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銀河系

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銀河系(英文:Milky Way Galaxy),是太陽系所在的棒旋星系(漩渦星系的一種),呈橢圓盤形,具有巨大的盤面結構,最新研究表明銀河系擁有四條清晰明確且相當對稱的旋臂,旋臂相距4500光年。銀河系的恆星數量約在1000億到4000億之間 [1] 
銀河系整體作較差自轉。在太陽處的自轉速度約220千米/秒,太陽繞銀心運轉一週約2.5億年。銀河系的目視絕對星等為-20.5等,銀河系的總質量大約是太陽質量的1.5萬億倍。銀河系的年齡大概在100億歲左右 [2]  ,而科學界認為宇宙大爆炸大約發生於138億年前。 [3]  銀河系有兩個伴星系大麥哲倫星系小麥哲倫星系 [4]  它們都是本星系羣的成員,並且是室女超星系團的一部分;而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。 [5] 
銀河系自內向外分別由銀心銀核銀盤銀暈銀冕組成。銀河系中央區域多數為老年恆星(以白矮星為主) [6]  ,外圍區域多數為新生和年輕的恆星。周圍幾十萬光年的區域分佈着十幾個衞星星系,銀河系通過緩慢地吞噬周邊的矮星系使自身不斷壯大。 [7] 
中文名
銀河系
外文名
Milky Way Galaxy、Galactic System、galaxy、Milky Way system
形    狀
橢圓盤形
類    型
棒旋星系
質    量
2✕1012 M⊙ [8-9] 
中心厚度
12,000光年 [8] 
恆星數量
2.5×10^11±1.5×10^11 [10] 
角動量
≈1×10^67 J s
棒模公轉週期
100~120 Myr
旋臂公轉週期
220~360 Myr
星系類型
Sbc型 [11] 
太陽系位於
獵户座旋臂 [12] 
太陽公轉週期
2.7億年
銀盤直徑
100,000光年 [9] 
太陽系附近自轉速度
220km/s

銀河系觀測

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攝影鏡頭下的銀河系。 攝影鏡頭下的銀河系。
銀河在天空中明暗不一,寬窄不等。最窄只有4°~5°,最寬約30°。然而,肉眼在天空各處看見的個別恆星,全都是銀河系的一部分。來自這條帶狀弧上的光,都是源自銀河平面上,肉眼不能解析的恆星和其它天體累積的光亮。對於北半球來説,銀河夏季星空的重要標誌,以及由3顆亮星,即銀河兩岸的織女星牛郎星和銀河之中的天津四所構成的“夏季大三角”。夏季的銀河由天蠍座東側向北伸展,橫貫天空,氣勢磅礴,極為壯美。但只能在沒有燈光干擾的野外(極限可視星等5.1以上) [14]  才能欣賞到。冬季的銀河很黯淡(在獵户座大犬座),但在天空中可以看到明亮的獵户座,以及由天狼星參宿四南河三構成的明亮的“冬季大三角”。(注:此段所在視角均為北半球地區)
銀河的魚眼攝影作品,它看起來像一座拱橋橫跨了整個夜空。 銀河的魚眼攝影作品,它看起來像一座拱橋橫跨了整個夜空。
從地球觀看,銀河中心是銀河最亮的區域,其方向在人馬座。從人馬座,朦朧的白色光帶似乎傳遞到背面的御夫座。光帶然後繼續其餘的路徑回到人馬座附近,將天球分成兩個大致相等的半球。銀河北極位於赤經 12h 49m,赤緯 +27.4°,靠近周鼎一(后髮座β);銀河南極在玉夫座α附近。由於這種高傾斜度,在一年中不同的時間,銀河的弧出現在天空中的位置可以很高,也可以在很低。在地球上的北緯65度到南緯65度之間,銀河會一天經過觀測者的天頂兩次。

