基本介紹
- 中文名：銀河繫結構
- 外文名：galactic structure
- 分類：星系
- 質量：2100億倍太陽質量
- 半徑：5到9萬光年
- 發現者：F.W.赫歇爾
- 發現時間：1785年
- 估計年齡：110億年
- 最亮星：LBV1806-20
概念介紹,天體形狀,銀盤,銀暈,銀冕,研究歷程,
概念介紹
銀河和銀河系是兩個不同層次的概念：銀河是晴朗夜空中可以看到的一條形狀不規則的銀白色光帶，而銀河系則是由眾多恆星構成的龐大天體系統。古代哲學家對銀河的認識，就其本質上說只是建立在一些主觀想像的基礎之上，而缺乏科學依據。例如，亞里斯多德認為銀河只是一種大氣現象，是地球發出的水蒸氣，而不承認是天上之物。第一個正確認識銀河系本質的是古希臘哲學家德謨克利特，他認為銀河是由無數個恆星構成的，只是因為這些恆星太暗、太密而無法加以分辨，於是表現為一條模糊的光帶。
1608年，荷蘭人李波爾賽在一次偶然的機會中發明瞭望遠鏡。翌年，伽利略親自動手製作望遠鏡並用於天文觀測，開創了天文觀測的新時代。是年冬天，伽利略用望遠鏡對銀河進行觀測，發現銀河並不是一片薄雲，而是密密麻麻無數個星星，只是肉眼無法加以分辨，表現為天空中一條暗淡的光帶，這樣就從觀測上證實了德謨克利特的見解。對銀河繫結構的實測研究是由英國天文學家威廉赫歇爾開創的。
1785年，赫歇爾通過恆星計數得出，銀河系中恆星分布的主要部分為一個扁平圓盤狀結構。他在用望遠鏡所作的1083次觀測中，總計數了117600顆恆星。赫歇爾在恆星計數工作的基礎上，再加上若干假設，從而得出了天文學史上第一個銀河系模型(見圖)。不過，在赫歇爾的模型中太陽位於銀河系的中心。1918年，美國天文學家沙普利利用球狀星團的空間分布，正確地推斷太陽並不位於銀河系中心，而是位於比較靠近銀河系邊緣的地方。這時，距赫歇爾提出第一個銀河系模型已經過去了130餘年。
根據近代天文學的觀測和研究，銀河系是一個旋渦星系，它的總體結構大體上可以分為4個部分，即銀盤、核球、銀暈和暗暈。除暗暈部分外，銀河系的總質量約為1.4×1011太陽質量，其中以恆星形式出現的約占90%，由氣體和塵埃組成的星際物質占10%左右。銀河系的年齡估計為100億年或更老。銀盤是銀河系恆星分布的主體部分，呈軸對稱和平面對稱的扁平圓盤狀，直徑約為8.2萬光年。太陽到銀河系中心的距離(銀心距)約為2.6萬光年，離銀盤的對稱平面(銀道面)不遠(20～30光年)。銀盤的厚度是不均勻的，太陽位置附近銀盤的厚度在3300光年左右。除暗暈外，銀河系質量的85%～90%集中在銀盤內。
核球是位於銀河系中心部分的恆星密集區，大致呈扁旋轉橢球體狀，長軸為1.3～1.6萬光年，厚1.3萬光年。核球的質量估計約占除暗暈外銀河系質量的5%。核球中主要是一些年老的天體，越接近中心，核球恆星的密集程度越高。在銀河系中心方向觀測到有一個結構複雜的強射電源人馬A，它至少含5個子源，在一個直徑33光年的子源中有一個直徑接近5光年的亮核，這就是銀核。銀核的質量約為幾百萬太陽質量，現在普遍認為那裡有一個超大質量黑洞，不過它並沒有處於劇烈活動期。包圍著銀盤的是一個由稀疏分布的恆星和星際物質組成的區域，稱為銀暈。銀暈大體上呈球狀，直徑在10萬光年左右，範圍比銀盤大得多，但因為物質分布很稀疏，所以質量大約只有銀盤質量的10%。
