約100多億年；為球狀星團，貧金屬亞矮星，週期長於04天的天琴座RR型變星和極高速星，合稱暈星族。它們繞銀心旋轉，軌道呈長橢圓形。極高速星相對於太陽的速度高達每秒300千米。對它的瞭解甚少，初步估計其質量為銀盤質量的百分之十。其存在對銀盤的穩定性有一定影響。 ^[1] 

銀河暈輪彌散在銀盤周圍的一個球形區域內，銀暈直徑約為九萬八千光年，這裏恆星的密度很低，分佈着一些由老年恆星組成的球狀星團，有人認為，在銀暈外面還存在着一個巨大的呈球狀的射電輻射區，稱為銀冕，銀冕至少延伸到距銀心一百千秒差距或三十二萬光年遠。銀暈接近於球形,物質密度較小，主要由恆星組成,也有少量的星際物質。 ^[2] 

球狀星團裏的恆星平均密度比太陽周圍的恆星密度高几十倍，而它的中心附近則要大數萬倍。同一個球狀星團內的恆星具有相同的演化歷程，運動方向和速度都大致相同，它們很可能是在同時期形成的。

球狀星團在銀河系中呈球狀分佈，屬暈星族。球狀星團和銀核一樣，是銀河系巾恆星分佈最密集的地方，這裏恆星分佈的平均密度約為太陽附近恆星分佈密度的50倍，中心密度則大到1000倍左右。 ^[2] 

變星，顧名思義，就是觀測亮度有變化的恆星。1985年出版的《變星總表》(第4版)已收集了到1982年為止發現和命名的28 450顆變星和變光體。

食變星是一種雙星系統，兩顆恆星互相繞行的軌道幾乎在視線方向(這兩顆恆星會交互通過對方，造成雙星系統的光度發生週期性的變化。兩星在相互引力作用下圍繞公共質量中心運動，其軌道面差不多同我們的視線方向平行時，就能看到一星被另一星所遮掩(就像日食、月食那樣)而發生星光變暗現象，這種星稱為食雙星或食變星。 ^[2] 

脈動變星是指由脈動引起亮度變化的恆星。這些變星亮度的變化，可能是由於恆星體內(自身的大氣層)一會兒膨脹，一會而收縮，這種週期性的變化而引起的。 ^[2] 

造父變星是一類高光度週期性脈動變星，也就是其亮度隨時問呈週期性變化，因典型星仙王座

而得名。仙王座

星最亮時為3．7星等，最暗時只有4．4星等，這種變化很有規律，週期為5天8小時47分28秒，這稱作光變週期。這類星的光變週期有長有短，但大多在1～50天，而且以5～6天為最多。 ^[2] 

古希臘哲學家亞里士多德曾經認為星空是永遠不變的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣佈發現了一顆新星，這就是中國《明史稿》中的記載明隆慶六年冬十月丙辰，彗星見於東北方，至萬曆二年四月乃沒”所指的那個天體。時隔i十餘年，開普勒又於1604年在蛇夫座中發現了一顆新星，這就是中國史籍中記載的出現在明朝萬曆三十二年的尾分客星。一顆典型的新星，起亮度在幾天之內可以增加一萬倍以上，亮度的最大值可以維持幾個小時，然後再逐漸轉暗，轉暗的速度比增亮時的速度要慢的多。新星最亮的時候，其絕對光度可達太陽光度的10萬倍。 ^[2] 

當恆星爆發時的絕對光度超過太陽光度的100億倍，中心温度可達100億℃，新星爆發時光度的10萬倍時，就被天文學家稱為超新星爆發了。一顆超新星在爆發時輸出的能量可高達

焦，幾乎相當於我們的太陽在它長達100億年的主序星階段輸出能量的總和。超新星爆發時，拋射物質的速度可達10 000千米/秒，光度最大時超新星的直徑可大到相當於太陽系的直徑。 ^[2] 

2023年6月7日，國際學術期刊《自然》在線發表了中國科學院國家天文台研究員趙剛帶領的國際團隊的一項重要成果：研究團隊率先在銀暈恆星中發現了第一代超大質量恆星演化後坍縮形成的對不穩定超新星（PISN）存在的化學證據。 ^[3]