銀河系主要結構

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銀河系銀心

人類拍攝的第一張黑洞照片,它位於M87星系中心。 人類拍攝的第一張黑洞照片,它位於M87星系中心。 [15]
銀河系的幾何中心,是銀河系的自轉軸銀道面的交點。它在星系的中心凸出部分,呈很亮的球狀,直徑約為兩萬光年,厚1萬光年。這個區域由高密度的恆星組成,主要是年齡大約在100億年以上老年的紅色恆星。證據表明,在中心區域存在着一個巨大的黑洞。天文學家觀測發現銀河系最中心的長寬高各一秒差距(3.26光年)空間內分佈着高達4200萬顆恆星,或者説那裏的恆星密度高達每立方光年有28.9萬顆恆星,比太陽系附近的恆星密度高了7200萬倍。 [16] 
銀心除作為一個幾何點外,它的另一含義是指銀河系的中心區域。銀心在人馬座方向,1950年曆元座標為:赤經17°42′29″﹐赤緯-28°59′18″。太陽距離銀心約25,000~28,000 ly(7.7~8.6 kpc)。這個值是以幾何為基礎的方法,通過測量標準燭光天體,用不同的方法得到這些範圍近似但不同的數值。 [17-19]  在內部的數千秒差距(大約10,000光年的半徑)是老年恆星密集區,大致成球形,被稱為核球。
銀心與太陽系之間充斥着大量的星際塵埃,在北半球用光學望遠鏡難以在可見光波段看到銀心。射電天文和紅外觀測技術興起以後,人們能透過星際塵埃,在2微米至73釐米波段探測到銀心的信息。中性氫21釐米譜線的觀測揭示,在距銀心四千秒差距處有氫流膨脹臂,即所謂“三千秒差距臂”(最初將距離誤定為三千秒差距,後雖訂正為四千秒差距,但仍沿用舊名)。在這裏大約有1000萬個太陽質量的中性氫,以53km/秒的速度湧向太陽系。在銀心另一側,有大體同等質量的中性氫膨脹臂,以135km/秒的速度離銀心而去。在距銀心300秒差距的天區內,有一個繞銀心快速旋轉的氫氣盤,以70~140千米/秒的速度向外膨脹。盤內有平均直徑為30秒差距的氫分子云。
這兩個巨大的氣泡是來自銀河中心的伽瑪射線導致的。 這兩個巨大的氣泡是來自銀河中心的伽瑪射線導致的。
2010年12月,美國天文學家道格.芬克拜納教授等人在銀河系中發現了兩個巨大的“費米氣泡”。這兩個“氣泡”從銀河系中央、分別向南向北延伸,從室女座直達天鶴座,年齡可能以百萬年計,而且每個都有2.5萬光年寬。 [20]  但依據天體物理學理論,這些放射伽馬射線的泡沫其實不應該存在,科學家們至今對此十分困惑。一種見解認為,存在於銀河系中央的超大質量黑洞形成了巨型噴流,而黑洞在其兩極附近有可能形成接近光速的物質噴射;又或者説,它們可能由巨大恆星形成,黑洞周圍大量氣體形成了這些恆星,它們在大致相同的時間發生超新星爆炸;而還有一種看法是,“費米氣泡”是暗物質粒子碰撞的結果。 [21] 
幾顆繞人馬座A轉動的恆星軌道。這暗示了人馬座A*的巨大質量。 幾顆繞人馬座A轉動的恆星軌道。這暗示了人馬座A*的巨大質量。
銀河系的中心有一個被標誌為人馬座A*的強烈電波源。圍繞着人馬座A*運動的恆星的運動規律顯示該處有個大質量的緻密天體。12.8微米的紅外觀測資料指出,直徑為1秒差距的銀核所擁有的質量,相當於幾百萬個太陽質量,其中約有100萬個太陽質量是以恆星的形式出現的。這種質量集中的最好解釋就是存在着超大質量黑洞(SMBH,supermass black hole), [22]  估計它的質量介於410–450萬太陽質量。 [23]  超大質量黑洞的吸積率符合估計值量約1×10−5 M☉ y−1的非活躍星系核。甚長基線干涉儀的探測表明,銀心射電源的中心區很小,甚至小於十個天文單位,即不大於木星繞太陽的軌道。流入緻密核心吸積盤的相對論性電子,在強磁場中加速,產生了同步加速輻射。 [15]  [24] 
人馬座A*附近的射電圖像。 人馬座A*附近的射電圖像。
2012年11月11日一個國際天文小組,利用美國國家航空航天局的錢德拉X射線太空望遠鏡探測到從位於銀河系中心的人馬座A*爆發出的明亮的X射線耀斑,亮度是黑洞正常發光的150倍,耀斑爆發時間超過1小時,然後逐漸變暗。 [25]  2019年8月9日,在兩小時之內,人馬座A*的亮度增大到原來的75倍。天文學家認為,這次觀測開始之前,它甚至更亮。 [26]  這些亮度變化的一種解釋是,它正在吞噬周圍的某些物質。這些物質落入黑洞過程中摩擦生熱,轉化為能量釋放出來,從而導致了人馬座A*的亮度變化。

銀河系銀盤

銀河系的攝影作品,橫貫天空的是銀盤的一部分。 銀河系的攝影作品,橫貫天空的是銀盤的一部分。
銀盤是銀河系的主要組成部分,是由恆星、塵埃和氣體組成的扁平盤。在銀河系中可探測到的物質中,有九成都在銀盤範圍以內。銀盤外形如薄透鏡,以軸對稱形式分佈於銀心周圍,其中心厚度約1萬光年,不過這是微微凸起的核球的厚度,銀盤本身的厚度只有兩千光年,直徑近20萬光年 [27]  ,總體上説銀盤非常薄。 [28] 
銀盤空間結構剖面圖,紅色和白色的區域是銀盤,藍色是銀暈。 銀盤空間結構剖面圖,紅色和白色的區域是銀盤,藍色是銀暈。
2017年底,國家天文台劉超研究員等率先利用LAMOST數據成功繪製出銀盤外圍的空間結構剖面圖。研究人員分析,銀盤的恆星數目雖然在隨着銀盤半徑減少,但並沒有在5萬光年處停下來,而是一直延伸到距離中心6.2萬光年處。 [29]  以往的研究認為,銀盤的半徑大約只有14-15千秒差距,之後會有一個明顯的截斷,很多理論研究據此推演銀河系的形成和演化歷史。儘管有研究在距離銀心20千秒差距的地方陸續發現了少量的年輕恆星,但是直到這項工作,人們才真正系統地看到了銀河系外盤的廬山真面目。 [30] 
除了1千秒差距範圍內的銀核繞銀心作剛體定軸轉動外,銀盤的其他部分都繞銀心作較差自轉,即離銀心越遠轉得越慢。銀盤中的物質主要以恆星形式存在,佔銀河系總質量不到10%的星際物質,絕大部分也散佈在銀盤內。星際物質中,除電離氫、分子氫及多種星際分子外,還有10%的星際塵埃,這些直徑在1微米左右的固態微粒是造成星際消光的主要原因,它們大都集中在銀道面附近。
銀盤主要由星族Ⅰ天體組成,如G~K型主序星巨星新星行星狀星雲、天琴座RR變星、長週期變星半規則變星等。 [24]  [31] 

