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。星系的几个不同组成部分构成了它的晕：

• 星晕
• 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。

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。银河系星晕中的恒星形成很久以前就已停止了。

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。

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。

Navarro-怀特-White剖面是通过数值模拟确定的暗物质晕的密度剖面。它表示暗物质晕的质量密度是$r$的函数，即与银河系中心的距离：

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

其中$r_{s}$是模型的特征半径，$\rho _{\text{crit}}=3H^{2}/8\pi G$是临界密度（其中的$H$是哈伯常数），和 $\delta _{c}$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$r$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$r$的晕质量，对比距离星系中心比$r$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。

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。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。

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
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• 星系形成和演化
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