外围是什么(银河系的外围是什么)一看就会

银河系究竟有多大，有多重？

 

图1：银河系与仙女座星系周边物质分布的计算机模拟结果左图展示的是暗物质分布，越亮的区域对应越高的暗物质密度右图展示的是相应区域的恒星的分布，中心两团明显较大的恒星聚集区对应银河系和仙女座星系，周围散落着若干较小的矮星系。

图片来源：参考文献[1]导读：宇宙的主要物质成分是看不见的暗物质，我们的银河系也不例外，它的周围笼罩着一个巨大的暗物质云团，称为银河系的暗物质晕这个暗物质晕的质量是多少？它的边界在哪里？本期赛先生天文，将带你揭开银河系暗晕的。

隐匿版图撰文 | 韩家信、王文婷 （上海交通大学天文系）责编 | 王馨心、吕浩然银河的暗面璀璨星河，自古以来就是人们咏叹的对象当代天文学告诉我们，银河是我们所处的星系在天空中的投影银河系是一个典型的盘星系，由上千亿颗恒星组成，其银盘的半径可达3万秒差距（注：1秒差距约为3光年）。

你是否曾想过，银盘的外围是否空寂无物？银河系的尽头又是什么？就恒星的分布来说，真实情况基本如此：银河系的恒星绝大部分分布于银盘和银心附近，仅有少量的恒星、星团以及若干体型较小的矮星系散落在盘外被称为银晕的区域。

离我们最近的一个同银河系类似的星系是仙女座星系，距离银河系约80万秒差距，这个距离是银盘半径的20-30倍因此从恒星分布的角度看，银盘以外的确是一片寂寥同宇宙中的绝大部分星系一样，实际上我们可见的恒星和气体等物质只是银河系总质量的一小部分，剩余的绝大部分质量是什么呢？就是“看不见也摸不着”的暗物质。

当代天文学和宇宙学的多重观测告诉我们，暗物质普遍存在于宇宙中，约占宇宙物质总量的85%， 而普通物质只贡献了剩下的约15%在银河系周围同样聚集着比恒星多得多的暗物质，构成了笼罩银河系的暗物质晕图1展示了一个由超级计算机模拟得到的类银河系系统中的暗物质和恒星分布。

这个暗物质晕有多大，它的总质量是多少？这是关于银河系的一个基本问题，也是我们利用银河系研究更广阔的宇宙所必须回答的一个问题银河系质量的迷雾暗晕内部存在一个较为致密的且接近平衡态的区域，其中物质的位置和速度分布基本不随时间变化——这一区域也被称为位力化区域。

位力化区域的质量和大小提供了暗晕总质量及大小的一个常用描述因为暗物质不发光，无法利用望远镜直接观测，我们只能借助其它发光天体在暗物质引力作用下的运动规律来推断暗物质的分布在银盘上，恒星和气体绕银河系的中心做近似的圆周运动，使我们能够较为容易地推断出它们圆运动轨道内的总质量，从而得到银盘范围内的物质分布。

而为了测量笼罩银河系外围的暗物质分布，人们需要借助银盘以外的遥远天体，它们的运动不再是规则的圆周运动，且环绕银河系运动一圈的时间极其漫长因此，这种测量通常只能基于诸多银晕天体的位置和速度在当前时期的“瞬时”观测值，或者说基于它们在相空间（即六维位置-速度空间）的一张瞬时合照。

这种测量不是一个简单的任务在过去的20多年间，文献中存在不下50组对银河系总质量的测量结果，但这些结果相互之间却都具有不小的差别，是一个覆盖了0.5-2万亿太阳质量的宽泛的范围[2]那么，究竟哪一个结果更接近实际呢？抑或银河系另有玄机，导致不同的测量间难以统一？。

天行有道造成这些差异的一个重要原因是不同的测量方法往往基于各自的模型假设——而不合理的假设很容易给测量结果带来相应的误差显然，我们需要尽可能避免不正确或者不必要的假设在一大类动力学分析中，由于我们只能从当前的一张天体瞬时合照出发，一个不可避免的而又基本合理的假设是当前的合照是稳定而具有代表性的——即换个时间来拍照也会得到非常相似的照片。

这种稳定的系统状态称为“稳恒态”那么，仅仅依赖稳恒态假设，是否可能测出银河系暗晕的总质量呢？答案是肯定的，这就是笔者团队发展的一套最小假设动力学方法所做的事情稳恒态是个很有意思且常见的状态比如公路上一段稳定的车流，在某个路段车子都缓慢通过，而另一些路段每辆车都疾驰而过。