銀暈主要由兩類天體組成，即老年恆星和球狀星團，此外還有少量的氣體。在銀暈之外有一個範圍更大的物質分布區，這就是暗暈，又稱銀冕。暗暈的組成成分是目前尚無法觀測到的暗物質，直徑可能是銀暈直徑的10倍，質量可能高達銀河系其他部分質量總和的10倍。暗暈主要是根據銀盤天體的運動學狀況推算出來的:如果銀河系的物質分布向中心集中，那么離中心越遠的恆星繞銀心的旋轉速度就越慢，而實測結果卻不是這樣。在太陽附近以及更遠的地方，恆星的運動速度大致保持不變，甚至還略有增加，由此便導出在銀河系外圍必然存在大量暗物質的結論，也就是存在暗暈。
1944年，德國天文學家巴德提出了星族的概念，他根據恆星的物理性質、空間分布和運動特徵，把銀河系中的恆星分為星族I和星族II兩大類。星族I天體分布在一個以銀心為中心的扁圓環狀範圍內，年齡較輕，繞銀心的運動速度大，但速度彌散度小;星族II天體則分布在一個以銀心為中心的略扁的球體內，年齡比較老，繞銀心的運動速度小，但速度彌散度大。所以，銀盤中主要是星族I天體，而核球和銀暈內主要是星族II天體。銀河系中恆星的運動狀態取決於銀河系的引力場，而引力場又取決於銀河系的物質分布。銀河系天體的運動既不是像太陽系內行星運動那樣的克卜勒運動，也不是剛體自轉，而是所謂較差自轉，即銀心距不同的恆星有不同的轉動角速度。
1925年，瑞典天文學家林德伯拉德提出了有關銀河系自轉的正確概念。1927年，荷蘭天文學家奧爾特導出了銀河系較差自轉對恆星觀測運動影響的計算公式。奧爾特-林德伯拉德理論是有關銀河系自轉的一種最為成功的理論，並為大量的觀測所證實。銀盤中星族I天體在近圓軌道上沿同一方向繞銀心轉動，軌道面與銀道面的交角不大，運動線速度隨銀心距的變化曲線稱為銀河系自轉曲線。太陽附近恆星的轉動速度約為每秒220km，繞銀心一周需2億多年時間，所以太陽自形成以來已在銀河系中公轉了20多圈。
天體形狀
銀盤
銀河系的物質密集部分組成一個圓盤，稱為銀盤。銀河系中，由恆星、塵埃和氣體組成的扁平盤。銀盤內有旋臂，這是氣體、塵埃和年輕恆星集中的地方。銀盤主要由星族Ⅰ天體組成，如G～K型主序星、巨星、新星、行星狀星雲、天琴RR變星、長周期變星、半規則變星等。
核球是銀河系中心恆星密集的區域，近似於球形 ，直徑約4千秒差距，結構複雜。核球主要由星族Ⅱ天體組成，也有少量星族Ⅰ天體。核球的中心部分是 銀核。它發出很強的射電、紅外、X射線和γ射線。其性質尚不清楚 ，可能包含一個黑洞。銀暈主要由暈星族天體，如亞矮星、貧金屬星、球狀星團等組成，沒有年輕的O、B型星，有少量氣體。銀暈中物質密度遠低於銀盤。
銀暈
銀盤外面範圍更大、近於球狀分布的系統，稱為銀暈，其中的物質密度比銀盤的低得多。銀暈直徑約為九萬八千光年，這裡恆星的密度很低，分布著一些由老年恆星組成的球狀星團。
銀冕
銀暈主要由暈星族天體，如亞矮星、貧金屬星、球狀星團等組成，沒有年輕的O、B型星，有少量氣體。銀暈中物質密度遠低於銀盤。銀暈長軸直徑約30千秒差距，年齡約10年，質量還不十分清楚。在銀暈的恆星分布區以外的銀冕是一個大致呈球形的射電輻射區，其性質了解得甚少。
研究歷程