銀河系銀暈和銀冕

銀河系結構效果圖。圍繞銀盤的球形結構即為銀暈。 銀河系結構效果圖。圍繞銀盤的球形結構即為銀暈。
銀河的盤面被一個球狀的銀暈包圍着,直徑25萬~40萬光年。由於盤面上的氣體和塵埃會吸收部分波長的電磁波,所以銀暈的組成結構還不清楚。盤面(特別是旋臂)是恆星誕生的活躍區域,但是銀暈中沒有這些活動,疏散星團也主要出現於盤面上。銀暈輪彌散在銀盤周圍的一個球形區域內,銀暈直徑約10萬光年,這裏恆星的密度很低,分佈着一些由老年恆星組成的球狀星團,在銀暈外面還存在着一個巨大的呈球狀的射電輻射區稱銀冕,銀冕至少延伸到距銀心32萬光年遠。 [24]  銀河的盤面被一個球狀的銀暈包圍着,估計直徑在250,000至400,000光年。由於盤面上的氣體和塵埃會吸收部分波長的電磁波,所以銀暈的組成結構還不清楚。盤面(特別是旋臂)是恆星誕生的活躍區域,但是銀暈中沒有這些活動,疏散星團主要分佈在盤面上。
銀河中大部分的質量是暗物質,形成的暗物質暈估計有5.8×1011M☉,以銀河為中心被聚集著。 [32] 
銀河系簡易橫向結構圖。 銀河系簡易橫向結構圖。
在2006年1月9日,Mario Juric和普林斯頓大學的一些人宣佈,史隆數位巡天在北半球的天空中發現一片巨大的雲氣結構(橫跨約5,000個滿月大小的區域)位在銀河之內,但似乎不合於目前所有的銀河模型。他將一些恆星匯聚在垂直於旋臂所在盤面的垂線上,可能的解釋是小的矮星系與銀河合併的結果。這個結構位於室女座的方向上,距離約30,000光年,暫時被稱為室女座星流。
2017年,國家天文台研究人員利用LAMOST觀測的暈族紅巨星,直接繪製出銀河系40千秒差距(1秒差距約為3.26光年)內的三維剖面圖,從而揭示出恆星暈的複雜構成——內部呈扁球形,外部則逐漸變成球形。恆星數密度則按照單一冪律形式由內向外減少 [33] 
暈星樣本的三維位置和三維速度分佈 暈星樣本的三維位置和三維速度分佈
2019年8月,中國科學院國家天文台利用LAMOST DR5中K巨星的三維位置和三維速度,在銀河暈中找到40餘組子結構,包含近2000顆恆星。其中包括大量的人馬座星流、麒麟座星環、室女座緻密區、孤兒星流等銀暈中已知子結構和其他未知子結構的成員星,並第一次給出了銀河系暈中大樣本子結構的六維參數信息。這些信息更加精確地展現出銀河系現在的結構以及其過去的吸積歷史。通常星系在發生吸積併合時,會在其周圍的空間(暈)中留下原星系的殘骸,例如星流(stream)、緻密區(overdensity)、殼層(shell)等子結構(substructure)。
為了尋找這些子結構,研究人員利用LAMOST DR5中K巨星的空間位置和視向速度,再結合匹配自Gaia DR2的切向速度信息,得到13000餘顆具有完整六維相空間信息的暈星星表,同時這也是目前(2020)能夠得到的擁有完整六維信息的最大銀河系暈星星表。
暈中子結構的空間分佈(X-Z平面),不同的顏色和形狀表示不同 暈中子結構的空間分佈(X-Z平面),不同的顏色和形狀表示不同
研究人員在對樣本中具有相似速度和位置的恆星進行歸類和分組後,在13000顆暈星樣本中找到了40餘組,近2000顆暈星是屬於子結構的,這些恆星具有明顯區別於本地暈星的成團性(位置和速度空間)。 [34] 

銀河系旋臂

銀河系有5條主旋臂,它們分別是英仙臂、獵户臂、船底-人馬臂、矩尺臂和盾牌-半人馬臂 [11]  [35] 
銀河系想象的俯視圖。 銀河系想象的俯視圖。
銀河系簡易結構圖。
銀河系簡易結構圖。(1張)
英仙臂的半徑大約有10,700秒差距,位於天鵝臂和人馬臂之間,由於從地球上看的位置在英仙座而被稱為英仙臂。盾牌-半人馬臂,也稱盾牌-南十字臂是從銀河系中心接近棒的末端,由彌散的氣體和塵埃組成,向外螺旋彎曲的長串星流。它與銀河的棒連接的區域是豐富的恆星形成區。除此之外,銀河系還有其他旋臂。銀河系的螺旋結構還不確定,目前對於銀河臂的性質也還沒有共識。因為銀河系的螺旋臂經常有分支、合併、意外的扭曲,而有程度不一的不規則性,完美的對數螺旋模式只能粗略的描述太陽附近的特徵。
太陽系在獵户臂上。這條臂位於英仙臂和人馬-船底臂之間,長度約為20000光年。它的形狀和包含豐富的大質量恆星形成區可與其他4條旋臂類比。本地臂或許不是孤立的,它極有可能是鄰近英仙臂和人馬-船底臂的一部分。 [36]  太陽離銀河系中心距離為26000光年,繞銀心旋轉速度為236千米/秒,繞行一週大約要2.12億年。太陽幾乎在銀盤的中心平面上,距中心面垂直距離約為20光年,比以前的估計值82光年要小。

銀河系太陽系

太陽在銀河系中處於獵户座旋臂。 太陽在銀河系中處於獵户座旋臂。
太陽系位於獵户座旋臂靠近內側邊緣的位置上,距離銀河系中心約2.64萬光年,逆時針旋轉,繞銀心旋轉一週約需要2.2億年。 [37]  太陽運行的方向基本上是朝向織女星,靠近武仙座的方向,偏離銀河中心大約86度。太陽環繞銀河的軌道大致是橢圓形的,但會受到旋臂與質量分佈不均勻的擾動而有些變動。
太陽系大約每2.25億~2.5億年在軌道上繞行一圈,可稱為一個銀河年。因此以太陽的年齡估算,太陽已經繞行銀河20~25次了。太陽的軌道速度是217km/秒,換言之每8天就可以移動1個天文單位,1400年可以運行1光年的距離。
太陽在銀河系中
太陽距銀心
約28000光年 [38] 
北銀極
α=12h51m,δ=+27°07'(后髮座)
銀心方向
α=17h45m,δ=-28°56′(人馬座)
太陽處銀河系旋轉速度
約250公里/秒
太陽處銀河系旋轉週期
約2.2億年
相對於3K背景的運動速度
約600公里/秒(朝向α=10h,δ=-20°方向)
參考資料: [2] 

