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圖片來自網(wǎng)絡(luò)

圖為光學(xué)波段觀測到的銀河系，圖片來自歐洲南方天文臺(ESO)。

圖為紅外波段觀測到的銀河系，圖片來自2MASS巡天項(xiàng)目。圖片均為多次觀測拼接而成。由于光學(xué)波段的星際消光，可以看到銀河系在光學(xué)波段的成像是明暗相間的。

銀河系如同人類“最熟悉的陌生人”。經(jīng)過200多年的努力，我們?nèi)晕赐耆辞逅娜蓊仭Ｒ豁?xiàng)最新研究成果，讓我們離銀河系真容更近一步。

晴朗的夜晚，仰望星空，會看到一條乳白色的亮帶貫穿夜空，這便是包括太陽在內(nèi)的千億顆恒星的棲身之地——銀河。

從200多年前起，人們開始試圖弄清銀河系的結(jié)構(gòu)。

這并不簡單，不僅因?yàn)槲覀兩碓谄渲校惨驗(yàn)楦鞣N星際介質(zhì)干擾著人們視線、遮蔽著銀河系的本來面目。

近日，國家天文臺研究人員測得最新銀河系氫柱密度與光學(xué)消光比率，這項(xiàng)工作將有助于認(rèn)識星際介質(zhì)，是理解銀河系結(jié)構(gòu)征途中的至關(guān)重要的一步。

太陽并非銀河中心

17世紀(jì)，伽利略把望遠(yuǎn)鏡對準(zhǔn)天空中乳白色的亮帶，發(fā)現(xiàn)這是一片恒星密集的區(qū)域。18世紀(jì)中葉，英國人賴特提出了銀河系的猜想，認(rèn)為銀河系像個扁平的透鏡，太陽只是其中的恒星之一。

第一個為銀河系畫像的人，是英國人威廉·赫歇爾。這位18世紀(jì)的天文學(xué)家制作了當(dāng)時最大的望遠(yuǎn)鏡，發(fā)現(xiàn)了天王星。他同樣關(guān)注恒星世界。在多年觀測后，他根據(jù)天空中各個方向的恒星數(shù)量，于1785年畫下了一幅銀河系結(jié)構(gòu)圖。由于無法測定遙遠(yuǎn)恒星的距離，赫歇爾假設(shè)天空中所有恒星具有相同的發(fā)光本領(lǐng)，并根據(jù)實(shí)際觀測到的恒星亮度來估計它們到地球的距離。他得到的銀河系“畫像”扁而平，具有不規(guī)則輪廓，太陽位于銀河系中央。赫歇爾用統(tǒng)計法首次確認(rèn)了銀河系為扁平狀圓盤的假說，從而初步確立了銀河系的概念。

1906年，荷蘭天文學(xué)家卡普坦提出“選區(qū)計劃”，重新研究銀河系的結(jié)構(gòu)。他得到的銀河系模型與赫歇爾類似：太陽居中，中心的恒星密集，邊緣稀疏。

幾乎與卡普坦同時，美國天文學(xué)家沙普利對銀河系結(jié)構(gòu)也展開了研究。造父變星的發(fā)現(xiàn)，使科學(xué)家有可能精確測定天體的距離。沙普利根據(jù)球狀星團(tuán)中造父變星的光變周期，確定它們到地球的距離，進(jìn)而從球狀星團(tuán)的分布來研究銀河系的結(jié)構(gòu)和大小。1918年，沙普利提出，銀河系是一個透鏡狀的恒星系統(tǒng)，其中心位于人馬座方向，而不是太陽系。后來的觀測逐漸證明，沙普利的模型較為接近真實(shí)的銀河系，因而被沿用至今。

星際塵埃是個“核心人物”

得到銀河系的真實(shí)結(jié)構(gòu)并不容易。按照沙普利的估算，銀河系的大小為30萬光年。按照當(dāng)時的技術(shù)水平，這已是非常精確的估算。然而，這個數(shù)字是現(xiàn)代測量的銀河系大小的3倍。其中原因，是沙普利忽略了星際介質(zhì)對星光的消光作用。

宇宙空間中到處都充斥著星際介質(zhì)。天體發(fā)射的光在到達(dá)地球前，會被星際介質(zhì)吸收或者散射掉一部分，從而導(dǎo)致我們觀測到的天體亮度比預(yù)想的要暗，這個過程通常被稱作星際消光。而銀河系在光學(xué)波段那朦朦朧朧的圖像，就是消光存在的關(guān)鍵證據(jù)。因此，研究星際消光是獲得銀河系結(jié)構(gòu)的重要步驟。而由于不同的成分會對星光產(chǎn)生不同的消光值，消光研究也可以幫助我們深入理解星際介質(zhì)的組成成分。

