星系暈星系的一個擴展的、大致呈球形的分量,它延伸到主要的可見分量之外[1]。星系的幾個不同組成部分構成了它的暈[2][3]

光暈和星系主體之間的區別在螺旋星系中最為明顯,其中光暈的球形與扁平的星系盤形成鮮明對比。

暈可以通過觀察其對遙遠明亮物體(如類星體)的光線通過的影響來研究,而這些物體在所討論的星系之外的視線範圍內[4]

星系暈的組成部分

星暈

星暈是由場星和球狀星團組成的近乎球形的群體。它圍繞著大多數盤狀星系以及一些cD的橢圓星系。星系的恆星質量有一小部分(約1%)存在於星暈中,這意味著它的光度遠低於星系的其它組成部分。

銀河系的星暈包含球狀星團、天琴座RR型變星、低金屬量的恆星和次矮星。在我們的星暈中,恆星往往較老(大多數年齡超過120億年)且金屬含量較低(貧金屬星),但也有觀測到金屬含量與盤星相似的星團暈星。觀測到的銀河系的暈星徑向速度色散約為200公里/秒,低的平均自轉速度約為50公里/秒[5]。銀河系星暈中的恆星形成很久以前就已停止了[6]

星系冕

星系冕是遠離星系中心延伸分布的氣體。它可以通過它發出的不同發射光譜來檢測,顯示存在 21 cm微波線和其它可通過 X 射線光譜檢測到的特徵[7]

暗物質暈

暗物質暈暗物質的理論分佈,它延伸到整個星系,遠遠超出了其可見成分。暗物質暈的質量遠遠大於星系其它組成部分的質量。它的存在被假設是為了解釋決定星系內物體動力學的引力勢。暗物質暈的本質是目前宇宙學研究的一個重要領域,特別是它與星系的形成和演化的關係[8]

Navarro-懷特-White剖面英语Navarro–Frenk–White profile是通過數值模擬確定的暗物質暈的密度剖面[9]。它表示暗物質暈的質量密度是 的函數,即與銀河系中心的距離:

 

其中 是模型的特徵半徑, 是臨界密度(其中的 哈伯常數),和  是一個無量綱常數。然而,不可見的星系暈分量不能無限地以這種密度分佈延伸;這將導致在計算質量時出現發散積分。然而,它確實為所有 提供了有限的引力勢。大多數可以進行的測量對外暈的質量分佈相對不敏感。依據牛頓定律定律指出,如果暈的形狀是球形或橢圓形,則在距離星系中心 的暈質量,對比距離星系中心比 更近的物體不會產生淨引力效應。唯一可以約束的與光暈範圍相關的動態變數是逃逸速度:仍然被引力束縛在星系中,移動最快的恆星物體,可以在暗物質暈外邊緣的質量剖面上給出下限[10]

星系暈的形成

恆星暈的形成自然發生在宇宙的冷暗物質模型中,其中光暈等系統的演化是自下而上的,這意味著星系的大尺度結構是從小物體開始形成的。暈由重子和暗物質組成,通過相互合併而形成。有證據表明,星系暈的形成也可能是由於引力增加和原始黑洞存在的影響[11]。來自暈合併的氣體形成流向星系中心的成分,而恆星和暗物質則留在星系暈中[12]

另一方面,銀河系的暈被認為來自蓋亞香腸

相關條目

參考資料

  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. 

外部連結