如果我们同时记录车子的疏密，会发现车速低、通行慢的地方车子密集，车速高的地方车子稀疏，或者说车子的密度始终正比于各个路段的通行时间数学上我们不难证明这一规律，并且它也同样适用于银河系中天体运动的稳恒态分布。

但比公路上的车流复杂的是，在银河系的暗晕中，不同的天体可以有不同的运行轨道，对应着不同的车道，并且在各自的车道上按稳恒态行驶而哪些天体在同一条车道上呢？这便是我们测量银河系质量的关键——只有真实的引力场才能让我们计算出天体的真实轨道, 从而将它们划分到正确的车道；而错误的引力场将导致天体被划分到错误的轨道，从而破坏这些轨道上“车流”的稳恒性。

我们将这一方法称为在轨分布法（orbital Probability Density Function，简称oPDF）[3,4]至此，仅通过一张天体的合照和稳恒态假设，我们便可以推测出其背后的引力场，从而测出银河系的总物质分布。

图 2：稳恒车流示意图，车速快的路段车辆稀疏，车速慢的地段车辆密集；根据车流的分布可推断出地形和路况在银河系中，天体的分布也反映出银河系的地形——引力场图片来源于网络银河系的“测不准原理”这一方法的实际表现如何？我们也将其用到了数值模拟给出的仿真数据中进行检验。

检验的结果既令人高兴，又令人困惑令人高兴的是，使用新的测量方法，所有的测验结果都在真值附近浮动——平均而言，我们可以正确测得银河系质量但令人困惑的是，单个测试中出现的随机偏差的幅度远远大于预期的测量误差！ 。

图3：银河系星流想象图银河系周边的卫星星系在潮汐作用下，其自身的恒星物质被不断剥离，形成带状的星流，最终形成银晕中的晕星图片来源：NASA/JPL-Caltech/R Hurt,SSC/Caltech这意味着，我们模型的唯一假设，即稳恒态假设仍存在问题。

实际上，银河系的暗物质晕在形成过程中吞并了大量更小的暗晕及被称为卫星星系的矮星系，从而并非严格处于稳恒态暗晕吞并的过程伴随着银河系对这些系统的潮汐剥离甚至瓦解——被剥离出来的恒星构成了银晕中的晕星，而正处在剥离过程中的恒星则会呈现出细长的所谓星流结构（见图3）。

晕星的这种起源机制使得它们在各自轨道上的分布呈现出一定的相关性用上文的车道来类比，相当于车道上出现了结伴而行的车队尽管整个车道还是近似处于稳恒态，但车队却是一个移动着的高密区域，导致车流的密度随着时间变化（见图4）。

图4：在一个稳恒态轨道中（上图），粒子的运动并不改变整体粒子分布；非稳恒态轨道中（下图），粒子的分布则随时间变化图片来源：作者供图晕星的这种随时间变化的空间分布及运动规律使得我们无法通过它们的一个瞬时合照来推知暗物质的分布。

倘若非要假设它们处于稳恒态的话，我们发现这会对位力化区域的总质量测量引入一个大约上下各2倍的系统误差，或者说总共约4倍的质量不确定范围这一极限精度，可以形象地被称为暗晕动力学质量测定的“测不准原理”[5]。

有趣的是，这4倍的范围同上文提及的历史结果的覆盖范围刚好一致（0.5-2万亿倍太阳质量）银河系的精确质量银河系质量测量的4倍极限精度似乎是个让人沮丧的事情但这是否意味着，我们无望精确测定银河系的质量？幸运的是，银河系的暗晕中有多类天体，除了恒星，还有球状星团以及上文提到的卫星星系。

我们针对这些卫星星系也进行了同样的分析，结果显示，相比晕星，它们的分布更接近稳恒态，更适宜用来测量暗物质的分布利用约100颗卫星星系，便可以将银河系质量测定的不确定范围控制在约1.25倍（或者25%的误差）以下。

这是因为卫星星系在暗晕中的运动相对独立，在建模中更少受到“车队现象”的干扰[6]实际上，这25%的误差还有进一步改善的空间在上述oPDF模型中，我们对数据的解读是尽可能保守的，并没有完全利用数据中的所有信息——我们只要求每条车道上的车辆分布是不随时间变化的，而不去计较各种类型的车道分别有多少条。

实际上，不同大小的暗晕中所具有的车道类型的分布也是有差别的，这种差别可以通过高分辨率的宇宙学数值模拟来获得[7]这部分信息也可以用来限制暗晕的质量，从而将暗晕质量的测量误差进一步削减约10%[8]在这一框架下，我们最终测量的银河系位力质量为1.23万亿倍的太阳质量[9]。

