神秘之“X”——银河系中心区的深度解读

□ 文 何锐思（Richard de Grijs）/ 翻译 程思淼

神秘之“X”
——银河系中心区的深度解读

□ 文 何锐思（Richard de Grijs）/ 翻译 程思淼

何锐思（Richard de Grijs）

北京大学科维理天文与天体物理研究所（KIAA）教授，国际天文学联合会天文发展办公室东亚分站负责人。

在2013年9月和10月，基于欧洲南方天文台（ESO）的数据，三个国际研究团队发表了重要的成果：他们绘制出银河系中心区（即“核球”区）迄今为止最好的三维地图。他们发现，从某个角度看上去，银河系中心的区域就像一个花生壳的形状（或者说是“X”型）。

核球是银河系中最重要、质量也最大的区域之一。这是位于星系中心的巨大恒星集中区。银河系直径约为10万光年，恒星总数约1000亿颗；而在核球几千光年的范围里，大约有100亿颗古老的恒星。不过，对于这一区域的结构和起源，我们现在尚不十分清楚。不巧的是，从地球的角度向银河的中心看去——那里距我们大约27,000光年——会遇到浓密的气体和尘埃云，把银河系中心发出的可见光完全挡住。只有波长较长的电磁波（如红外线）能够穿透尘埃的阻挡，因此，只有在这些波段，天文学家才能看到核球较为清楚的样子。

早先由2微米全天巡天（2MASS）在红外波段进行的巡天（1997-2001）已经暗示，银河系的核球可能具有神秘的“X”型结构。现在，三个团队的科学家对核球的结构有了更清楚的观察。第一个团队来自德国的马克斯·普朗克地外物理研究所（MPE），他们使用的是VISTA望远镜近红外巡天的“公开”数据。VISTA（可见光和近红外巡天望远镜）口径4.1米，隶属于欧洲南方天文台（ESO）。这个称为“VISTA银河系变星巡天”（VISTA Variables in the Vía Láctea，VVV）的计划始于2009年，旨在巡视银河系核球及其附近区域，其数据向全球天文学家公开。VISTA能够观测比之前巡天暗30倍的恒星。这个团队从浩繁的数据中辨认出2200万颗红巨星，根据已知的红巨星的性质，就可以计算出它们的距离。

VISTA星表的深度远远超过了原来的巡天项目，因此，除了在那些尘埃遮挡最厉害的天区，我们几乎能观测到核球区所有的红巨星。”领导研究的科学家克里斯托弗·韦格（Christopher Wegg）说，“根据这些恒星的分布，我们就能够绘出银河系核球区的三维地图。没有借助任何模型的假设，而是完全依靠观测的数据得出核球的形状，这还是第一次。

我们发现，从（侧面的）某个角度看上去，银河系中心区的形状就像一个花生壳；而从银河盘面上方俯视，核球区则是一个长棒的形状。”MPE动力小组负责人奥特文·盖尔哈德（Ortwin Gerhard）补充说，“这是我们第一次如此清楚地看到银河系核球的样子。而且，我们小组和其他团队所做的动力模拟显示，这种花生壳形状的核球，是所有从纯圆盘状演化而来的棒旋星系共同的特征。

同时，由智利天文学家罗伯特·萨伊托（Roberto Saito）和但丁·米尼提（Dante Minniti）领导的另一个国际团队，发表了他们对核球中恒星的多波段测光数据的分析。这份星表共包含315平方度天区内8400颗恒星在三个波段的观测数据。这份庞大的恒星测光数据造就了目前最大、最深、最精确的核球恒星“颜色-星等图”。

VISTA巡天望远镜获得的银河系中心区域视野。VISTA望远镜隶属欧洲南方天文台（ESO），位于智利的帕拉纳尔山。这张全景高分辨率照片共有近90亿像素，由VISTA望远镜用三种不同的红外滤镜拍摄的数千张图像拼合而成。

