人們(men) 對璀璨銀河的好奇自古有之，但對銀河係的真正認識還是從(cong) 近代才開始的。“恒星天文學之父”赫歇爾（Herschel，Friedrich Wilhelm，英國，1738－1822）等人最早對銀河係恒星開展了係統的光學觀測，並繪製出銀河係的扁平結構。

隨著觀測設備、技術方法的不斷進步，天文學家通過多波段的巡天觀測認識到銀河係是一個(ge) 典型的棒旋星係，由上千億(yi) 顆恒星組成，總體(ti) 結構大致由銀盤、核球和暈組成。扁平的銀盤結構作為(wei) 銀河係的重要組成部分，蘊含著星係中絕大部分的恒星、氣體(ti) 和塵埃，一直是天文學家研究的重點。

恒星盤分為(wei) 厚盤和薄盤，標高分別約為(wei) 1000光年和400光年。厚盤由年老恒星組成，占銀河係恒星總質量的10%；薄盤中則多為(wei) 年輕恒星，且富含氣體(ti) 和塵埃。

銀河係的成分示意圖。 圖源：https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/thick+disk

“不識廬山真麵目，隻緣身在此山中。”

由於(yu) 太陽係位於(yu) 距離銀河係中心約2.7萬(wan) 光年的銀盤邊緣，我們(men) 很難窺探銀河係的全貌。尤其是天體(ti) 精確距離信息的缺乏，導致對銀河係的認識有很大的不確定性。

“梅須遜雪三分白，雪卻輸梅一段香。”

不同波段、不同示蹤物對銀河係的觀測各有其特色和局限。比如光學望遠鏡對銀盤上恒星的觀測，由於(yu) 銀盤上大量塵埃的遮蔽，降低了光的穿透力，導致很難對位於(yu) 氣體(ti) 和塵埃雲(yun) 後麵的恒星分布進行深入研究。因此，天文學家也積極尋找可見光波段以外的觀測手段。

得益於(yu) 第二次世界大戰發展出的雷達技術和戰後退役的天線，天文學家開始了射電波段的天文觀測，射電天文學也從(cong) 那時興(xing) 起。射電波段的波長遠大於(yu) 塵埃顆粒的尺寸，因此其電磁波在星際空間傳(chuan) 播時幾乎不受到星際塵埃的影響，穿透力更強。

20世紀50年代，奧爾特（Oort，Jan Hendrik，荷蘭(lan) ，1900－1992）等人開始使用中性氫（HI）21厘米射電譜線對銀河係內(nei) 的原子氣體(ti) 進行研究。這些HI射電譜線所提供的觀測目標速度信息對研究銀河係氣體(ti) 的分布和性質至關(guan) 重要。他們(men) 根據HI原子氣體(ti) 輻射在銀盤一些區域增強的特性首次從(cong) 氣體(ti) 觀測的角度揭示了銀河係的漩渦結構。

那麽(me) ，銀河係中氣體(ti) 是否像恒星一樣具有盤狀分布？如果是，銀河係的氣體(ti) 盤到底有多厚？氣體(ti) 盤是平直分布還是有其它特殊的結構特征？這些氣體(ti) 物質分布的物理規律是什麽(me) ？這些問題值得不斷探索。

使用速度彌散較小的分子雲(yun) 作為(wei) 示蹤物，能夠比原子氣體(ti) 更好地揭示銀河係氣體(ti) 分布和結構。20世紀70年代，隨著星際一氧化碳（CO）分子的發現，對銀河係內(nei) 的分子氣體(ti) 係統的巡天觀測逐步展開。美國CfA 1.2米望遠鏡完成了迄今覆蓋麵積最大的銀河係CO氣體(ti) 巡天。結合原子氣體(ti) 和分子氣體(ti) 巡天數據，天文學家對銀河係氣體(ti) 的分布和性質有了基本的認識：不同於(yu) 銀河係恒星盤更加延展的分布，由原子和分子譜線示蹤的氣體(ti) 結構似乎完全局限在薄薄的銀盤上。總的來看，恒星盤分布最廣也最厚，原子氣體(ti) 盤次之，分子氣體(ti) 盤又次之。

在內(nei) 銀河係（太陽繞銀河係中心運動的軌道以內(nei) ），分子氣體(ti) 盤雖然在垂直銀盤的方向表現出一定的波動，但總體(ti) 上是平直的，其厚度隻有大約300－400光年。到了外銀河係，分子氣體(ti) 盤逐漸變厚，其厚度可以達到1000－1300光年以上，並且有與(yu) 恒星盤和原子氣體(ti) 盤類似的翹曲結構。

