科学介绍
Milkyway@home 通过对银河系晕星的分析来研究我们的家园星系（银河系）的演化历史。这项研究同时也包含了对黑洞的搜寻。研究结果最终将被描绘成一幅银河系的结构图，其中的许多结构实际上是受到银河系强大引力场的作用而被撕裂扯开的“潮汐流”或矮星系。这些矮星系的轨道、形状和化学成份为我们研究银河系的形成历史和暗物质的分布提供了重要的线索。
另外, Milkyway@home项目最近启动了一个名为“N-body”的子项目，这个项目人为地创造出虚拟的矮星系，并将它们“投射”到银河系的引力场模拟环境里，以研究计算机模拟的演化过程。在这个模型的构造中，我们将矮星系的初始条件设置成可以改变的，然后将最终模拟得到的矮星系与实际观测得到的银河系晕中的子结构相对比，选取最能匹配的初始条件作为我们猜测的实际初始条件。换句话说，我们希望构造的模型能够和目前望远镜观测到的真实数据相匹配，这样能够帮助我们更好的理解我们的银河系的真实面貌。
我们在这两个项目中用到的数据都来自斯隆数字化巡天项目的观测数据。
这是一张Shane Reilly绘制的银河系三维模型，图中显示了银河系（中心蓝色到红色的悬臂），瓦解的人马座矮星系模型（蓝色），以及已观测的楔形斯隆数字化巡天数据（黄色）。
直到20世纪90年代末，银河系晕一直被认为是平滑的结构，2002年柳海迪教授发表了名为 《银河系晕中的人马座鬼星流和成团结构 》的论文，在这篇文章中作者证明了银河系晕中充满了潮汐流。自此以后，天文学家就开始积极的搜寻和研究这个银河系中的丰富的子结构。Milkyway@home项目所涉及的这个领域经历了10年之久之久的研究，依然充满了未知，这是天文学的前沿，我们期待你的加入！
具体信息
目录
背景介绍：银河系的形状
什么是银河系？
银河系是我们的家园星系，是宇宙中无数已知星系中的一员。除了我们的太阳，银河中包含了大约4万亿颗恒星，这相当于今天地球上的每个人都可以拥有57颗！尽管这听起来巨大，但银河系实际只是宇宙中一个中等大小的星系。（想了解更多关于星系的信息，请看维基百科上的文章： 银河系)
目前的哈勃分类认为银河系是一个棒漩星系，跨度大约10万光年，也就是说以光速（目前知道的最快速度）从银河系的一边穿越到另一边需要10万年。作为比较，太阳光从太阳发出到地球需要的时间是8分钟。虽然光年是让大家很容易理解的有用距离单位，但是天文学家还是趋向于用“pc(秒差距)”来作为天文距离单位。一个pc等于3.26光年，它来自于运用视差测量距离的方法。在星系天文学中，我们常用的距离较大，所以我们也常用kpc来作为距离单位（1kpc=1000pc）。银河系的半径是15kpc，我们的太阳距离银河系中心大约8kpc。
银河系的模型主要包含四个成分：银河系盘，核球，恒星晕，暗物质晕：
银盘是银河系最显著的部分，目前大家认为银盘由2部分组成：厚盘和薄盘。其中薄盘大约0.3kpc厚，包含了几乎所有的尘埃，气体和年轻星（包括太阳）。厚盘大概有1kpc厚，恒星密度比薄盘显著降低。
核球位于银盘中心，半径只有几kpc，其中既有年轻恒星也有老年恒星。目前认为核球中包含了一个显著的棒结构。另外，一个质量大约等于4百万个太阳质量的黑洞位于银河系的中心。
恒星晕主要是由恒星构成的围绕银河系的椭球状结构。晕中的恒星密度明显低于盘，其分布主要都在距离银河系中心30kpc以内的范围。Milkyway@home 项目的主要精力集中在研究恒星晕上。
暗物质晕是所有银河系结构中最神秘的部分。从星系旋转曲线，到星系碰撞和暗物质模拟都强烈的揭示出有着大质量的不可见物质围绕着银河系。现代天文学家大都希望能够从盘和恒星晕的结构中找出线索来研究出暗物质晕的形状和组成成分。