對銀河繫結構的初步描繪
在夏季晴朗的夜晚，如果沒有月亮，你遙望夜空，會看到有一條銀白色的光帶從東北方向伸向天彎的另一端，這宛若薄紗般的光帶就是銀河。在我國古代，人們把銀河看作是天上的河流。我們的祖先給它起了許多好聽的名字:銀河、長河、河漢、明河、秋河、銀漢、天漢、星漢等不下二十幾個。在西方，銀河被稱為“Milk Way”，意即“奶路”，據古希臘神話，這橫貫天空的奶白色銀河。
1601年，當義大利科學家伽利略將他發明的望遠鏡第一次指向銀河時，他發現這條白茫茫的光帶實際上是由不計其數的恆星所構成的。隨著天文望遠鏡貫穿能力的提高，人們在各方向所觀察到的恆星越來越多。但此後的一百多年，人類對銀河系的恆星，一直停留在研究其位置及其位置變化上。
直到18世紀中葉，西方科學界和哲學界才開始探討恆星宇宙的組成問題。1705年，英國天文學家丁.賴特(1711一1786年)提出，環繞天彎的銀河不會在所有方向上都無止境地延伸下去，它只是分布在有限的範圍之內，他認為恆星世界其實是一個扁平如透鏡的集團，太陽為恆星中的一個成員。1755年，德國哲學家康德也論述道:宇宙好比一片汪洋大海，銀河眾星構成一個孤立的恆星集團，猶如一座小島—“宇宙島”;在宇宙中還分布著很多這樣的小島。1761年，德國科學家蘭勃特(1728一1777年)也闡述了恆星系統的論斷。他們的共同觀點是:恆星宇宙是由值星組成的有限範圍的龐大體系。
第一個用觀測事實求出銀河系的結構模型的是威廉·赫歇爾(1738一1822年)。赫歇爾是通過業餘自學進行天文學工作的，經過幾十年堅韌不拔的努力，終於成為赫赫有名的天文學家，被稱為“恆星天文學之父”。並且他們一家有三人都對天文學作出過卓越的貢獻，赫歇爾的姓氏一時成為國際天文學界所仰慕的對象。赫歇爾出身音樂家庭，其兄弟姐妹六人，從小接受音樂教育，都顯露出音樂才華。在學習音樂的同時，其父還教威廉·赫歇爾一些天文學知識。1753年，16歲的威廉為減少家庭負擔，投身軍樂團成為小提琴和雙簧管演奏員。1757年，即法軍侵入英漢諾瓦的第二年，身為音樂家的赫歇爾不堪忍受戰爭之苦，隻身渡海，逃亡英國倫敦，以作樂師為生。但他白天靠音樂去謀生，晚上仍堅持自修天文學和進行天文觀測。
1772年，他的妹妹卡羅琳·赫歇爾(1750一1848年)來到了英國，從此，她一直協助威廉進行天文觀測，幫他磨製一架又一架望遠鏡，料理生活，終身不離，甚至一直未嫁。1781年，赫歇爾43歲，在觀測中，他不期而遇地發現了天王星，從此他聲名威振，得到了英國皇家學會的科普利獎章，並受英王喬治三世的冊封，成為英皇家學會會員，並予以優薪和府第，從此他開始專職從事天文學工作。赫歇爾觀測用的望遠鏡都是自己磨製的，為此他的家都成了作坊，為了磨製一架好的望遠鏡，他不分寒暑，夜以繼日地工作，常常為了趕製望遠鏡，餓得飢腸轆轆仍不停手，卡羅琳心疼哥哥，就常常一口一口地餵飯給哥哥吃，累了，就躺在工作間休息一會，卡羅琳為他讀故事以解除疲勞。就這樣，赫歇爾一生共磨製了400多片望遠鏡片，他制出的反射式望遠鏡都是當時最好的。