銀河系翹曲結構

2019年,中國科學院國家天文台陳孝鈿、鄧李才研究組和北京大學王舒研究組基於經典造父變星構建了一個穩健的銀河系盤模型,給出了銀河系翹曲結構的直觀三維地圖。造父變星是一類中等質量的年輕脈動變星,比太陽重3至20倍,亮約幾萬倍。由於它們的脈動週期和光度嚴格相關,因此可以精確測定距離,精度可達3%至5%。
銀河系銀盤翹曲結構三維地圖。 銀河系銀盤翹曲結構三維地圖。
科學家研究發現距離銀河系中心越遠,造父變星就越偏離銀盤面,整體呈“S”型;同時,從銀心向外的翹曲呈現複雜的進動現象。該項工作表明銀河系外盤翹曲的起源與巨大的內盤所施加的力矩有關,並且造父變星所示蹤的恆星盤與氣體盤的結構非常一致,至少向外延伸到約6.5萬光年。儘管翹曲現象在河外星系中經常出現,但是理論家們對它是如何形成的莫衷一是。一種可能的解釋是外盤受到某種轉矩作用而形成。 [39-42] 
2013年12月19日,蓋亞空間望遠鏡在法屬圭亞那成功發射升空,飛往距地球150萬公里的地日拉格朗日L2點——這是太陽和地球引力的平衡點之一。
通過蓋亞空間望遠鏡,人們進一步證實了以前認為是水平的銀河系銀道面,實際上是一種一頭高、一頭低的翹曲結構。太陽系所在位置的銀盤厚度約為500光年,太陽位置以外翹曲的程度大約是偏離銀道面4500光年,在對應另外一端銀盤的厚度大約是3000光年。此前有人提出,暗物質、磁場等或是造成這種翹曲結構的原因,但是後來發現,暗物質等因素無法解釋這種結構在未來6到7億年內的運動速度,並且這個速度貌似還在隨時間變化
蓋亞望遠鏡。 蓋亞望遠鏡。
於是,科學家提出了一個猜想:翹曲結構或許源自銀河系與其他星系的碰撞:銀河系的一個衞星星系——半人馬座矮星系嫌疑最大。此前的研究表明,它的確曾經幾次縱穿銀河系圓盤,而且可能正在被銀河系吸收。此種碰撞對兩個星系內的天體均有很大影響。因為天體正面相撞的幾率非常小,這種影響主要集中在運動軌道的改變、局部物質密度的擾動等方面。蓋亞空間望遠鏡的觀測數據表明,大約在62億年至42億年前,人馬座矮星系和銀河系初次相撞,導致了銀河系內氣體物質的擾動。 [34] 
蓋亞空間望遠鏡收集的數據,不僅揭示了人馬座矮星系對銀河系的影響,碰撞產生的漣漪似乎引發了主要的恆星形成事件。一項新研究揭示了57億年前的銀河系往事——銀河系或與半人馬座矮星系發生過3次碰撞,第一次碰撞就產生了太陽,因為太陽的年齡與因半人馬座矮星系碰撞效應而形成的恆星年齡一致。 [43] 

銀河系伴星系

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銀河系有兩個伴星系(衞星系):大麥哲倫雲和小麥哲倫雲。與銀河系相對的星系稱為河外星系
銀河系、仙女座星系三角座星系本星系羣3個主要的星系,本星系羣總共約有50個星系,而本星系羣又是本超星系團的一份子。 [44] 
伴星系之一:大麥哲倫星系。 伴星系之一:大麥哲倫星系。
銀河被一些本星系羣中的矮星系環繞着,其中最大的是直徑達2.1萬光年的大麥哲倫星系,最小的是船底座矮星系。其他環繞着銀河系的還有小麥哲倫星系,最靠近的是大犬座矮星系,然後是人馬座矮星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分儀座矮星系、天爐座矮星系和獅子I矮星系。

銀河系質量

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估計的銀河系質量各不相同,取決於使用的方法和資料。 [45]  最低的估計值範圍,銀河系的質量是5.8×1011 太陽質量(M),略小於仙女座星系的質量。在2009年,使用超長基線陣列發現在銀河系外側邊緣的恆星速度達到254 km/s(570,000 mph)。因為軌道速度取決於軌道半徑內的總質量,使推測銀河系有更大的質量,大約與仙女座星系相當,在距離中心160,000 ly(49 kpc)的距離內,質量是7×1011 M。在2010年,測量暈星的徑向速度,發現在8,000秒差距內的質量是7×1011 M。根據2014年發表的一項研究,銀河系的總質量估計為8.5×1011 M,這大約是仙女座星系一半的質量。
2020年,國際研究團隊利用美國國家航空航天局哈勃太空望遠鏡歐洲航天局"蓋亞"探測器對銀河系進行了迄今最精確的"稱重",認為銀河系質量大約相當於1.5萬億個太陽質量。在銀河系總質量中,約2000億顆恆星以及銀河系中心一個超大型的黑洞僅佔很小的比例,大部分質量來自暗物質。這種看不見的神秘物質,就像宇宙的"腳手架",把恆星固定在星系的某個位置。 [46]  暗物質暈相對均勻的分佈至距離銀河中心10萬秒差距處。銀河系的數學模型表明暗物質的質量是1–1.5×1012 M。最近的研究表明質量範圍可以大到4.5×1012 M,小到8×1011 M
銀河系所有恆星的總值量估計在4.6×1010 M至6.43×1010 M之間。除了恆星之外,還有包括90%的氫和10%的氦組成的星際氣體,其中三分之二的氫是原子形式,其餘的三分之一是分子氫。這些氣體的質量相當於星系恆星總質量的10%至15% 。額外的星際塵埃佔氣體總質量的1%。

