银河系长什么样?丨天市垣

小熊爱飞翔

编者按：“仰望星空 逐梦苍穹”，中科院之声与中科院紫金山天文台联合开设“天市垣”栏目，和大家一起聊聊最近天上发生的那些事儿。

“不识庐山真面目，只缘身在此山中”，这句诗用来解释天文学家对银河系结构的探索所遇到的困惑再合适不过了。尽管天文学家可以清晰地看到几十亿光年外的星系的形态，但是对我们的家园星系究竟有几条旋臂却仍不清楚。





紫金山天文台青海观测站夜空中的银河系

近日，中国科学院紫金山天文台徐烨研究员团队与国家天文台科研人员合作提出了对银河系旋臂形态的新认识：银河系可能由内部两条对称旋臂和外部多条不规则旋臂组成，而非之前人们广泛接受的四条旋臂均从内到外的特殊形态。该研究结果挑战了人们对银河系旋臂结构的传统认知，使我们的星系不再特殊。相关成果以 What Does the Milky Way Look Like?  为题，在线发表于《天体物理学杂志》（The Astrophysical Journal）。

银河系是我们的家园，是宇宙中数万亿个星系的一员，也是当前人类已知的唯一存在智慧生命的星系。银河系在宇宙中是特殊的还是普通的？这是天文学家痴迷于研究的问题。

早期研究

确定银河系的旋涡结构一直是天文学中的一个难题。这是因为银河系是一个盘状旋涡星系，而我们恰好处于银河系的盘中，沿观测视线总是叠加着多种结构特征，使得准确分解这些结构和描绘实际的旋涡结构非常困难。

1610年，“现代科学之父”伽利略开辟了银河系科学研究的先河，发现银河系是由大量恒星组成的。在那之后，有关银河系大小的争论持续了数百年。直到20世纪20年代，在“星系天文学之父”哈勃探索了仙女座大星云之后，天文学家才推测我们的银河系可能是类似河外星系M51（图1）的一个旋涡星系。





图1 河外星系M51（图片来源：SPA-2）

如图1所示，星系中的螺旋形结构被称作是旋臂。旋臂是恒星形成的主要场所。因此，标示着恒星形成的弥漫或致密的星际气体云、（大质量）恒星形成区、年轻天体（如大质量O-B型星，年轻疏散星团）等等，都可以作为旋臂的示踪天体。



人类第一次发现银河系存在旋臂结构的工作是摩根等人在1950年代初完成的，他们利用年轻大质量O-B型恒星在太阳附近发现了三个短的旋臂段，如图2左图所示。这个结果也被研究人员使用太阳附近OB-星集、OB-星团、造父变星、HII区（电离氢区，大质量恒星形成区的标志）的分布所证实（图2右图）。不久之后，天文学家奥尔特等人基于运动学方法确定的HI（中性氢）气体的距离绘制了几乎延伸到整个银盘的更大尺度的旋臂结构（图3左图）。

在那时，似乎构建银河系旋涡结构的工作已经被完成了。然而，20世纪70年代，天文学家发现天体具有非圆运动，这使得运动学方法确定的距离具有很大的不确定性。因此，这些早期研究中基于HI获得的旋臂结构模型并不可靠。



光度学确定天体距离的方法比运动学方法准确得多，然而它们只能用于精确确定距离在太阳∼2kpc（千秒差距，1pc = 3.26光年）范围内的天体，这远小于银河系几十kpc的尺度。在上个世纪，受观测手段和设备技术的限制，天文学家并没有很好的方法确定遥远天体的距离。因此，运动学方法仍然广泛被用于研究整个银河系的结构。

1976年，乔治林等人通过综合使用光度学方法和改进的运动学方法确定的260多个HII区的距离，绘制了银河系旋臂结构的“标准模型”。如图3右图所示，他们首先提出银河系有四条主旋臂，而太阳附近不存在旋臂。一直到21世纪，该模型经常通过使用其他旋臂示踪剂来更新，如分子云、恒星形成区复合体、更大的HII区样本、HI气体等，不过其中大部分都依赖于运动学确定距离的方法。