美國著名科普作家阿西莫夫這樣評論赫歇爾:“在整整一代人的時間裡，赫歇爾和他的大型反射望遠鏡統治著天文學。”為了探索恆星系統的結構，赫歇爾兄妹通力合作，用他們自製的貫穿本領空前的望遠鏡，進行系統的巡天觀測他們把天區分為683個取樣區，對每個樣區的恆星進行觀測，恆星計數的極限星等達到了12等的暗星。年復一年，日復一日，他們進行著艱難的跋涉，從不放過任何一個晴朗的夜晚，甚至通宵達旦地工作，經過十幾年的工作，他們進行了1083次觀測，總計數了117，600顆恆星。他們記錄的大量的數據，若是用今天每頁400字的稿紙抄的話，需要近6000頁，可見其工作量之巨大。1785年，他們通過對觀測數據的分析，得到了銀河系的結構圖(見圖示):銀河系的形狀為扁而平、輪廓參差、太陽居於其中央。這樣人類第一次用觀測事實勾勒了銀河系的圖像，並且首次證明肉眼所見的乳白色銀河和散布在全天的恆星構成了一個巨大的天體系統—銀河系。
由於當時還不知任何一顆恆星的距離，赫歇爾就估計了銀河系直徑和厚度的大致比例。人們稱這一模型為“赫歇爾1785年銀河系模型”。以後，赫歇爾又經過了35年的觀測探索，對銀河系第一模型進行了修改，他確認銀河係為一扁平的、空間有限的、太陽居其中的恆星系統，但由於望遠鏡的貫穿本領不能窮其邊緣，銀河系的直徑比以前大得多，但不能測出其大小，後人稱為“赫歇爾1817年銀河系模型”。此後的一個多世紀，赫歇爾的研究方法和成果被天文學界尊為典範，並由此開創出一門新興學科—恆星天文學，赫歇爾也被稱為“恆星天文學之父”。
把太陽移出銀河系的中心
1906年，荷蘭天文學家卡普坦(1851年一1922年)提出套用現代天文學方法重新進行天文計數工作，並將天空均勻劃分為206個’`選擇區域”。由於這時已經知道一些恆星的距離，加上運用赫歇爾時代所不具備的天文照相技術，技術結果大大改進。1922年，卡普坦提出了銀河系模型，輪廓與赫歇爾的模型相似，但直徑比其大4倍，約為4光年，太陽居銀河系中央，距太陽越遠的地方恆星越稀疏。卡普坦模型實際上是赫歇爾模型的定量發展。對銀河繫結構做出突破性認識的是美國天文學家沙普利。沙普利選擇天文職業非常富有戲劇性。他出身於農民之家，他的父親是一位農民兼國小教員。他在一所農村國小念了5年書，又學了一段商業課程，16歲當上了記者，是靠業餘時間自學完成中學課程的。
在1907年考進密蘇里大學之前，他熱衷於新聞工作，負責報導爭端和槍殺事件。但他對新聞界的生活方式感到不滿，尤其是報導誇大事實，使他感到厭煩，於是他考慮向其他領域發展。翻看大學學科目錄時，由於目錄是按英文字母順序排列，因為他不會念考古學這個詞，就把它放在一邊，而選擇了下一個天文學，他就如此簡單地步入了天文學領域，而後又成了著名的天文學家。由於他的好運接踵而來，被一些老一輩天文學家稱為天文學上的“暴發戶”。他一生幸運地得到了幾位一流天文學家的指導和幫助，首先是西爾斯—密蘇里大學天文台台長，他讓沙普利作助手，經常點撥和培養他，在1911年沙普利取得碩士學位之後，西爾斯推薦他到普林斯頓大學天文台工作。在這裡，他又遇到了著名的天體物理學家羅素，在羅素的指導下完成了關於食雙星的著名學位論文。
