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图为光学波段观测到的银河系，相片来源欧洲南方天文台(ESO)。

图为红外波段观测到的银河系，相片来源2MASS巡天名目。相片均为屡次观测拼接而成。源于光学波段的星际消光，可行见到银河系在光学波段的成像是明暗相间的。

　　银河系如同人类“最熟悉的陌生人”。通过200好几年的努力，咱们仍未十足看清它的容颜。一项全新探讨效果，让咱们离银河系真容更近一步。

　　晴朗的夜晚，仰望星空，会见到一条乳白色的亮带贯通夜空，这即是包括太阳在内的千亿颗恒星的栖身之地——银河。

　　从200好几年前起，大家最初试图弄清银河系的构造。

　　这其实不容易，不但由于咱们身在此中，也由于各式星际介质干扰着大家视觉、遮蔽着银河系的原本面目。

　　近日，国度天文台探讨人士测得全新银河系氢柱密度与光学消光比率，这项事业将有助于认识星际介质，是了解银河系构造征途中的至关要紧的一步。

　　太阳却非银河中心

　　17世纪，伽利略把望远镜对准天空中乳白色的亮带，发觉这是一片恒星稠密的地域。18世纪中叶，英国人赖特提议了银河系的猜想，以为银河系像个扁平的透镜，太阳不过此中的恒星之一。

　　第一种为银河系画像的人，是英国人威廉·赫歇尔。这位18世纪的天文学家制作了那时第一大的望远镜，发觉了天王星。他同样关心恒星全球。在好几年观测后，他依据天空中各个方向的恒星数量，于1785年画下了一幅银河系构造图。源于没有办法测定遥远恒星的距离，赫歇尔假设天空中全部恒星具备相同的发光本领，并依据实质观测到的恒星光度来预计他们到地球的距离。他获得的银河系“画像”扁而平，具备不准则外部线条，太阳位于银河系中央。赫歇尔用统算法初次确认了银河系为扁平状圆盘的假说，从而初步确立了银河系的概念。

　　1906年，荷兰天文学家卡普坦提议“选区计划”，从新探讨银河系的构造。他获得的银河系模子与赫歇尔相似：太阳居中，中心的恒星稠密，边缘稀疏。

　　差不多与卡普坦同一时间，美国天文学家沙普利对银河系构造也开展了探讨。造父变星的发觉，使科学家有可能精准测定天体的距离。沙普利依据球状星团中造父变星的光变周期，确定他们到地球的距离，继而从球状星团的分布来探讨银河系的构造和尺寸。1918年，沙普利提议，银河系是一种透镜状的恒星体系，此中心位于人马座方向，而非是太阳系。后来的观测渐渐声明，沙普利的模子较为挨近真正的银河系，于是被沿用于今。

　　星际尘埃是个“焦点人物”

　　获得银河系的真正构造其实不简单。依照沙普利的估算，银河系的尺寸为30万光年。依照那时的技艺水准，这已是十分精准的估算。然则，这种数字是现代测量的银河系尺寸的3倍。此中原因，是沙普利疏忽了星际介质对星光的消光效用。

　　宇宙体积中四处都充斥着星际介质。天体发射的光在到达地球前，会被星际介质消化或许散射掉一部分，从而导致咱们观测到的天体光度比意料的要暗，这种进程平常被称作星际消光。而银河系在光学波段那朦朦胧胧的图像，便是消光存留的要害证据。因而，探讨星际消光是得到银河系构造的要紧环节。而源于不同的成分会对星光发生不同的消光值，消光探讨也可行帮助咱们深入了解星际介质的构成成分。

　　理解银河系构造，便是探讨各式物质在银河系中的分布。星际介质在对银河系构造的探讨中，有着举足轻重的效用。在光学波段，消光最重要的由星际介质中的尘埃发生，消光尺寸遭到尘埃的总品质、成分构成和大小的作用。而在X射线波段，未十足电离状况的重素材会消化部分辐射。

　　因而光学波段的消光(用V波段的消光表征)可行用以揭晓星际介质中的尘埃成分。由X射线消化（用氢柱密度表征）可行得知星际介质中重素材的分布，继而依据星际介质中的重素材与氢素材的特定比重关连，得到处于原子、分子和电离三种状况氢素材的总量。经过这两个波段的观测，科学家不但可行晓得相应的银河系构造，况且可行探讨尘埃成分与气体成分的相互关连。这也是银河系氢柱密度与光学消光比率这种参数备受关心的原因。

　　对“最熟悉陌生人”的新认识

　　早在上世纪八十年代，大家曾经认识到氢柱密度与光学消光比率这一参数关于认识银河系的要紧性。而当前广大采纳的数值依旧是美国科学家博林（Bohlin）在1978年获得的。好几年来，大家一直着力于测得更精准可信的结果。

　　测量这一参数全体有三种方法。平常光学消光的测量较为简单，不同方法最重要的是采纳了不同方法测量氢柱密度。

　　所谓氢柱密度，是假设在视觉方向有个横截面积为固定值的柱体，这种柱体中包涵的氢素材数量即为氢柱密度。Bohlin运用的法子，是依据星际介质中中性氢和分子氢对紫外波段恒星谱线的消化，来预计氢柱密度。此外两种方法区别是，依据中性氢原子和一氧化碳辐射来测量氢柱密度、依据星际介质对恒星光谱在X射线波段的消化来测量氢柱密度。然则，源于星际介质成分繁杂、样本量小而不可靠等原因，过去的测量结果不够令人称心。

　　笔者的全新事业采纳了上述第三种方法，即依据X射线波段消化测量重素材丰度，继而依据重素材与气体成分比重关连获得氢柱密度。早在上世纪七十年代，就有科学家庭用这类方法探讨过银河系构造。但源于数据获取难题，过去科学家发展这项探讨时，样本量最多还不过20个左右。为了扩大样本量，笔者的探讨首次同一时间将超新星遗迹、行星状星云、X射线双星的X射线辐射计算在内，将样本量扩大到100个左右，从新计算了银河系氢柱密度与光学消光比率。

　　终归的结果显现，这一比率大体上不随着星际介质所处的体积位子浮动而浮动，而由该比值获得的银河系中气体和尘埃的品质比约为140。这意指着，银河系中的气体比意料的要多。

　　银河系是一种有必定厚度的盘形。全新的事业还计算了在距离银心2千秒差距（1秒差距约为3.26光年）到10千秒差距之中的氢素材分布。探讨以为银盘密度比过去认识的更高，衰减则更快。这讲明银盘比过去以为的更薄，可是密度很大。

　　银河系如同人类“最熟悉的陌生人”——尽管近在身旁，却一直没有办法看清它的容颜。通过科学家200好几年的努力，银河系构造的外部线条越来越清楚。然则，银河系依旧存留着好多未解的谜题，咱们依旧在路面上。

　　（作者系中科院国度天文台博士生）

来自：科技日报

作者：张孟飞

编辑：曾映雪