星系晕

星系晕是星系的一个扩展的、大致呈球形的分量，它延伸到主要的可见分量之外^[1]。星系的几个不同组成部分构成了它的晕^[2][3]：

• 星晕（英语：Stellar halo）
• 星系冕（热气体，即等离子）
• 暗物质晕

光晕和星系主体之间的区别在螺旋星系中最为明显，其中光晕的球形与扁平的星系盘形成鲜明对比。

晕可以通过观察其对遥远明亮物体（如类星体）的光线通过的影响来研究，而这些物体在所讨论的星系之外的视线范围内^[4]。

星系晕的组成部分

星晕

星晕是由场星和球状星团组成的近乎球形的群体。它围绕着大多数盘状星系以及一些cD的椭圆星系。星系的恒星质量有一小部分（约1%）存在于星晕中，这意味着它的光度远低于星系的其它组成部分。

银河系的星晕包含球状星团、天琴座RR型变星、低金属量的恒星和次矮星。在我们的星晕中，恒星往往较老（大多数年龄超过120亿年）且金属含量较低（贫金属星），但也有观测到金属含量与盘星相似的星团晕星。观测到的银河系的晕星径向速度色散约为200公里/秒，低的平均自转速度约为50公里/秒^[5]。银河系星晕中的恒星形成很久以前就已停止了^[6]。

星系冕

星系冕是远离星系中心延伸分布的气体。它可以通过它发出的不同发射光谱来检测，显示存在 21 cm微波线和其它可通过 X 射线光谱检测到的特征^[7]。

暗物质晕

暗物质晕是暗物质的理论分布，它延伸到整个星系，远远超出了其可见成分。暗物质晕的质量远远大于星系其它组成部分的质量。它的存在被假设是为了解释决定星系内物体动力学的引力势。暗物质晕的本质是目前宇宙学研究的一个重要领域，特别是它与星系的形成和演化的关系^[8]。

Navarro-怀特-White剖面（英语：Navarro–Frenk–White profile）是通过数值模拟确定的暗物质晕的密度剖面^[9]。它表示暗物质晕的质量密度是${\displaystyle r}$的函数，即与银河系中心的距离：

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

其中${\displaystyle r_{s}}$是模型的特征半径，${\displaystyle \rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G}$是临界密度（其中的${\displaystyle H}$是哈伯常数），和 ${\displaystyle \delta _{c}}$是一个无量纲常数。然而，不可见的星系晕分量不能无限地以这种密度分布延伸；这将导致在计算质量时出现发散积分。然而，它确实为所有${\displaystyle r}$提供了有限的引力势。大多数可以进行的测量对外晕的质量分布相对不敏感。依据牛顿定律定律指出，如果晕的形状是球形或椭圆形，则在距离星系中心${\displaystyle r}$的晕质量，对比距离星系中心比${\displaystyle r}$更近的物体不会产生净引力效应。唯一可以约束的与光晕范围相关的动态变数是逃逸速度：仍然被引力束缚在星系中，移动最快的恒星物体，可以在暗物质晕外边缘的质量剖面上给出下限^[10]。

星系晕的形成

恒星晕的形成自然发生在宇宙的冷暗物质模型中，其中光晕等系统的演化是自下而上的，这意味着星系的大尺度结构是从小物体开始形成的。晕由重子和暗物质组成，通过相互合并而形成。有证据表明，星系晕的形成也可能是由于引力增加和原始黑洞存在的影响^[11]。来自晕合并的气体形成流向星系中心的成分，而恒星和暗物质则留在星系晕中^[12]。

另一方面，银河系的晕被认为来自盖亚香肠。

相关条目

• 圆盘星系
• 核球
• 银冕
• 银道坐标系
• 星系形成和演化
• 螺旋臂

参考资料

1. OpenStax Astronomy. OpenStax. [2024-05-08]. （原始内容存档于2021-12-16）.
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]. （原始内容存档于2024-08-23） （英语）.
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.

外部链接