“颜色-星等图”是以天体的视亮度为纵轴、以“颜色”（用天体在不同波段下的星等差来表示）横轴，把不同的天体的数据用点表示出来的图。画图所需要的两个量：视亮度和颜色，取决于恒星的光度、表面温度、质量、化学组成以及视线上尘埃的多少。不仅如此，在生命中的不同阶段，一颗恒星在图中的位置也是不同的。我们仿佛给银河系拍了一张“快照”——我们相信这样大量的随机样本可以代表整个银河系中不同恒星的分布情况——萨伊托和同事们制作的这张图就像是银河系结构和组成的“指纹”。

从这份“指纹”中，我们也可以读到银河系“X”型（或者说花生壳形）核球的证据。理解核球的形成和演化对于解读银河系的性质是至关重要的。在银河系的核球中，可以观测到非常暗的单个恒星，这使得天文学家能够根据它们的年龄、动力学和化学组成区分出它们各自属于哪个星族。

“通过对银河中心附近数千颗恒星的细致观测，我们能够了解很多有关银河系——不只是银河系，甚至是旋涡星系这一大类星系的形成和演化的信息。”萨伊托说。不过，核球位于银河盘面的中心，银河系中的大部分恒星、气体和尘埃都集中于此，这使对核球的观测充满挑战。拥挤的星场、强烈的星际消光、距离不同的恒星引起的不同视差效应，都给观测带来困难。

第三个国际研究团队由智利天主教大学和欧洲南方天文台的博士生塞尔吉奥·瓦斯奎斯（Sergio Vásquez）领导，他们使用一种不同的方法确定了核球的形状。通过比较ESO 2.2米望远镜拍摄的相隔11年的图像，他们测量出核球中的恒星在天空中位置的细微移动。把这个数据与它们的视向速度（即接近或远离地球的速度，可通过光谱获得）相结合，就可以得到这些恒星在三维空间中运动的信息。他们一共获得了核球中400颗恒星的运动信息。

“这是第一次得到如此大量单个恒星的三维速度信息，”瓦斯奎斯总结说，“我们观测到的恒星看上去就沿着‘X’型核球的臂流动，它们的轨道时而在银河盘面上，时而在下。这与最新模型预测的结果完全吻合。”

银河核球区恒星的运动

天文学家认为，银河系最初是一个纯圆盘状的星系，在数十亿年前时形成了一个扁平的“棒”。随后，这个棒的中心部分逐渐变形成为现在看到的三维花生壳的形状。对于这个现象，以前的解释是：核球中的恒星都沿着香蕉形的轨道运行。但最新发表的研究（2013年11月）认为，这些恒星或许是沿着花生壳形或者说“8”字形轨道运行的。——这有什么区别呢？事实上，这一区别非常重要：天文学家发展恒星运动理论，不仅是为了理解银河系中的恒星现在怎么运动，更是为了理解银河系是如何形成与演化的。银河系的形状像一个漩涡，其中心区域的恒星形成一个“棒”。在这个棒的中心区域，则有一个垂直伸展的“核球”（英文“bulge”本来表示“隆起”的意思，但一直以来，中文通常意译成“核球”。现在知道这个核球是花生壳形的，但名字仍然可以沿用）。

在最新的工作中，美国罗彻斯特大学的爱丽丝·奎伦（Alice Quillen）和她的合作者建立了一个模拟银河系中心会发生什么的数学模型。与太阳系中引力主要来自太阳不同，研究银河系中心的引力场时需要综合数百万颗恒星、大量的气体和尘埃的作用，甚至暗物质也要来搅一搅浑水，因此极难模拟。在这个最新的数学模型中，奎伦和她的合作者考虑了核球内部或附近的恒星受到的最主要的几个力。