最近，基於(yu) 紫金山天文台13.7米毫米波望遠鏡的“銀河畫卷”（The Milky Way Imaging Scroll Painting，MWISP）高靈敏度北天銀道麵CO巡天有了新發現：內(nei) 銀河除了有一個(ge) 已知的厚度約為(wei) 300光年的分子氣體(ti) 薄盤外，還存在一個(ge) 厚度是薄盤近3倍（約900光年）的分子氣體(ti) 厚盤，由許多相對孤立、低質量、非引力束縛的暗弱小分子雲(yun) 組成。

這些不起眼的小分子雲(yun) 由於(yu) 尺度太小而且輻射太微弱，以至於(yu) 在之前的CO巡天觀測中成了漏網之魚。同時，如果巡天範圍不夠大，也無法在較高的銀緯上發現它們(men) 。更何況，還有距離不確定的困難！

距離的問題是用一個(ge) 巧妙的切點法來解決(jue) 。我們(men) 知道氣體(ti) 是圍繞銀河係中心以一定速度旋轉的，且內(nei) 部快，外部慢。從(cong) 我們(men) 所在的觀測位置看過去，內(nei) 銀河切點位置雲(yun) 塊速度應為(wei) 極大值，可以由三角函數關(guan) 係來確定其距離，並進而計算出所研究對象與(yu) 銀道麵的垂直距離。

切點法確定幾何距離示意圖

有了精確的距離信息，我們(men) 就可以通過CO輻射的強度來估算這些分子雲(yun) 的質量。最後，我們(men) 把這些遠離銀盤的小家夥(huo) 們(men) 全部收集起來進行統計。結果有點出人意料：由這些小雲(yun) 組成的銀河係分子氣體(ti) 厚盤的總質量竟然有近1億(yi) 倍太陽質量，至少占內(nei) 銀盤分子氣體(ti) 總質量的10%。離銀河係中心的距離越遠，分子雲(yun) 間的速度彌散也越小，即它們(men) 的相對運動速度減弱——這可能是受銀盤上的恒星活動調製的結果。

有趣的是，新確認的分子氣體(ti) 厚盤的標高與(yu) 之前HI巡天發現的原子氣體(ti) 盤的標高基本相當，表明二者有緊密的聯係——即分子雲(yun) 形成於(yu) 原子雲(yun) 中。這些厚盤分子雲(yun) 的速度彌散較大，表明其湍動比較大，處於(yu) 不穩定狀態，可能正在瓦解，也可能正在快速形成。

銀河係分子氣體(ti) 薄盤和厚盤示意圖 | 背景圖源：HI4PI

包括盤、核球和暈在內(nei) 的銀河係的總質量約有1萬(wan) 億(yi) 太陽質量，其中絕大多數是暗物質，而重子物質隻占其中的7%左右。這些重子物質主要集中在銀盤上，其中90%的質量是恒星，剩餘(yu) 10％的質量則是由氣體(ti) 和塵埃貢獻的。雖然新揭示的分子氣體(ti) 厚盤的質量隻占銀盤總質量的0.1%左右，但卻為(wei) 我們(men) 更好地理解銀河係的物質分布提供了一個(ge) 新的視角。

然而，新的問題也接踵而來。分子氣體(ti) 厚盤是怎麽(me) 形成的？厚盤上分子雲(yun) 未來的命運又會(hui) 如何？厚盤和薄盤以及其它盤成分有怎樣的聯係等等，有待進一步觀測研究給出答案。就像古希臘哲學家芝諾所說：人們(men) 的認知是一個(ge) 圓圈，每當我們(men) 把星空体育官网入口网站的疆界擴大，卻又會(hui) 接觸到更多的未知。

作者簡介

蘇 揚 中國科學院紫金山天文台副研究員，研究方向：銀河係氣體(ti) 分布與(yu) 性質研究。


關(guan) 注【深圳科普】微信公眾(zhong) 號，在對話框：
回複【最新活動】，了解近期科普活動
回複【科普行】，了解最新深圳科普行活動
回複【研學營】，了解最新科普研學營
回複【科普課堂】，了解最新科普課堂
回複【科普書(shu) 籍】，了解最新科普書(shu) 籍
回複【團體(ti) 定製】，了解最新團體(ti) 定製活動
回複【科普基地】，了解深圳科普基地詳情
回複【觀鳥星空体育官网入口网站】，學習(xi) 觀鳥相關(guan) 科普星空体育官网入口网站
回複【博物學院】，了解更多博物學院活動詳情