恆星計數

利用恆星計數（starcount）來了解銀河系結構是一個歷史悠久的方法，而且我們所在的銀河系是唯獨能夠通過數星的方法進行研究的一個星系。用計數方法瞭解銀河系結構最基本的就是決定本銀河系的恆星空間密度分佈，但是在觀測上，我們所能觀測的只有二維投影的數星函。

由最基本的數星統計中，可以大概歸納出恆星分佈密度，一般是呈現雙指數衰減（double exponential decaying）: 在盤面上，是由中心向外減少；在垂直盤面上是向上下兩側減少。這樣的現象在其他星系的觀測中也得到了驗證。同時由其他星系的觀測，我們瞭解星系的結構，大體上可以分為幾部分：盤（disk）、 暈（halo）與核球（bulge）。由於核球位於銀河系中心附近的小區域中，分佈半徑遠遠小於太陽的銀心距離，對於非盤面銀河中心方向附近的星場，幾乎沒有影響，因此在計數模型中，這部分往往被忽略；盤面上大部分是年輕的恆星；而銀暈則大部分是年老的恆星，而且密度分佈呈球狀對稱，向外呈de Vaucoleur law 的遞減。

在恆星計數（starcount）模型的發展中，Bahcall和 Soneira (1980)首先提出了一個以盤面與銀暈為主要成分的銀河系結構模型，並利用這個模型擬合了十幾個不同天區星等的星數分佈，表明銀河系恆星分佈的兩分量模型能很好的解釋利用照相底片觀測到的數據。 但是隻靠星等分佈的研究並沒有辦法描繪出較為精細的銀河系結構全貌，如果要作有更進一步的瞭解，還須引入其他的物理或化學結構參數。後來，Gilmore 和 Reid (1983)提出兩分量模型並不能完整的描述銀河系的結構， 從而提出了三分量模型，即在薄盤與銀暈外，還應該存在一個厚盤。經過多年的爭論和證實，截至2019年，三分量模型已經普遍接受, 也就是厚盤的存在通過數星方法已經被接納。儘管三分量的存在已經被證實，但是它們各自的一些參數還沒有完全確定，不同的研究小組基於各自的研究給出不同的結果 比如薄盤厚盤的標高和標長，暈的空間密度分佈形式以及它的扁平情況。

基於BATC的大視場、多色測光系統，我們得到了不同天區覆蓋15顏色波段的多色圖像觀測。經過圖像數據的處理和定標，可以得到天區內所有源的光譜能量分佈。從BATC大量的觀測天區，我們可以通過恆星計數的方法得到對我們銀河系更加深入的認識。 截至2019年，在初級階段，我們首先使用T329天區來研究銀河系的垂直結構，因為這個天區是觀測的最深、最完整的天區。