銀河系研究年表

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銀河系早期探索

1584年,意大利人布魯諾明確提出宇宙是無限的,恆星都是遙遠的太陽,太陽只是無數個恆星中的普通一員 [47] 
1609年8月25日,意大利科學家伽利略·伽利萊首次使用望遠鏡進行天文觀測 [48]  ,而後,T.賴特、I.康德、J.H.朗伯等認為,銀河和全部恆星可能集合成一個巨大的恆星系統
1612年,德國天文學家馬裏烏斯率先用望遠鏡發現了仙女大星雲 [47] 
天文學家威廉·赫歇爾。 天文學家威廉·赫歇爾。
1718年,英國天文學家哈雷通過觀測和分析,首次指出恆星不動的概念是錯誤的。後來,赫歇爾正確地認識到,恆星運動是由恆星自身的運動和太陽的空間運動兩部分合成的結果。 [47] 
1750年,英國天文學家賴特(Wright )發表了《宇宙的新理論》一書。他根據銀河狀況,銀河系是扁平的 [49]  ,由於太陽連同地球位於這一系統的內部,從不同方向觀測才看到了銀河和離散分佈的點點繁星 [47]  。賴特猜想,這類星雲中有一些可能是同銀河系相似的巨大恆星系統 [47] 
1755年,德國人康德首次明確提出在銀河系外的宇宙空間中存在着無數個類似的天體系統,稱為河外星系,或簡稱星系 [47] 
1783年,赫歇爾通過對所觀測到的大量恆星運動的統計分析,發現太陽以大約每秒20千米的速度朝着織女星方向運動,太陽空間運動的發現徹底動搖了哥白尼日心體系中太陽固定不動的觀念 [47] 
赫歇爾手繪的銀河系結構。 赫歇爾手繪的銀河系結構。
1785年,英國天文學家威廉·赫歇耳用“恆星計數”的方法繪製了一張銀河圖,他用方法得出了銀河系恆星分佈為扁盤狀,被羣星環繞,其長度為7000光年,寬1400光年,太陽處在銀河系的中心。這是人類建立的第一個銀河系模型,它雖然很不完善,但使人類的視野從太陽系擴展到銀河系廣袤的恆星世界中。
18世紀後期,英國天文學家威廉·赫歇耳用自制的反射望遠鏡進行了系統的恆星計數觀測,他計數下117600顆恆星,以此得出了一個恆星系統呈扁盤狀的結論 [50] 

銀河系19世紀

19世紀,約翰·赫歇耳將恆星計數的工作擴展到南天 [50] 
1845年,羅斯勳爵發現第一個漩渦星系M51
1852年,美國天文學家史帝芬·亞歷山大聲稱銀河系是一個旋渦星系,卻拿不出證據加以證明。

