如何稱一個星系的重量？這是一個天文學上的挑戰，特別是如果它是你稱之為家的星系。事實證明，有幾種方法可以掌握銀河系的質量，最近的一項研究總結了這些方法，以獲得最佳值。
一種方法是觀察星系中恆星的運動。大多數銀河系恆星都沿著圍繞銀河系中心的大致圓形軌道運行。就像行星繞太陽運行一樣，恆星也繞著銀河系運行。由於引力是將恆星保持在軌道上的力，你可以使用恆星的速度和距離中心的距離，來確定其軌道內的質量。並不是所有的恆星都有圓形軌道，但平均而言是這樣的。所以，你可以畫出已知恆星離中心的速度與距離的關係，並得到所謂的旋轉曲線。在銀河系和其他星系中對這條曲線的測量是第一個證據，證明星系的質量比可見恆星所能解釋的要多得多，這也導致了暗物質的概念。
旋轉曲線法的一個問題是，我們只能測量一定距離的恆星。我們現在知道，銀河系的大部分質量並不集中在中心，而是向外延伸成一個星系暈。我們可以從旋轉曲線估計光暈的質量，但我們也可以觀察的運動。
球狀星團是明亮密集的星團。由於球狀星團內的恆星受到引力的束縛，這些星團就像一個單一的物體一樣在星系周圍運動。它們是在銀河系周圍的一個球體中發現的，所以測量它們的運動有助於我們測量星系暈的質量。
為了測量星系暈的外圍區域，我們可以觀察衛星星系的運動，比如麥哲倫星雲。在距離銀河系140萬光年的範圍內，大約有60個小星系。並不是所有的都在我們銀河系的軌道上，但其中很多都在。由於它們位於我們的星系暈之外，它們的軌道運動是由我們星系的質量決定的。這種方法唯一的缺點是，只有幾十個繞軌道運行的星系，結果不是特別準確。
上圖：各種各樣銀河系稱重的方法。
所有這些方法都是通過軌道運動來計算銀河系的質量。也有一些方法不依賴於軌道運動。其中之一是觀察矮星系的潮汐羽流。在銀河系的歷史上，有一些球狀星團和矮星系離銀河系的中心區域太近，結果被潮汐力撕裂了。這些星系的殘餘物形成了恆星流，如人馬座流。通過計算這些流的運動，我們可以估計星系的質量。
另一種方法是觀察離開銀河系的恆星。偶爾，一顆恆星會與另一顆恆星擦肩而過，從而獲得足夠的速度逃離我們的星系。由於逃逸速度取決於星系的質量，對逃逸恆星的統計測量也給出了星系的質量。
最後，我們可以看看本地的星系群。這包括仙女座星系及其衛星星系。我們的本星系群在引力作用下與更遙遠的星系團隔離，所以觀察本星系群的平衡狀態可以讓我們了解它的整體質量和銀河系的質量。
每種方法都有自己的優點和準確性。但他們都沒有自己的最終決定權。在這項最新的工作中，研究小組對各種方法進行了統計平均，得出了我們可以稱之為「銀河系質量」的最佳值。他們確定的值是：一萬億太陽質量，誤差是幾千億太陽質量。
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