当恒星在轨道上运行时，它们同时也相对扁平的棒做上下运动。穿过这个盘面时，这些恒星会受到一点小小的推力。这个力的效果与荡秋千荡到最低点时，我们用脚蹬一下是相同的。在“谐振点”——即距棒中心特定距离的一个点——处，作用在恒星上的“推力”足以使它运动到盘面上更高的地方：也就是说被“推出”了核球区域。这里，“谐振”的意思是说在每个轨道周期里，恒星要穿过盘面两次，因而要两次受到垂直方向上的扰动。当然，这与我们熟悉的太阳系里的运动完全不同。那么，这种复杂的轨道应该是什么形状的呢？研究者通过计算机模拟得出结论：花生壳形的轨道与前述的谐振效应是一致的，并且能够使核球成为观测到的形状（即花生壳形）。

12月下旬，欧洲空间局（ESA）将要发射“盖娅”（Gaia）卫星，旨在为银河系中的恒星绘制三维地图并且追踪它们的运动（本文付印时，盖娅已经发射成功）。这幅3D地图将帮助天文学家更好地理解我们银河系的组成、形成和演化。“回溯银河系的历史、试图了解那时有什么是非常困难的，不过计算机模拟可以提供一些线索。”奎伦解释说，“我们的模拟显示，恒星谐振区会随着时间的推移向外移动。这可能就是在银河系中发生过的事情。”

“盖娅卫星将观测数十亿计的恒星，生成大量的数据，”奎伦说。研究团队将根据这些数据对他们的模型进行调整。“这将使我们更好地理解，为什么银河系演化成了今天的形状。”

奎伦解释说，目前有不同的模型来模拟银河系核球的形成。自形成以来，星系中心棒的运动是否变慢了，变慢了多少？核球是突然向垂直方向隆起的，还是慢慢隆起的？天文学家对这些问题很感兴趣。了解中心棒与核球中恒星的运动方向和速度的分布，将有助于确定这个演化过程。“我的模型的一个预言是，在谐振区内外，速度分布会有突然的变化。”奎伦说，“在谐振区，即接近星系中心的地方，由于这里的星系盘面最终会向上隆起，恒星的垂直速度就要更大一些。‘盖娅’卫星将测量恒星的运动情况，我们可以在它的数据中看一看，是否存在模型所预言的速度分布。”

“在模拟轨道之前，我必须回答一个简单的问题：星系中心区的物质分布是怎样的？”奎伦说。她的合作者桑吉卜·沙尔玛（Sanjib Sharma）找到了距银河系中心不同距离处圆轨道的轨道速度（即星系的“旋转曲线”）。通过这一信息，奎伦计算出谐振区内的物质密度，这对她的模型是至关重要的。她同时参考了最新的有关中心棒（自转）速度的模型，以对核球边缘——距银心3000多光年远，约是地球到银心距离的1/8——处的物质密度做出更精确的估计。

红色标记了新发现的H II区域。由于这些区域都位于在银河盘面上，从地球上看去，它们几乎严格地沿着银河分布。[图片来源：HRDS Survey Team, NRAO/AUI/NSF (radio); Axel Mellinger (optical)]

随着盖娅卫星的发射，人们对银河系结构的研究在过去的几年里又有了新兴趣。不过，这一领域并不只有光学和红外成像巡天。一直以来，射电望远镜对我们认识银河系的结构做出了重要的贡献，现在，它们继续提供为我们互补的、甚至是惊人的新视角。

2013年早些时候，天文学家在银河系中发现了上百个之前不知道的大质量恒星形成区，包括目前为止发现的同类天体中最远的一个。对这些天体的不断研究将给出关于银河系结构和历史的重要线索。科学家发现的这些大质量年轻恒星或星团形成的区域称为H II（电离氢）区，是研究银河结构的重要指示物。

“我们极大地改进了对银河系的巡天，这不仅帮助我们认识银河系现在的性质，更是理解银河系历史的关键，比如历史上银河系可能和其他星系发生的合并事件。”美国波士顿大学的托马斯·巴尼亚（Thomas Bania）说。巴尼亚和他的同事使用的数据来自绿岸射电望远镜（GBT）和位于波多黎各的阿雷西博射电望远镜，同时也结合了斯皮策太空望远镜和广域红外巡天探测卫星（WISE）的数据。