銀河系近現代觀測

早期繪製的銀河系結構想象圖。 早期繪製的銀河系結構想象圖。
20世紀初,美國威爾遜山天文台建成了當時世界上最大口徑的2.5米天文望遠鏡 [47]  。天文學家把以銀河為表觀現象的恆星系統稱為銀河系。J.C.卡普坦應用統計視差的方法測定恆星的平均距離,結合恆星計數,得出了一個銀河系模型。在這個模型裏,太陽居中,銀河系呈圓盤狀,直徑8千秒差距,厚2千秒差距。H.沙普利應用造父變星周光關係,測定球狀星團的距離,從球狀星團的分佈來研究銀河系的結構和大小。他提出的模型是:銀河系是一個透鏡狀的恆星系統,太陽不在其中心。沙普利計算出:銀河系直徑80千秒差距,太陽離銀心20千秒差距,這些數值太大,因為沙普利在計算距離時未計入星際消光
1900年,荷蘭天文學作家科內利斯·伊斯頓公佈銀河系漩渦結構圖,然而旋臂及銀心都畫錯了。
1904年,恆星光譜中電離鈣譜線的發現,揭示出星際物質的存在。隨後的分光和偏振研究,證認出星雲中的氣體和塵埃成分。
1905年,赫茨普龍發現恆星有巨星和矮星之分。
赫羅圖可以揭示恆星演化。 赫羅圖可以揭示恆星演化。
1906年,卡普坦為了重新研究恆星世界的結構,提出了“選擇星區”計劃,後人稱為“卡普坦選區”。他於1922年得出與F.W.赫歇耳的類似的模型,也是一個扁平系統,太陽居中,中心的恆星密集,邊緣稀疏。在假設沒有明顯星際消光的前提下,於1918年建立了銀河系透鏡形模型,太陽不在中心。到20世紀20年代,沙普利模型已得到天文界公認。由於未計入星際消光效應,沙普利把銀河系估計過大。到1930年,特朗普勒證實星際物質存在後,這一偏差才得到糾正。
1913年,赫羅圖問世。
1917年,美國天文學家沙普利通過對銀河系內天體分佈的分析,確認太陽並不位於銀河系的中心,而是處於相對説來比較靠近銀河系邊緣的地方,從而糾正了赫歇耳銀河系模型的錯誤 [47] 
1918年,威爾遜山天文台建成了口徑2.54m的反射望遠鏡———胡克望遠鏡 [50]  。美國天文學家H.沙普利(Harlow Shapley)經過4年的觀測,提出太陽系應該位於銀河系的邊緣。研究球狀星團的空間分佈,建立了銀河系透鏡形模型,太陽不在中心。而是在銀河系的邊緣。銀河系的中心應在人馬座方向 [49]  。沙普利提出了太陽不在銀河系中心的觀測分析結果。在觀測發現了銀河系自轉以後,沙普利的銀河系模型得到了天文學家的公認 [50] 
20世紀20年代,銀河系自轉被發現後,沙普利的銀河系模型得到公認。但由於未計入星際消光,沙普利模型的數值不準確。研究銀河系結構傳統上是用光學方法,但有一定的侷限性。近幾十年來發展起來的射電方法和紅外技術成為研究銀河系結構的強有力的工具。
1922年,威爾遜山天文台的鄧肯在編號為M31的星系中發現了一些變星 [50] 
1923年,哈勃用威爾遜山天文台的胡克望遠鏡通過照相觀測,將M31的外圍部分分解為單個的恆星,並認出其中的一顆是造父變星,接着在M31中又找到幾顆造父變星。此外,在M33和NGC6822中也發現了一些這類變星 [50]  。10月6日,美國天文學家哈勃利用這台望遠鏡拍攝了仙女星雲的照片,照片上星雲的外緣已被分解成一顆顆恆星。哈勃從中發現了多顆這類變星。利用這些造父變星,哈勃推算出仙女星雲的距離為225萬光年,遠遠超出銀河系範圍。河外星系的存在最終得以確認 [47] 
1926年,瑞典天文學家林得布拉德分析出銀河系也在自轉。把對銀河系的認識大大向前推進了一步 [49] 
1927年,荷蘭天文學家奧爾特證明銀河系確實在繞中心自轉,同時説明銀河系的整體不是固體。因此,越靠近中心,自轉越快,銀河系邊緣自轉緩慢 [49] 
1929年,荷蘭天文學家巴特·博克計劃使用恆星計數法探測銀河系的結構,十多年後宣告失敗。
1931年,巴德於威爾遜山天文台工作,並開始發展星族的概念。
1942年,瑞典天文學家林德布拉德提出“密度波”概念,後來美國科學家提出了系統的密度波理論,初步解釋了旋臂的穩定性 [51] 
1943年,威廉·摩根(William Morgan)與光譜學家飛利浦·基南共同發表一套完整的光譜圖集來描述各種不同光譜型和光度級的恆星之光譜特徵,稱為MK(摩根—基南)分類系統。
1944年,巴德通過仙女星系的觀測,判明恆星可劃分為星族Ⅰ和星族Ⅱ兩種不同的星族。星族Ⅰ是年輕而富金屬的天體,分佈在旋臂上,與星際物質成協。星族Ⅱ是年老而貧金屬的天體,沒有向銀道面集聚的趨向。
1951年,摩根提出,銀河是螺旋形的。根據摩根的説法,銀河系有3條熾熱恆星羣組成的旋臂,分別是英仙座、獵户座和人馬座旋臂。本傑明説,近年來,人們普遍堅持的是,銀河系有4條主要旋臂,分別是定規座旋臂、半人馬座旋臂、人馬座旋臂和英仙座旋臂。太陽坐落在位於人馬座和英仙座之間的一條小旋臂--獵户座旋臂附近 [51] 
1964年,美籍華裔科學家林家翹徐遐生提出旋渦星系螺旋臂的維持密度波理論,初步解釋了旋臂的穩定性,他們建議螺旋臂只是螺旋密度波的顯示 [52] 
20世紀70年代期間,人們通過探測銀河系一氧化碳分子的分佈,意外地發現了銀河系的第四條旋臂,它跨越狐狸座和天鵝座 [51] 
1971年,英國天文學家林登·貝爾和馬丁·內斯分析了銀河系中心區的紅外觀測和其他性質,指出銀河系中心的能源應是一個黑洞 [53] 
1976年,法國的兩位天文學家還具體地繪製出了以上四條放臂在銀河系中的位置,這是迄今最好的銀河系漩渦結構圖像 [51] 
哈勃空間望遠鏡。 哈勃空間望遠鏡。
1982年,美國天文學家賈納斯和艾德勒發表了令人震驚的新説法--他們通過對銀河系434個銀河星圖的圖表繪製,發現銀河系並沒有漩渦結構, 而只是一小段一小段的零散旋臂,漩渦只是幻影,這是因為銀河系各處產生的恆星總是沿銀河系旋轉方向形成一種“串珠”,而不斷產生的新恆星連續地顯現着渦漩的幻影 [51] 
斯皮策太空望遠鏡繪製的銀河系紅外掃描全景圖 斯皮策太空望遠鏡繪製的銀河系紅外掃描全景圖
2003年,升空的斯皮策太空望遠鏡已對從太陽系的小行星到可觀測宇宙邊緣的遙遠星系進行了逾10年的研究。這是首次在一張巨幅全景圖上將所有星辰的圖片拼接再現。銀河系是個扁平的螺旋盤,太陽系位於其中一個螺旋臂上。由於大量塵埃和氣體阻擋了可見光,因此在地球上無法直接用光學望遠鏡觀測到銀河系中心附近的區域。而由於紅外線的波長比可見光長,所以斯皮策太空望遠鏡能穿透密集的塵埃並觀測到更遙遠的銀河系中心地帶。2003年3月21日,天文學家根據獲取的數據繪製了一幅更精確的銀河系中心帶星圖,並指出銀河系比先前所想的更大一些。這些數據使科學家能建立起一個更全面立體的星系模型 [54] 