1914年春，沙普利接受海爾(1868一1938)和西爾斯的邀請，去南加利福尼亞州的威爾遜山天文台。此天文台是海爾於20世紀早期創建的，很快，它就成為世界上最重要的天文機構之一，是天文學研究的前沿機構。在那裡，世界上最大的2.54米胡克反射望遠鏡馬上就要落成，它同時還有一架當時威力強大的60英寸(1.52米)反射望遠鏡。在去威爾遜天文台之前，沙普利專程拜訪了他的導師貝利(Solon Bailey)，當時貝利是歷史悠久的哈佛天文台的代理台長，他專攻球狀星團中的變星，曾作過大量的變星觀測。球狀星團是一類特殊的恆星集團，是由成千上萬，甚至幾十萬幾百萬顆恆星聚集而成球形的星團，它的恆星分布密度很大，是太陽附近恆星分布密度的50倍，而星團中心密度則超過其1000倍。球狀星團中有造父變星，貝利已經發現了一些，貝利建議沙普利充分利用威爾遜天文台的精良設備，去發現球狀星團中更多的造父變星。
沙普利認真地接受了貝利的建議，他攜新婚妻子一到達威爾遜天文台，就投入了多球狀星團中造父變星的觀測和研究工作。為此沙普利曾說:`’我們的目標就是要去做從未做過的事。”“要成為科學研究中的領先者，實現海爾使威爾遜山天文台成為一個著名研究機構的夢想”。他花了4年時間，夜以繼日地工作，拍攝了成百上千張星團照片，逐一檢視，又對造父變星的亮度進行測量，並測定出其亮度變化周期和平均亮度，然後他用“造父視差法”，定出其光度，求出其距離。接著，他研究了球狀星團在天球上的分布，他發現球狀星團相對於太陽的分布不均勻，90%以上的球狀星團位於人馬座為中心的半個天球上，他們的距離較大;10%的球狀星團位於另一半球上，他們的距離較近。科學家及哲學家歷來都有這樣的觀念，即認為自然界是對稱的，由此，沙普利認為球狀星團在天球上的分布是均勻的，只是它們的中心不在太陽，而在人馬座附近，這才是銀河系的中心。
1919年，沙普利提出了他的銀河系模型，銀河系的形狀好似透鏡，其直徑約為30萬光年，太陽到銀河系中心的距離約為6萬光年。幾百年來人們一直以為太陽是宇宙的中心，沙普利以其大膽的勇氣，驚人的想像力和創造力，描繪出了一幅銀河系新的圖景，把太陽`’請”出了銀河系的中心，揭開了天文學史上新的篇章。德國天文學家巴德曾讚賞道:“我一向佩服沙普利的路子，他在很短的時間裡一舉拿下了這個問題，終於得到了銀河系的圖像，把一切老派的銀河系尺度的觀念打垮了。”沙普利將太陽放到銀河系的邊緣，就象哥白尼將地球挪出太陽系的中心一樣，為建立銀河系正確的圖像跨出了關鍵性的一步。
1930年，瑞士天文學家特朗普勒(1886一1956年)在研究了星際消光效應之後，對球狀星團的距離進行了校正，推算出銀河系的直徑約為10萬光年以下，而太陽到銀河系中心的距離約為3萬光年。
在射電波中回眸銀河系
當愛因斯坦和弗里德曼用廣義相對論方程研究整個宇宙的時候，天文學家還僅僅在人眼直接可以接受的可見光波段觀側天體。由於在銀河系中的銀道面附近存在者大量的星際塵埃，從而產生的星際消光阻礙了可見光的觀測，致使人類在已經能夠看到遙遠的河外星系的時候，還未能認清人類自身所居住的星系—銀河系的真面目。正像宋代著名詩人蘇東坡所說的那樣“橫看成嶺側成峰，遠近高低各不同，不識廬山真面目。只緣身在此山中。”自1925年美國天文學家哈勃創建了第一個河外星系的分類系統之後，他將星系分為了漩渦、棒旋、橢圓和不規則四大類。然而我們自身所在的銀河系是屬於哪一類型的星系呢。1927年荷蘭天文學家奧爾特(1900一1992年)與瑞典天文學家B。林德伯萊德合作，發現了銀河系的旋轉。從此開始了奧爾特對銀河繫結構的長時間探索。