尽管运动学确定距离的方法一直在改进，但它们有时会在旋臂示踪剂的距离上产生很大的不确定性。因此，关于银河系中旋臂的存在、旋臂的数量和银河系的大小等基本事实的争论一直在继续。

21世纪的突破

要描绘银河系旋臂结构的真实面貌，首先必须要找到一种不依赖模型而能直接地、精确地测定天体距离的技术和方法。

2003年，徐烨研究员和合作者向世界上最大的甚长基线干涉阵（VLBA）提出了测量银河系英仙臂上天体脉泽三角视差距离的科学建议书。在解决一系列挑战性难题后，他们使用甚长基线干涉仪（VLBI）精确测定了英仙臂的距离，测量精度高达2%，这是同时期依巴谷卫星测量精度的100倍（目前已提高到200倍）。

该结果是有史以来天文学中对如此遥远天体精度最高的距离测量，彻底解决了天文界关于英仙臂距离的长期争论，实现了天体测量技术的划时代突破，标志着直接测量银河系结构成为可能。该研究被《科学》（Science）杂志以封面形式发表，这是以中国天文学家为第一作者的研究成果首次出现在该杂志的封面上。更进一步地，该结果推动了美国国立射电天文台史上最大的科学项目——“贝塞尔”巡天项目，获得了VLBA空前的5200小时的观测时间，旨在基于三角视差距离描绘银河系旋臂结构。

VLBI测量天体脉泽可以达到低至几个微角秒的三角视差精度（注：10微角秒视差精度对应于10 kpc的源的距离精度为10%），让科学家能够对整个银河系中与大质量恒星形成区成协的天体脉泽进行精确的距离测量。

2019年，“贝塞尔”巡天项目接近尾声。以项目组首席科学家、美国科学院院士马克·里德教授为首的科学团队在《天体物理学杂志》呈现了银河系旋臂结构新视野：银河系是由四旋臂和其它的额外臂段构成的旋涡星系，四旋臂包括矩尺-外臂、盾牌-半人马-OSC臂、人马-船底臂、英仙臂，它们都从银河系内部延伸到外部，如图4所示。



不过，整体上而言，这个新图景是对1976年乔治林等人提出的银河系旋臂结构的“标准模型”的改进。此外，需要特别指出的是，研究人员长期以来一直认为太阳附近只有零星物质存在，不可能存在旋臂结构。而紫金山天文台研究团队基于脉泽的三角视差测量结果发现，太阳附近的本地臂是一条孤立的旋臂段，上面存在丰富的大质量恒星形成区。

近年来，欧洲空间局（ESA）的Gaia卫星提供的恒星的三角视差具有20–30微角秒量级的精度，这使我们能够揭示太阳附近∼5kpc内的旋臂结构。研究人员使用 Gaia卫星数据在银河系旋臂结构方面取得了一定进展。例如，如图4右图所示，研究团队利用Gaia中的大质量O-B型星描绘出太阳附近∼5kpc 范围内的旋臂结构，部分区域延伸至∼7kpc，将天体脉泽示踪的旋臂结构延伸到第四象限，并提出银河系具有复杂旋臂结构和且旋臂结构不均匀的观点。此外，波焦等人使用Gaia中的上主序星也发现太阳附近存在明显的旋臂段，本地臂从太阳位置不断向第三象限延伸。

因此，直到2023年，人们普遍认为银河系有四条连续的旋臂，从银河系内部向外延伸到遥远的外部区域，还包括一些额外的旋臂段。

然而，真的是这样吗？

河外星系的形态

随着望远镜设备的发展和观测技术的提升，人们能够为宇宙中越来越多的星系拍摄图像。因为银河系是可观测宇宙中数万亿个星系中的一员，我们可以把河外星系作为一面镜子，更好地了解银河系的形态。



如图5所示，河外旋涡星系基本上有三种不同的形态：宏象旋涡星系、多旋臂旋涡星系和絮状旋涡星系，它们的区别在于其旋臂结构是否突出。对于两个极端的情况，宏象旋涡星系具有高度对称的特征，具有清晰、长而对称的旋臂，而絮状旋涡星系是零散的，由许多短的、不规则的、成片的片段组成。位于这两种类型之间的是多旋臂旋涡星系，其主要特征是内部有两条对称的旋臂、外部有几条不规则的旋臂。