“暗”物质
为了解释在实际观测中发现的不可见物质质量，科学家们引入了暗物质的概念。目前也有人对暗物质的存在提出了争议，他们提出通过修改牛顿或者爱因斯坦的引力理论来弥补这部分不可见质量，但是暗物质是目前能够同时解释所有反常现象的最好办法。所以目前科学上最大的目标之一是对暗物质的理解。我们怎样理解暗物质是目前的一大科学目标。
为了理解什么是暗物质，我们需要理解什么是“亮”物质。“亮”物质由重子组成，即由夸克组成的粒子构成。由夸克组成的重子物质很重要的一个性质是重子物质之间可以发生电磁作用。这就意味着光就是电磁波，可以和重子物质产生相互作用。自然界中光波拥有大量而多样的波长，它们组成了电磁频谱（见下图，来自Wikipedia）。根据重子不同的排列，重子物质可以吸收、反射或者发射特定波长的光。事实上，所有的重子物质基于它自身的温度都会发射光波，例如，我们知道恒星的温度特别高，所以他们可以发射可见光。物体的温度越高，它发射的波长就越短。因此，所有的重子物质都会“发光”（包括人类！在红外观察下人体是发光的）。
与“亮”物质相比，暗物质就不同了。暗物质在任何波段都不会发光。暗物质也不会吸收光线，当然也不能反射光线。所以，暗物质也不会发生电磁感应。这就是它为什么“暗”：光波永远都不会知道它的存在。
既然暗物质不会与光发生相互作用，我们目前能够研究他的唯一方法就是通过引力。通过研究重子物质在银河系中的分布，我们可以对暗物质的成分和分布做进一步的深刻理解。Milkyway@home项目使用斯隆数字化巡天数据通过研究恒星晕中的恒星，来促进对暗物质的理解。
第一部分：斯隆数字化巡天（SDSS）
斯隆数字化巡天是一个五色、深视场大天区巡天项目。自2000年起利用新墨西哥州阿帕奇天文台的2.5米望远镜进行观测，最新的一次数据将在2014年释放。届时，数据库中将会有50亿的天体数据对公众开放使用。关于SDSS更多的信息，请见 SDSS website。 如果你想自行浏览SDSS的数据，可以查看SDSS DR9 Navigate Tool.
第二部分：我们怎么搜寻暗物质？
直到过去的几十年，银河系晕一直被认为是光滑的，其中恒星呈球状分布，并没有太大的研究意义。直到银河系晕研究的黄金时期，天体物理学家指出银河系晕中包含了很多有趣的结构，比如掉入银河系中的矮星系，由于受到银河系的强大引力作用而形成的潮汐流。使用SDSS的数据， Newberg 等人在2002年指出恒星晕其实很复杂。稍后的研究指出星流在银河系的晕中占了主导地位。
那么，关于暗物质和银河系结构，银河系晕能够告诉我们什么呢？天文学家试图理解银河系的引力势，通过引力势我们可以知道银河系的引力怎么影响其它天体，也可以测量出银河系中的物质是怎么分布的。如果我们能够将星系的引力势与重子物质产生的引力势进行比较，我就能够确定出暗物质的引力势，即暗物质在银河系中是怎么分布的。
天文学家用物理学中的引力来决定银河系的引力势。做个简单的类比，让我们来看看人们会怎么来研究太阳的引力势。太阳是一个大质量的球体，所以它的引力势很简单---用物理学术语说就是“球对称”。球对称系统的引力势只取决于太阳的质量以及到太阳的距离。
太阳的球对称引力势直接导出了开普勒定律。比如下图中,如果我们画出行星的轨道速度与行星相对太阳的距离之间的关系,我们可以得到太阳系的旋转曲线。 对于太阳系这样的系统,是符合开普勒定律的,从图上我们可以看到随着距离的增加轨道速度在下降.