2004年,天文學家使用甚大望遠鏡(VLT)的紫外線視覺矩陣光譜儀進行的研究,首度在球狀星團NGC 6397的兩顆恆星內發現了元素。這個發現讓他們將第一代恆星與第二代恆星交替的時間往前推進了2至3億年,因而估計球狀星團的年齡在134±8億歲,因此銀河系的年齡不會低於136±8億歲 [55] 
2006年,新的發現認為,銀河系的主序星
都是單星。銀河系中大部分的物質是暗物質,形成的暗銀暈有0.6萬億~3萬億個太陽質量,以銀核為中心聚集着。一般認為銀河系中的恆星多為雙星或聚星。研究人員的報告指出,過去發現銀河系的盤面有不明原因的傾斜,現今已經發現是環繞銀河的大小麥哲倫星雲的擾動所造成的漣漪。是在它們穿過銀河系的邊緣時,導致了某些頻率的震動所造成的。科學家宣佈説,他們已證實銀河系發生了彎曲變形,而導致其變形的力量來自環繞其外圍的暗物質激盪。科學家解釋説,暗物質雖然看不見,但它們的質量可能是銀河系中可見物質的20倍,所以對銀河系中天體的影響是不可小視的 [56]  。2006年5月9日,天文學家發現了銀河系的兩個新矮星系。這兩個矮星系均為橢球矮星系,分別位於星空中獵犬座和牧夫座的所在方向,均距離太陽約64萬光年。據專家介紹,一個星系的亮度不到銀河系的10%,就被視為矮星系,而星系的亮度主要與星系中恆星的數量有關。牧夫座方向新發現的矮星系是迄今已知最暗淡的矮星系,但其亮度還是相當於10萬個太陽 [57] 
2008年科學家宣佈説,他們通過觀測證實銀心中的確存在着黑洞。科學家花了16年時間在智利的歐洲南方天文台追蹤圍繞銀心運行的28顆恆星,從而證實了黑洞的存在,因為黑洞影響着這些恆星的運行。探測表明,這個名為人馬座A*的巨型黑洞,其質量是太陽的400萬倍,距離地球大約2.7萬光年 [58] 
開普勒空間望遠鏡。 開普勒空間望遠鏡。
2009年3月6日,美國用德爾塔ΙΙ型火箭發射了世界第一個專門用於尋找類地行星的空間望遠鏡——“開普勒”。其任務是尋找與地球相似的星球,解答“地球是否是孤獨的”這一歷史難題。如果發現許多類地行星,就意味着生命可能在銀河系內普遍存在。專家預計,“開普勒”可發現50顆以上的類地行星。5月14日,歐洲航天局的“赫歇爾”和“普朗克”空間望遠鏡由阿麗亞娜5—ECA型火箭發射升空,其觀測結果將顛覆人類對宇宙的認識 [48]  。5月14日—18日,“阿特蘭蒂斯”號航天飛機航天員通過太空行走,順利完成了對哈勃空間望遠鏡進行第五次維修升級,哈勃的探測能力將增強70倍,工作壽命將延長到2014年 [48]  。12月4日美國發表了繪製的最新紅外銀河系全景圖,該圖像是由80萬張斯皮策太空望遠鏡拍攝的圖片拼湊而成,全長37米。分辨率比此前最為清晰的銀河系照片高100倍。在這幅圖片的幫助下,科學家對銀河系進行了恆星計數,他們在計數後認為銀河系只兩條主要旋臂。在依據此項研究繪製的銀河全圖上,人們看到兩條源於核球的主旋臂,太陽依然位於銀河系接近邊緣的地方,它的具體位置是獵户座旋臂的內側,這是一條小旋臂,處於人馬座臂和英仙座臂之間。人馬臂和矩尺臂絕大部分是氣體,只有少量恆星點綴其中 [59] 
斯皮策空間望遠鏡拍攝的銀河全景圖。 斯皮策空間望遠鏡拍攝的銀河全景圖。
2014年,科學家公佈的最新的觀測數據顯示,銀河系的質量僅為仙女座的一半。這個研究結果來自一支國際研究小組,包括卡內基·梅隆大學的宇宙學家馬修·沃克,他們的研究論文發表在英國皇家天文學會的月刊上。論文指出,研究小組使用了一種全新的方法去測量星系的質量,比以往的測量方法更加精確 [60]  。美國航天局(NASA)公佈了數字版銀河系360度全景圖,該圖片由“斯皮策”太空望遠鏡過去10年拍攝的200萬張照片拼接而成,包括銀河系一半以上的恆星,像素達200億,如果打印出來,需要體育場那麼大的地方才能展示,因此美國航天局決定發佈其數字版,方便天文迷查詢。其實,這張圖片展示的僅是地球天空中大約3%的區域,卻包含了銀河系裏超過一半的星辰 [61] 
2015年3月,科學家使用斯隆數字巡天勘測數據分析了銀河系邊緣恆星的亮度和距離,結果發現銀河系邊緣像瓦楞紙板一樣,存在皺褶結構,凹槽中存在着恆星。實際上這些恆星區域也是銀河系的一部分,真實的銀河系比之前預想大50% [62]  。11月7日,關於銀心的最新觀測表明,銀河系的最核心部位基本上全部是由白矮星組成的,數量則至少在10萬顆上下。而核心中的核心,則是由大約70顆較大的白矮星組成的。至於如何觀測到更多的內容,科學家表示,需要靠下一代觀測設備,比如NASA正在建設的James Webb號天文望遠鏡來完成了 [6] 
2018年4月10日,美國國家航空航天局(NASA)消息,天文學家使用哈勃太空望遠鏡,首次精確測量了地球與宇宙中最古老天體系統之一——球狀星團NGC 6397的距離 [63] 
2019年3月,科學家們利用哈勃太空望遠鏡和蓋亞的觀測數據來對銀河系質量進行估計,得出的結果是約為1.5萬億太陽質量 [64]  。10月6日,澳大利亞和美國研究團隊近來發現,銀河系中心的超大質量黑洞在350萬年前噴射出巨大能量束,像燈塔光束一樣沿兩極擴散形成兩個錐形噴發雲。研究顯示,這種規模的爆炸強度只可能來自與人馬座A黑洞有關的核活動,這一黑洞質量大約是太陽的420萬倍 [65] 
仰望銀河系。 仰望銀河系。
2020年03月25日,英國科學家,達勒姆大學天體物理學家艾麗絲·迪森及其同事利用銀河系附近星系,找到了銀河系的邊界。他們的最新研究顯示,銀河系的精確直徑為190萬光年,誤差不超過40萬光年(1光年等於94600億千米) [66]  。05月09日,國家天文台消息,科研團隊利用郭守敬望遠鏡與歐空局蓋亞空間望遠鏡的觀測數據,在銀河系的獵户座星雲附近發現一個新的移動星羣,共包含206顆成員星,其中74顆是主序前恆星,也就是中心氫尚未點燃的原恆星。天文學家表示,該移動星羣的發現,為研究銀河系旋臂密度波驅使恆星聚集、從而觸發星雲坍塌的可能性提供了觀測證據,對理解銀河系的形成、結構和演化具有重要意義 [67] 
2022年3月24日,德國馬普天文研究所的研究人員向茂盛博士和漢斯·沃爾特里克斯教授,在國際科學期刊《自然》上以封面文章形式發佈了一項重大成果,研究認為,銀河系可能經過了不同的演化階段,其起點是約130億年前盤族恆星的形成。 [79] 

