人們對璀璨銀河的好奇自古有之，但對銀河系的真正認識還是從近代才開始的?！昂阈翘煳膶W(xué)之父”赫歇爾（Herschel，F(xiàn)riedrich Wilhelm，英國，1738－1822）等人最早對銀河系恒星開展了系統(tǒng)的光學(xué)觀測，并繪制出銀河系的扁平結(jié)構(gòu)。

隨著觀測設(shè)備、技術(shù)方法的不斷進步，天文學(xué)家通過多波段的巡天觀測認識到銀河系是一個典型的棒旋星系，由上千億顆恒星組成，總體結(jié)構(gòu)大致由銀盤、核球和暈組成。扁平的銀盤結(jié)構(gòu)作為銀河系的重要組成部分，蘊含著星系中絕大部分的恒星、氣體和塵埃，一直是天文學(xué)家研究的重點。

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

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

“不識廬山真面目，只緣身在此山中。”

由于太陽系位于距離銀河系中心約2.7萬光年的銀盤邊緣，我們很難窺探銀河系的全貌。尤其是天體精確距離信息的缺乏，導(dǎo)致對銀河系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?！?/p>

不同波段、不同示蹤物對銀河系的觀測各有其特色和局限。比如光學(xué)望遠鏡對銀盤上恒星的觀測，由于銀盤上大量塵埃的遮蔽，降低了光的穿透力，導(dǎo)致很難對位于氣體和塵埃云后面的恒星分布進行深入研究。因此，天文學(xué)家也積極尋找可見光波段以外的觀測手段。

得益于第二次世界大戰(zhàn)發(fā)展出的雷達技術(shù)和戰(zhàn)后退役的天線，天文學(xué)家開始了射電波段的天文觀測，射電天文學(xué)也從那時興起。射電波段的波長遠大于塵埃顆粒的尺寸，因此其電磁波在星際空間傳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，1900－1992）等人開始使用中性氫（HI）21厘米射電譜線對銀河系內(nèi)的原子氣體進行研究。這些HI射電譜線所提供的觀測目標速度信息對研究銀河系氣體的分布和性質(zhì)至關(guān)重要。他們根據(jù)HI原子氣體輻射在銀盤一些區(qū)域增強的特性首次從氣體觀測的角度揭示了銀河系的漩渦結(jié)構(gòu)。

那么，銀河系中氣體是否像恒星一樣具有盤狀分布？如果是，銀河系的氣體盤到底有多厚？氣體盤是平直分布還是有其它特殊的結(jié)構(gòu)特征？這些氣體物質(zhì)分布的物理規(guī)律是什么？這些問題值得不斷探索。

使用速度彌散較小的分子云作為示蹤物，能夠比原子氣體更好地揭示銀河系氣體分布和結(jié)構(gòu)。20世紀70年代，隨著星際一氧化碳（CO）分子的發(fā)現(xiàn)，對銀河系內(nèi)的分子氣體系統(tǒng)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面積最大的銀河系CO氣體巡天。結(jié)合原子氣體和分子氣體巡天數(shù)據(jù)，天文學(xué)家對銀河系氣體的分布和性質(zhì)有了基本的認識：不同于銀河系恒星盤更加延展的分布，由原子和分子譜線示蹤的氣體結(jié)構(gòu)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，原子氣體盤次之，分子氣體盤又次之。

在內(nèi)銀河系（太陽繞銀河系中心運動的軌道以內(nèi)），分子氣體盤雖然在垂直銀盤的方向表現(xiàn)出一定的波動，但總體上是平直的，其厚度只有大約300－400光年。到了外銀河系，分子氣體盤逐漸變厚，其厚度可以達到1000－1300光年以上，并且有與恒星盤和原子氣體盤類似的翹曲結(jié)構(gòu)。

最近，基于紫金山天文臺13.7米毫米波望遠鏡的“銀河畫卷”（The Milky Way Imaging Scroll Painting，MWISP）高靈敏度北天銀道面CO巡天有了新發(fā)現(xiàn)：內(nèi)銀河除了有一個已知的厚度約為300光年的分子氣體薄盤外，還存在一個厚度是薄盤近3倍（約900光年）的分子氣體厚盤，由許多相對孤立、低質(zhì)量、非引力束縛的暗弱小分子云組成。

這些不起眼的小分子云由于尺度太小而且輻射太微弱，以至于在之前的CO巡天觀測中成了漏網(wǎng)之魚。同時，如果巡天范圍不夠大，也無法在較高的銀緯上發(fā)現(xiàn)它們。更何況，還有距離不確定的困難！

距離的問題是用一個巧妙的切點法來解決。我們知道氣體是圍繞銀河系中心以一定速度旋轉(zhuǎn)的，且內(nèi)部快，外部慢。從我們所在的觀測位置看過去，內(nèi)銀河切點位置云塊速度應(yīng)為極大值，可以由三角函數(shù)關(guān)系來確定其距離，并進而計算出所研究對象與銀道面的垂直距離。

切點法確定幾何距離示意圖

有了精確的距離信息，我們就可以通過CO輻射的強度來估算這些分子云的質(zhì)量。最后，我們把這些遠離銀盤的小家伙們?nèi)渴占饋磉M行統(tǒng)計。結(jié)果有點出人意料：由這些小云組成的銀河系分子氣體厚盤的總質(zhì)量竟然有近1億倍太陽質(zhì)量，至少占內(nèi)銀盤分子氣體總質(zhì)量的10%。離銀河系中心的距離越遠，分子云間的速度彌散也越小，即它們的相對運動速度減弱——這可能是受銀盤上的恒星活動調(diào)制的結(jié)果。

有趣的是，新確認的分子氣體厚盤的標高與之前HI巡天發(fā)現(xiàn)的原子氣體盤的標高基本相當，表明二者有緊密的聯(lián)系——即分子云形成于原子云中。這些厚盤分子云的速度彌散較大，表明其湍動比較大，處于不穩(wěn)定狀態(tài)，可能正在瓦解，也可能正在快速形成。

銀河系分子氣體薄盤和厚盤示意圖 | 背景圖源：HI4PI

包括盤、核球和暈在內(nèi)的銀河系的總質(zhì)量約有1萬億太陽質(zhì)量，其中絕大多數(shù)是暗物質(zhì)，而重子物質(zhì)只占其中的7%左右。這些重子物質(zhì)主要集中在銀盤上，其中90%的質(zhì)量是恒星，剩余10％的質(zhì)量則是由氣體和塵埃貢獻的。雖然新揭示的分子氣體厚盤的質(zhì)量只占銀盤總質(zhì)量的0.1%左右，但卻為我們更好地理解銀河系的物質(zhì)分布提供了一個新的視角。

然而，新的問題也接踵而來。分子氣體厚盤是怎么形成的？厚盤上分子云未來的命運又會如何？厚盤和薄盤以及其它盤成分有怎樣的聯(lián)系等等，有待進一步觀測研究給出答案。就像古希臘哲學(xué)家芝諾所說：人們的認知是一個圓圈，每當我們把知識的疆界擴大，卻又會接觸到更多的未知。

作者簡介

蘇 揚 中國科學(xué)院紫金山天文臺副研究員，研究方向：銀河系氣體分布與性質(zhì)研究。


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