与絮状旋涡星系不同，宏象旋涡星系和多旋臂旋涡星系的内部区域都有显著的两条对称旋臂。更重要的是，几乎没有河外星系显示出从中心延伸到外部区域的四条旋臂。更进一步地，紫金山天文台研究团队发现：在类银河系的多旋臂星系中，较为常见的是内部两旋臂和外部多旋臂的形态（约占83%），四条旋臂均从内到外的形态是非常罕见的（约占2%）。这使得当前广泛认可的银河系有四条从内到外的旋臂的结论有些令人惊讶。如果这个模型是真的，银河系将是一个非常不寻常的星系。

一个新的银河系形态

基于目前所能获得高精度天体测量数据，包括VLBI技术得到的2百多个天体脉泽，Gaia卫星中的2万多颗O-B型恒星和近1千个年轻疏散星团，研究团队重新审视了银河系的旋臂形态。除了这些能够定位旋臂的“灯塔”，研究人员还考虑通过星际气体、恒星形成区、恒星、尘埃等识别的旋臂切点来对旋臂进行约束。最终的研究结果如图6所示，银河系更像是一个多旋臂形态的旋涡星系，其内部由英仙臂和矩尺臂两条旋臂对称向外延伸，在外部分叉并形成包括半人马臂、人马臂、船底臂、本地臂和外臂等多条长而不规则的旋臂段。

在这种情况下，银河系的形态与宇宙中大多数多旋臂星系的形态相似，它可能不像以前人们认为的那样独特。这为未来研究银河系结构提供了一种新的见解。

未来展望

此次银河系形态新图景的精确描绘得益于“贝塞尔”巡天项目等的甚长基线干涉测量及Gaia空间卫星的高精度测量，更得益于紫金山天文台研究团队20多年来对银河系旋臂结构的长期研究的积累。2006年，团队成员找到了甚长基线干涉测量脉泽描绘银河系结构的新方法，被《科学》杂志评价为“开创了这个领域的新纪元”。随后，团队成员用这个方法发现了银河系本地臂，被《科学》杂志评价为“以前所未有的细节描绘了太阳附近的旋臂结构”。现在，团队成员提出了银河系旋臂新的整体形态。如果得到证实，这将是中国学者对银河系天文学的一个非常重要的贡献。目前，他们正在为将来更高精度的测量做积极准备，希望最终揭开银河系旋臂结构的庐山真面目。
参考文献：1.Xu, Y., Hao, C. J., Liu, D. J., et al. 2023, ApJ, 947, 542.Hubble, E. P. 1926, ApJ, 63, 2363.Morgan, W. W. 1952, AJ, 57, 34.Schmidt-Kaler, Th. 1966, IAU, 12B, 4165.Oort, J. H., Kerr, F. J., Westerhout, G. 1958, MNRAS, 118, 3796.Georgelin, Y. M., Georgelin, Y. P. 1976, A&A, 49, 577.Xu, Y., Reid, M. J., Zheng, X. W., et al. 2006, Science, 311, 548.Brunthaler, A., Reid, M. J., Menten, K. M., et al. 2011, AN, 332, 4619.Reid, M. J., Menten, K. M., Brunthaler, A., et al. 2019, ApJ, 885, 13110.Xu, Y., Li, J. J., Reid, M. J., et al. 2013, ApJ, 769, 1511.Xu, Y., Reid, M. J., Dame, T. M., et al. 2016, Science Advances, 2, e160087812.Xu, Y., Hou, L. G., Bian, S. B., et al. 2021, A&A, 645, L813.Hao, C. J., Xu, Y., Hou, L. G., et al. 2021, A&A, 652, A10214.Ken Croswell. 2021, PNAS, 118, 40
15.Poggio, E., Drimmel, R., Cantat-Gaudin, T., et al. 2021, A&A, 651, A104
论文链接：
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acc45c

来源：中国科学院紫金山天文台

本账号稿件默认开启微信“快捷转载”

转载请注明出处

其他渠道转载请联系 weibo@cashq.ac.cn