銀河系相關研究

編輯

銀河系矮星系

2019年2月6日,哈勃太空望遠鏡在銀河系“後院”發現一個此前不為人知的矮星系,新發現的恆星系亮度微弱,直徑約3000光年,僅相當於銀河系一塊“碎片”。研究人員將其命名為“Bedin 1”。它有長達130億年的歷史,在天文學上相當於早期宇宙的“活化石”,可以幫助揭示宇宙早期演化的奧秘 [68] 

銀河系觀測伴星

科學家利用NASA的遠紫外譜儀探索衞星首次探測到船底座η(Eta Carinae)的伴星。船底座η是銀河系中最重最奇異的星體,坐落在離地球7500光年船底座,在南半球用肉眼就可以清楚的看到。科學家認為船底座伊塔星是一個正迅速走向衰亡的不穩定恆星 [69] 

銀河系宇宙膨脹

斯隆數字天空觀測計劃天文學家確定,暗能量正在驅動着宇宙不斷地膨脹 [70]  。約23%的宇宙物質是暗物質,沒有人知道它們究竟是什麼,因為它們無法被檢測到,但它們的質量大大超過了可見宇宙的總和。而近73%的宇宙是最新發現的暗能量。這種奇特的力量似乎正在使宇宙加速膨脹。英國皇家天文學家馬丁·里斯將這一發現稱為“最重要的發現”。這一發現是繞軌道運行的威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)和斯隆數字天文台SDSS)的成果。它解決了關於宇宙的年齡、膨脹的速度、組成宇宙的成分等一系列問題的長期爭論。天文學家現今相信宇宙的年齡是138億年 [71] 
參見詞條:宇宙大爆炸

銀河系麥哲倫星雲圖片

NASA在2013年公佈的大麥哲倫星雲圖片。 NASA在2013年公佈的大麥哲倫星雲圖片。
美國航空航天局在2013年6月公佈了Swift探測器所拍攝的大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲的最新照片。這些圖像均來自Swift探測器所搭載的紫外線光學望遠鏡。
大麥哲倫星雲的原始圖片像素數高達1.6億,由2200張局部照片拼接而成,而拍攝這些照片共耗時5.4天。而小麥哲倫星雲的原始圖片像素數則為5700萬像素,由656張局部照片組成,拍攝耗時共計1.8天 [72] 
據NASA官方資料顯示,大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲都是銀河系的伴星系。其中,大麥哲倫星雲距離銀河系約16.3萬光年,其規模約為銀河系的20%,質量僅相當於銀河系的2%,而小麥哲倫星雲距離銀河系約20萬光年,質量是大麥哲倫星雲的50%。 [72] 

銀河系銀河系波浪

銀河系波浪結構假想圖。 銀河系波浪結構假想圖。
2019年8月,由一個國際科研團隊繪製的銀河系三維地圖顯示,銀河系的形狀是一個波浪狀的圓盤。在研究中,姆魯茲和來自美國俄亥俄州立大學以及英國沃裏克大學的同事們將造父變星作為參照。這些星體會以非常有規律的週期發生脈動,其温度和直徑都會隨之變化。造父變星的發光度和脈動週期之間的直接關聯使其可以被作為星系內外重要的距離指示物。文章解釋説,經典造父的發光度是太陽的100到1萬倍。它足夠明亮,因此可以在銀河系外的位置被探測到。造父變星脈動的週期性有助於推斷它們的絕對星等。如果已經瞭解星際消光現象,就可以通過比較絕對星等和視星等來確定距離。在確定每一顆造父變星相對於太陽的三維座標後,科研人員建起了一個銀河系的大規模三維模型。這個模型更加恰如其分地呈現出銀河系類似於波浪狀圓盤的形狀。 [73] 

銀河系精確質量

哥倫比亞大學的科學家對銀河系的質量進行了精確計算,最新的結果認為銀河系質量大約是太陽的2100億倍,包括銀河系邊緣擁有數千顆恆星的恆星團。
來自哥倫比亞大學的博士Andreas Kupper負責的研究小組認為,他們可以通過斯隆數字巡天觀測到的銀河系波動現象,利用哥倫比亞大學的超級計算機模擬出多少質量能夠誘發如此規模的波動。通過這種方式並結合銀河系大約12萬光年的直徑,科學家計算出銀河系的質量為2100億倍太陽質量。
這個數字雖然是截止2015年較為精確的值,但仍然存在不確定性,偏差可能達到20%左右,比之前銀河系的質量估計值偏差要小很多。早前的數據認為銀河系的質量是太陽的7500億倍,甚至一度達到1萬億倍,誤差率達到100%,幾乎無法確定銀河系的具體質量。但是在銀河系還有大量的暗物質無法觀測,大多數恆星聚集在4萬光年的半徑內,之外幾乎完全是由暗物質統治。 [74] 

銀河系類地行星數目

2020年6月18日,加拿大科學家在最新一期《天文學雜誌》撰文指出,他們的計算表明,銀河系約有60億顆類似地球的行星。研究者、不列顛哥倫比亞大學的米歇爾·國本解釋説,一顆行星如果要被視為類似地球的行星,則這顆行星必須是岩石行星,大小與地球差不多,圍繞類似太陽的恆星(G型星)旋轉。而且,這顆行星必須位於恆星宜居區內,在該區域內,岩石行星的表面可以容納液態水,因此,有潛力適合生命繁衍生息。
國本認為,每顆G型恆星擁有類地行星的上限為0.18顆。此前,有科學家估算每顆類日恆星擁有潛在宜居行星的數量從0.02顆到超過1顆不等。另一位研究者、UBC天文學家傑米·馬修指出:“銀河系至多擁有4000億顆恆星,其中7%是G型恆星,這意味着在銀河系中可能只有不到60億顆類地行星。” [75] 

銀河系銀河系年齡

2004年,依據歐洲南天天文台(ESO)的研究報告,銀河系的年齡約為136億歲,差不多與宇宙一樣老。由許多天文學家所組成的團隊在2004年使用甚大望遠鏡(VLT)的紫外線視覺矩陣光譜儀進行的研究,首度在球狀星團NGC 6397的兩顆恆星內發現了鈹元素。這個發現讓他們將第一代恆星與第二代恆星交替的時間往前推進2億~3億年,因而估計球狀星團的年齡在129±5億歲左右,因此銀河系的年齡不會低於122±8億歲 [76] 

銀河系銀河系的未來

仙女座大星系,少數藍移星系之一,它正在靠近銀河系。 仙女座大星系,少數藍移星系之一,它正在靠近銀河系。
當前的觀測認為仙女星系M31)正以每秒300公里的速度朝向銀河系運動,在30億~40億年後可能會撞上銀河系。但即使真的發生碰撞,太陽以及其他的恆星也不會互相碰撞,但是這兩個星系可能會花上數十億年的時間合併成橢圓星系 [77-78] 
天文學家利用在夏威夷加勒比海地區和美國東北部的天文望遠鏡觀察得出結論:銀河系的體積比之前預計的大50%左右 [62]  。科學家們指出,體積越大,與鄰近星系發生災難性撞擊的可能性也增大。不過,即使發生也將是在20億~30億年之後。
參考資料
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