原标题：描绘银河系结构分几步

　　图片来自网络

　　图为光学波段观测到的银河系，图片来自欧洲南方天文台(ESO)。

　　图为红外波段观测到的银河系，图片来自2MASS巡天项目。图片均为多次观测拼接而成。由于光学波段的星际消光，可以看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”。经过200多年的努力，我们仍未完全看清它的容颜。一项最新研究成果，让我们离银河系真容更近一步。

　　晴朗的夜晚，仰望星空，会看到一条乳白色的亮带贯穿夜空，这便是包括太阳在内的千亿颗恒星的栖身之地——银河。

　　从200多年前起，人们开始试图弄清银河系的结构。

　　这并不简单，不仅因为我们身在其中，也因为各种星际介质干扰着人们视线、遮蔽着银河系的本来面目。

　　近日，国家天文台研究人员测得最新银河系氢柱密度与光学消光比率，这项工作将有助于认识星际介质，是理解银河系结构征途中的至关重要的一步。

　　太阳并非银河中心

　　17世纪，伽利略把望远镜对准天空中乳白色的亮带，发现这是一片恒星密集的区域。18世纪中叶，英国人赖特提出了银河系的猜想，认为银河系像个扁平的透镜，太阳只是其中的恒星之一。

　　第一个为银河系画像的人，是英国人威廉·赫歇尔。这位18世纪的天文学家制作了当时最大的望远镜，发现了天王星。他同样关注恒星世界。在多年观测后，他根据天空中各个方向的恒星数量，于1785年画下了一幅银河系结构图。由于无法测定遥远恒星的距离，赫歇尔假设天空中所有恒星具有相同的发光本领，并根据实际观测到的恒星亮度来估计它们到地球的距离。他得到的银河系“画像”扁而平，具有不规则轮廓，太阳位于银河系中央。赫歇尔用统计法首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出“选区计划”，重新研究银河系的结构。他得到的银河系模型与赫歇尔类似：太阳居中，中心的恒星密集，边缘稀疏。

　　几乎与卡普坦同时，美国天文学家沙普利对银河系结构也展开了研究。造父变星的发现，使科学家有可能精确测定天体的距离。沙普利根据球状星团中造父变星的光变周期，确定它们到地球的距离，进而从球状星团的分布来研究银河系的结构和大小。1918年，沙普利提出，银河系是一个透镜状的恒星系统，其中心位于人马座方向，而不是太阳系。后来的观测逐渐证明，沙普利的模型较为接近真实的银河系，因而被沿用至今。

　　星际尘埃是个“核心人物”

　　得到银河系的真实结构并不容易。按照沙普利的估算，银河系的大小为30万光年。按照当时的技术水平，这已是非常精确的估算。然而，这个数字是现代测量的银河系大小的3倍。其中原因，是沙普利忽略了星际介质对星光的消光作用。

　　宇宙空间中到处都充斥着星际介质。天体发射的光在到达地球前，会被星际介质吸收或者散射掉一部分，从而导致我们观测到的天体亮度比预想的要暗，这个过程通常被称作星际消光。而银河系在光学波段那朦朦胧胧的图像，就是消光存在的关键证据。因此，研究星际消光是获得银河系结构的重要步骤。而由于不同的成分会对星光产生不同的消光值，消光研究也可以帮助我们深入理解星际介质的组成成分。

　　了解银河系结构，就是研究各种物质在银河系中的分布。星际介质在对银河系结构的研究中，有着举足轻重的作用。在光学波段，消光主要由星际介质中的尘埃产生，消光大小受到尘埃的总质量、成分组成和尺寸的影响。而在X射线波段，未完全电离状态的重元素会吸收部分辐射。

　　因此光学波段的消光(用V波段的消光表征)可以用来揭晓星际介质中的尘埃成分。由X射线吸收（用氢柱密度表征）可以得知星际介质中重元素的分布，进而根据星际介质中的重元素与氢元素的特定比例关系，获得处于原子、分子和电离三种状态氢元素的总量。通过这两个波段的观测，科学家不仅可以知道相应的银河系结构，而且可以研究尘埃成分与气体成分的相互关系。这也是银河系氢柱密度与光学消光比率这个参数备受关注的原因。

　　对“最熟悉陌生人”的新认识

　　早在上世纪八十年代，人们已经认识到氢柱密度与光学消光比率这一参数对于认识银河系的重要性。而当前广泛采用的数值依旧是美国科学家博林（Bohlin）在1978年得到的。多年来，人们一直致力于测得更精确可信的结果。

　　测量这一参数总体有三种方法。通常光学消光的测量较为容易，不同方法主要是采用了不同方法测量氢柱密度。

　　所谓氢柱密度，是假设在视线方向有一个横截面积为固定值的柱体，这个柱体中包含的氢元素数量即为氢柱密度。Bohlin使用的办法，是根据星际介质中中性氢和分子氢对紫外波段恒星谱线的吸收，来估计氢柱密度。另外两种方法分别是，根据中性氢原子和一氧化碳辐射来测量氢柱密度、根据星际介质对恒星光谱在X射线波段的吸收来测量氢柱密度。然而，由于星际介质成分复杂、样本量小而不可靠等原因，以往的测量结果不够令人满意。

　　笔者的最新工作采用了上述第三种方法，即根据X射线波段吸收测量重元素丰度，进而根据重元素与气体成分比例关系得到氢柱密度。早在上世纪七十年代，就有科学家用这种方法研究过银河系结构。但由于数据获取困难，以往科学家进行这项研究时，样本量最多也不过20个左右。为了扩大样本量，笔者的研究第一次同时将超新星遗迹、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，重新计算了银河系氢柱密度与光学消光比率。

　　最终的结果显示，这一比率大体上不随着星际介质所处的空间位置变化而变化，而由该比值得到的银河系中气体和尘埃的质量比约为140。这意味着，银河系中的气体比预想的要多。

　　银河系是一个有一定厚度的盘形。最新的工作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10千秒差距之间的氢元素分布。研究认为银盘密度比以往认识的更高，衰减则更快。这说明银盘比以往认为的更薄，但是密度更大。

　　银河系如同人类“最熟悉的陌生人”——虽然近在身旁，却一直无法看清它的容颜。经过科学家200多年的努力，银河系结构的轮廓越来越清晰。然而，银河系依然存在着很多未解的谜题，我们依旧在路上。

　　（作者系中科院国家天文台博士生）