成果始于一项GBT银河巡天项目。由于在射电波段发出的辐射不会被银河盘面上的尘埃吸收，天文学家经常利用这个波段的辐射研究银河系的结构。在宇宙中，当电离的氢原子（H II）重新获得电子后，电子仍可能再向下发生跃迁，发出特定频率的辐射，即“复合线”；如果这种复合辐射在射电波段，就称为“射电复合线”。通过这种探测“射电复合线”的方法，GBT巡天把我们知道的H II区数量扩大了好几倍。研究小组用阿雷西博望远镜继续进行这项工作，又发现了很多新目标。

“GBT和阿雷西博望远镜的高敏感度，加上先进的电子设备，使这项新巡天成为可能。”美国国家射电天文台（NRAO）的达纳·巴尔塞（Dana Balser）说。“WISE卫星的数据提供了2000个新的H II区候选者，我们将用GBT对它们进一步确认。”美国西弗吉尼亚大学的劳伦·安德森（Loren Anderson）说。

这项工作使天文学家对银河系结构的理解有了进步。他们在一个尚未得到深入了解的旋臂和银河系中心棒的末端发现了恒星形成的集中区。“H II区是银河系旋臂结构最好的指示物，这是改进我们银河系地图的极好方法。”巴尼亚说。

这项巡天的另一个重点是研究银河系中不同区域化学组成的差异。知道了不同区域重于氢的元素在丰度上的差异，我们可以追溯恒星形成的历史，也可以猜想，哪些区域可能包含在历史上通过星系合并进入银河系的物质。

“我们惊讶地发现，恒星间这些稀薄的气体并不如我们想的那样混合得那么好。”巴尔塞说，“找到那些化学组成与周围不同的区域，就能够指出气体云或者小星系是在哪里坠入银河系的。”

“就像地质学家到野外考察，绘制不同岩石的分布地图，重建地球的历史一样，我们现在绘制银河系的地图，提高我们对银河系结构和历史的理解。”巴尼亚说，“射电望远镜就是我们绘制这些更好的新地图的工具。”

尽管对于银河系的研究有着悠久的历史——从威廉·赫歇尔（William H e r s c h e l）和雅各布斯·卡普坦（Jacobus Kapteyn）的恒星计数到伊安·奥尔特（Jan Hendrik Oort）用射电望远镜绘制中性氢分布图——新设备和新方法不断从新的角度揭示出银河系的结构。随着2013年12月“盖娅”卫星的发射，这一领域的未来令人期待。让我们为它祝福吧，祝愿卫星在今后的研究中大展身手！

超链接：

HII区

HII区是“电离氢区”的简称，指含有大量电离氢气体的空间区域——那里的中性氢原子已经分裂为构成它们的核（即单个的质子）和电子。由于电离原子带正电荷，这种云有时也叫做H+区。

使这些云中的氢电离的能量来自镶嵌在电离氢区中的高温年轻恒星。这些恒星是由太空气体云形成的，它们在波谱的紫外波段产生其光子能量足以将电子从原子剥离的强辐射。电离氢区本身大致呈球形，大小可达到200秒差距左右，其内部的密度大约是中性氢区的1 000倍，温度范围约从1 000K到10 000K。

这些云中的高温物质在红外、紫外和光学波段辐射，它们在天文照片上的影像色彩极为丰富——猎户座星云就是这样一个围绕恒星育儿室的色彩鲜明的物质云的典型例子。云中的自由电子也能辐射，那是它们与磁场相互作用时发出的射电波。

由于最大的电离氢区看来全部大小相同，所以已经有人利用其他星系中电离氢区视大小的测量来估计星系的距离——电离氢区看起来越小，星系必定离我们越远。

（责任编辑 李鉴）