1938年，奧爾特用光學觀測的方法，發現銀河系存在旋渦結構，但由於銀道面附近強烈的星際消光，妨礙了這項研究的深入進行。1931年美國新澤西州貝爾電話實驗室為橫跨大洋的無線電電話建造了長30，5米高3.66米的旋轉天線陣。在此工作的無線電工程師央斯基(K.Gdansky，1905一1950年)在研究噪聲干擾時，在1.46米的波長波段，發現了一種來源不明的射電噪聲。開始他以為此射電噪聲來自太陽，但隨著不斷地跟蹤觀測，他發現噪聲源並不完全與太陽運行同步，而是每天都要提前4分鐘，而恆星時的周期正好比太陽短4分鐘。因此央斯基意識到噪聲源來自太陽系外星空中的某一固定位置。而此位置正好指向人馬座方向，經過一年的監測，他發現當他的無線電陣指向沙普利預言的銀河系中心方向時，此射電噪聲最強。故1935年央斯基發表論文明確斷定，他測得了來自銀河系中心的射電輻射，這是人類首次探測到宇宙射電，導致了射電天文學的誕生。從此衝破了人類只能在可見光波段探測宇宙的歷史，為人類認識宇宙打開了一扇新的天窗，開創了用射電波研究天體的新紀)石。
光是什麼，現代物理學告訴我們光是電磁波輻射，而人眼能夠分辨的可見光波段僅占電磁波譜中很窄的一段。天文學家是通過探測宇宙天體所發生的光輻射來認識宇宙的，而宇宙天體的光輻射並不局限於可見光波段，其輻射廣布在無線電波段、紅外、紫外、x射線、，射線等整個電磁波段上。因此隨著觀測技術的發展，人類開始了全波段的天文觀測。當射電視窗被打開以後，已任荷蘭萊頓天文台台長的奧爾特立刻意識到，由於射電波與可見光不同，能夠穿越星際氣體和塵埃的阻礙，對於研究銀河系的結構，射電波輻射也許能提供全新的圖象。於是奧爾特讓他的學生范德胡斯特(1918一)從理論上尋找可供觀測的射電譜線。范德胡斯特做了認真的研究，1944年他預言可以探測到星際空間含量豐富的中性氫原子的21厘米譜線。1945年，第二次世界大戰剛剛結束，奧爾特就向荷蘭科學院建議建造一個25米的射電望遠鏡來探測這條譜線，但未能實現。後來終於於1951年5月，利用從德軍手中繳獲的一個7.5米雷達天線改裝成一架射電望遠鏡，用它觀測到了來自銀河系的21厘米譜線的訊號。比美國的尤恩和拍塞爾的同一發現晚了約3個月。同年6月，澳大利亞的天文學家克里斯琴森和海特曼也測到了這條譜線。這三個測量結果、是同時發表的，在世界科學界引起了對銀河繫結構研究的巨大關注。
1956年奧爾特建議製造的25米射電望遠鏡開始在特溫格羅天文台投入工作，繼續開展銀河系21厘米譜線的系統巡測，利用中性氫的密度分布研究銀河系的結構。1958年奧爾特領導的射電天文小組與澳大利亞聯邦科學與工業組織的射電天文小組，將南北半球的觀測結果做了綜合，繪製出了第一幅銀河系21厘米中性氫的分布圖，從中可以清楚地看到銀河系具有渦旋結構。
該圖由奧爾特、克爾和韋斯特奧特聯合發表於題為<作為一個渦旋星雲的銀河系》的論文中。人類終於通過射電望遠鏡的觀測，避開星際消光物質的阻礙，利用21厘米中陛氫的分布探索出了銀河星系的真實圖像。射電天文學中的一個重要分支，射電頻譜學亦由此而誕生，此方法亦在對河外星系的探測中發揮了巨大的作用。