黑暗的尽头

图 5：银河系最远边界的测量紫色圆圈标示出银河系周围矮星系相对银河系中心的距离和速度，而绿色的曲线是它们的平均速度（其中负值表示落向银河系，正值表示远离银河系运动）三条竖线从左到右分别标识出银河系的位力边界、耗竭边界和回转边界（单位：千秒差距）。

图片来源：参考文献[11]尽管我们已经能够较为精确地测量银河系的位力质量，但这尚未揭开银河系暗面的完整版图由图1我们可知，暗物质的分布实际上是延绵不绝的，而位力化区域只描述了一块相对平衡且致密的区域暗晕内巨大的物质聚集所产生的引力也吸引着位力区域以外的物质，使它们持续向银河系内掉落，并驱动银河系暗晕的进一步成长。

不过这种吸引的影响范围也是有限的，因为在更为遥远的宇宙，物质仍随宇宙的膨胀而远离银河而去膨胀远去的物质同落向银河系的物质的分界点，称为银河系的回转边界，可以说是银河的终极尽头回转边界以内，在引力的驱动下，物质先是以越来越快的速度向银河系涌来，随后又在接近暗晕平衡区域的过程中逐渐减速，最终“沉降”在银河系周围，成为平衡态暗晕的一部分。

这一暗晕的成长过程导致了暗晕近邻区域的物质持续堆积，而更外围的物质却逐渐耗竭对于这一增长和耗竭的分界点，我们将其命名为暗晕的耗竭边界[10]耗竭边界的概念由笔者团队在2021年发表的工作中首次提出，通常比暗晕的位力边界大一倍以上，而回转边界则在更远的范围。

它们作为暗晕的两个最外围边界，都可以通过物质的径向运动分布识别出来在同年的工作中，利用卫星星系，我们也幸运地首次测得了银河系这两个最外围边界的大小（见图5）[11]至此，银河系的疆域图已初步完成（图6）。

图6：银河系的疆域草图最中心为银河系的恒星盘；盘的外围包裹着暗晕的位力化区域（平衡区），半径约为盘的10倍；再向外依次是暗晕的成长区和耗竭区（运动方向如箭头所示），外边界分别为耗竭半径（约为位力半径的2倍）和回转半径（约为位力半径的3倍、240万光年）。

最外围是膨胀远去的背景宇宙图片来源：作者供图作者简介韩家信：上海交通大学天文系特别研究员/副教授2013年在中国科学院上海天文台获博士学位；2013-2018年先后在英国杜伦大学计算宇宙学研究所、日本东京大学Kavli IPMU任博士后；2018年获国家海外青年人才计划支持回国。

主要研究方向为暗物质的天体物理研究，包括通过各种理论和观测手段探索宇宙中的暗物质分布和属性王文婷：上海交通大学天文系研究员2013年在中国科学院上海天文台获博士学位；2013-2019年先后在英国杜伦大学计算宇宙学研究所、日本东京大学Kavli IPMU任博士后；2020年获国家优秀青年基金支持。

主要研究方向为星系形成和演化及星系动力学参考文献：[1] Sawala, T., Frenk, C.S., Fattahi, A., et al., The APOSTLE simulations: solutions to the Local Groups cosmic puzzles, 2016,

MNRAS, 457, 2[2] Wang, W., Han, J., Catun, M., et al., The mass of our Milky Way, 2020, SCPMA, 63, 109801

[3] Han, J., Wang, W., Cole, S., et al., The orbital PDF, general inference of the gravitational potential from steady-state tracers, 2016,

MNRAS, 456, 1003[4] Han, J., Wang, W., Cole, S., et al., The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses, 2016,

MNRAS, 456, 1017[5] Wang, W., Han, J., Cole, S., et al., What to expect from dynamical modelling of galactic haloes, 2017,

MNRAS, 470, 2[6] Han, J., Wang, W., Li, Z., Satellite galaxies as better tracers of the Milky Way halo mass, 2020, 

IAUS, 353, 109[7] Li, Z., Jing, Y.P., Qian, Y., et al., Determination of dark matter halo mass from dynamics of satellite galaxies, 2017,

ApJ, 850, 116[8] Li, Z., Qian, Y., Han, J., et al., A versatile and accurate method for halo mass determination from phase-space distribution of satellite galaxies, 2019,

ApJ, 886, 9[9] Li, Z., Qian, Y., Han, J., et al., Constraining the Milky Way mass profile with phase-space distribution of satellite galaxies, 2020,

ApJ, 894, 10[10] Fong, M., Han, J., A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations, 2020,

MNRAS, 503, 4250[11] Li, Z., Han, J., The Outermost Edges of the Milky Way Halo from Galaxy Kinematics, 2021,

ApJ, 915, 18制版 | 小圭月

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