相对太阳系的旋转曲线,银河系的旋转曲线就复杂很多了。考虑到银河系并没有一个超大质量中心,银河系的旋转曲线应该与太阳系的旋转曲线有所不同。当天文学家将来自银河系所有恒星的光加起来,甚至部分来自其他星系的光一起加起来的时候,我们可以计算出发光物质的分布,也可以计算出银河系的旋转曲线是什么样子。我们计算出的结果与太阳系旋转曲线相同,速度将随着距离的增加而下降,但是天文学家通过实际观测却发现银河系的旋转曲线几乎是平坦分布的,速度并没有随着距离的增加而下降。
20世纪30年代夫里茨·兹威基 Fritz Zwicky. 发现了旋转曲线的问题。夫里茨·兹威基测量了围绕星系团旋转的星系速度，并总结出在星系团的中心应该存在着看不见的遗失质量。在20世纪70年代，天文学家维拉·鲁宾 Vera Rubin 测量了其它星系的旋转曲线，并得出结论星系的质量远比我们看见的多。
那么，我们怎么样寻找暗物质呢？目前的办法似乎只能寄希望于引力。运用引力透镜效应，即当背景光源发出的光在超大质量天体附近经过时，光线会像通过透镜一样发生弯曲，天文学家可以通过研究引力透镜效应来研究引力场，这样就能勾画出暗物质在超大质量星系团中的存在，就如下图所显示的阿尔法星系团。
但是这些星团却离我们很远，并不能看到细节的部分。所以我们真的想搞清楚暗物质到底在银河系中的什么地方。所以我们真的很想搞清楚暗物质到底分布在银河系中的什么地方，然后搞清楚在那里到底是什么。银河系晕中的恒星，轨道在银盘以外，它们的轨道可以告诉我们银河系引力势的分布，因而可以得到质量的分布。但是这些恒星离我们太远，以至于看起来一点都没有移动——如果不能知道物体是怎么移动的，那么要搞清楚它的轨道就很难了。
但是如果我们用研究星流的方法来探索暗物质的踪迹就容易很多了.这些星流是矮星系受到银河系引力吸积并和的过程中残留下来沿着一定轨道运动的一组恒星或者星际介质。所以即使我们不能看到单颗恒星的运动，但可以通过追踪星流的踪迹来计算星流的运动趋势。从而得到恒星的运动轨道，通过这些恒星的运动轨道最终得到暗物质的分布。
现在通过一些技术方法已经可以知道星流的分布情况。虽然方法看起来很容易将星流挑出，但是事实上这些星流的成员星中混入了很多晕星，甚至不同的星流之间成员星也会相互混杂。另外，数据也有误差，特别是晕星的距离也比较大，在寻找星流的过程中这些因素我们都必须要考虑到。综上所述，我们不得不对数据进行数学分析，这就引发了我们不得不面对的复杂的计算问题。
第三部分: Milkyway@home
数据分割
这就是Milkyway@home项目的由来。在这个项目中“数据分割”或者“拟合星流”的目的主要是为了在杂乱和浩瀚的银河系晕中理清一条一条的星流（参见内森·科尔 Nathan Cole的博士论文）。为了达到这个目标，我们不得不创造一个SDSS数据的数学模型以及找到一个最佳的方法来拟合模型和实际的SDSS数据。分割出来的每一个单元都是一个独立的演化模型——模型中的每一组参数都会与实际数据进行比较。每一个单元都会计算出模型参数与实际数据匹配的可能性，然后将结果返回到服务器。我们的服务器再根据这些信息来设定下一组模型参数，然后再生成一个新的工作单元——这样一直持续到我们找到最佳的模型匹配参数为止，最终我们就可以宣布我们找到了最好的匹配参数（这一类的问题我们叫做最大似然问题）。
换句话说，这种数据分割模式是为了找到描述这些在银河系晕中星流的最佳模式。一旦我们得到这些参数，我们将获得在给定SDSS数据基础上最准确的描述星流的模型。
目前进展: 我们已经努力完成了人马座星流在北银冠（银盘之“上”）部分的描述，其结果将会很快发表在天体物理杂志上（2013年4月3日），以下来自文章中的部分插图：
从背景星中分离出来的人马座星流（通过这里查看关于这幅图的更多信息）
下图中用箭头显示出了利用SDSS数据流来表示的围绕银河系运动的人马座星流位置。（这里查看更多信息）
目前正在进行的工作: Milkyway@home 项目目前正在继续搜寻北银冠区域除了人马座星流以外的其它星流，——我们重新分析之前的数据，但是这次移除了人马座星流的成员星。这样做是非常必要的，因为其他星流相比于人马座星流都太暗，以至于很难准确的发现他们。另外，我们也得加紧步伐开始分析SDSS第八次释放的数据，这次释放的数据覆盖了南银冠部分天区。最终，一旦这些都完成了，我们将开始对恒星椭球的分析--银河系银晕中的恒星，但并不属于矮星系潮汐流。在天文学中理解恒星椭球目前是非常热门的领域，所以对恒星椭球做一个彻底的分析将会有轰动效应。如果一切进展顺利，数据分割项目将会在2013年末到2014年中期完成。
N-body 模拟
N-body项目主要是模拟矮星系被银河系吸积而瓦解的过程，这种瓦解常常会导致星流产生，如人马座星流。N-body模拟的目标是将模拟数据与真实矮星系数据进行匹配，然后可以用这个数据来限制银河系的引力势，当然也可以限制矮星系性质。下面就是一个这样的例子，显示了矮星系被银河系引力瓦解形成星流的过程（银河系并没有在短片中显示出来，它大概位置应该在图片的中心。）
目前正在进行的工作: N-body模拟工作目前正在进行当中，基本已经稳定。我们很快会用测试数据来检验技术工作，然后就可以开始将模型数据比真实数据进行对比工作。最终我们希望在Milkyway@home 主体项目中加入这个模拟计划，并得到图形处理器方面的支持。
第四部分:科学计算方法
最大似然法[准备添加]
粒子群法[准备添加]
差分进化算法[准备添加]