了解銀河系結(jié)構(gòu)，就是研究各種物質(zhì)在銀河系中的分布。星際介質(zhì)在對銀河系結(jié)構(gòu)的研究中，有著舉足輕重的作用。在光學(xué)波段，消光主要由星際介質(zhì)中的塵埃產(chǎn)生，消光大小受到塵埃的總質(zhì)量、成分組成和尺寸的影響。而在X射線波段，未完全電離狀態(tài)的重元素會吸收部分輻射。

因此光學(xué)波段的消光(用V波段的消光表征)可以用來揭曉星際介質(zhì)中的塵埃成分。由X射線吸收(用氫柱密度表征)可以得知星際介質(zhì)中重元素的分布，進(jìn)而根據(jù)星際介質(zhì)中的重元素與氫元素的特定比例關(guān)系，獲得處于原子、分子和電離三種狀態(tài)氫元素的總量。通過這兩個波段的觀測，科學(xué)家不僅可以知道相應(yīng)的銀河系結(jié)構(gòu)，而且可以研究塵埃成分與氣體成分的相互關(guān)系。這也是銀河系氫柱密度與光學(xué)消光比率這個參數(shù)備受關(guān)注的原因。

對“最熟悉陌生人”的新認(rèn)識

早在上世紀(jì)八十年代，人們已經(jīng)認(rèn)識到氫柱密度與光學(xué)消光比率這一參數(shù)對于認(rèn)識銀河系的重要性。而當(dāng)前廣泛采用的數(shù)值依舊是美國科學(xué)家博林(Bohlin)在1978年得到的。多年來，人們一直致力于測得更精確可信的結(jié)果。

測量這一參數(shù)總體有三種方法。通常光學(xué)消光的測量較為容易，不同方法主要是采用了不同方法測量氫柱密度。

所謂氫柱密度，是假設(shè)在視線方向有一個橫截面積為固定值的柱體，這個柱體中包含的氫元素數(shù)量即為氫柱密度。Bohlin使用的辦法，是根據(jù)星際介質(zhì)中中性氫和分子氫對紫外波段恒星譜線的吸收，來估計氫柱密度。另外兩種方法分別是，根據(jù)中性氫原子和一氧化碳輻射來測量氫柱密度、根據(jù)星際介質(zhì)對恒星光譜在X射線波段的吸收來測量氫柱密度。然而，由于星際介質(zhì)成分復(fù)雜、樣本量小而不可靠等原因，以往的測量結(jié)果不夠令人滿意。

筆者的最新工作采用了上述第三種方法，即根據(jù)X射線波段吸收測量重元素豐度，進(jìn)而根據(jù)重元素與氣體成分比例關(guān)系得到氫柱密度。早在上世紀(jì)七十年代，就有科學(xué)家用這種方法研究過銀河系結(jié)構(gòu)。但由于數(shù)據(jù)獲取困難，以往科學(xué)家進(jìn)行這項(xiàng)研究時，樣本量最多也不過20個左右。為了擴(kuò)大樣本量，筆者的研究第一次同時將超新星遺跡、行星狀星云、X射線雙星的X射線輻射計算在內(nèi)，將樣本量擴(kuò)大到100個左右，重新計算了銀河系氫柱密度與光學(xué)消光比率。

最終的結(jié)果顯示，這一比率大體上不隨著星際介質(zhì)所處的空間位置變化而變化，而由該比值得到的銀河系中氣體和塵埃的質(zhì)量比約為140。這意味著，銀河系中的氣體比預(yù)想的要多。

銀河系是一個有一定厚度的盤形。最新的工作還計算了在距離銀心2千秒差距(1秒差距約為3.26光年)到10千秒差距之間的氫元素分布。研究認(rèn)為銀盤密度比以往認(rèn)識的更高，衰減則更快。這說明銀盤比以往認(rèn)為的更薄，但是密度更大。

銀河系如同人類“最熟悉的陌生人”——雖然近在身旁，卻一直無法看清它的容顏。經(jīng)過科學(xué)家200多年的努力，銀河系結(jié)構(gòu)的輪廓越來越清晰。然而，銀河系依然存在著很多未解的謎題，我們依舊在路上。