银河系研究进程
对银河系的系统研究可以追溯到18世纪后期.1785年W.Herschel用恒星计数的方法第一个研究了银河系的结构,他得到的银河系是一个轮廓参差,形状复杂,太阳位于中心的扁平盘状结构.直到1918年H.Shapley研究球状星团的空间分布时才发现银河系为透镜形,且太阳并不在中心.后来的研究表明银河系中存在大量可见光波段无法探测到的星际尘埃云,主要分布于银道面上.直到本世纪50年代初对银河系21cm中性氢原子谱线的观测才得到银河系各处氢云的密度、温度、视向速度的分布,从而推知银河系是具有旋臂结构的Sb型旋涡星系.但由于这只显示出银河系中气体的大致分布,而构成银河系的主要成分——恒星的分布却是不得而知的.
虽然在射电波段银河系几乎是完全透明的,但由于密集于银道面的星际尘埃的严重消光,使在可见光波段完全不透明.
对于银河系内的星际消光,一般说来,下述公式成立:Av＝0.14csc│b│［1－exp(－10rsin│b│)］设太阳到银心距离为10kpc时,在银纬b≈0°附近得知Av仍大于10.
实际上在银道面上星际消光远比给出的大得多.实测表明在│b│≈0时星际消光达30等之多.然而在│b│≥1°后明显下降,在│b│≈3°时,Av仅为│b│＝0°时的1／10.另外,星际消光与波长密切相关,波长越长消光越小,例如Av:AH:AK＝1:0.141:0.088也就是说在近红外的K波段消光仅为可见光的1／10以下,而到了远红外和毫米波段,星际消光几乎可以忽略.
这就是为什么对银河系结构,特别是银道面和银心的研究,可见光波段几乎无能为力,而红外毫米波和射电波段大有用武之地的主要原因.
另外,由于银心附近恒星高度密集,其红外光度很强,因此,即使在地面上利用现有仪器也能克服地球大气吸收的影响,在几个近红外窗对其进行研究,但对银道面上恒星分布的研究,情况则大不一样了.由于其分布相对于银心较为分散,光度也低得多,因而不易观测到.更有甚者,在研究恒星分布最有利的λ＜5μm波段,在地球大气层100km高度附近存在时间和空间
分布上都迅速变化的OH夜天光的影响,使所有低于此高度对弥散弱源的近红外观测无法进行,只有2.35—2.45μm之间存在一个十分狭窄的不受OH夜天光发射影响的窗口.因此,对银道面红外辐射的近红外研究一般都利用高空气球或机载望远镜在2.4μm波段进行.对于远红外波段的研究,为克服地球大气的吸收,当然一般也在高空进行.
正如前述,由于星际消光的严重影响,可见光波段对银道面,特别是对银心的研究几乎不可能进行,这也就是为什么在60年代前银河系的研究长期停滞不前的主要原因.而不受星际消光影响的射电波段的观测又只能对其中的气体分布进行研究,对恒星及尘埃的分布研究,无能为力.
60年代末以来,由于红外和毫米波天文学的发展,使银河系的研究进入了一个黄金时代,人们对银河系结构、组成、动力学问题等的看法大为观改.
其中近红外对银心及银道面的研究提示出其中恒星的空间分布和组成,更加精确地得到以恒星质量为主体的银河系的质量估计及质光比的修正,同时更准确地定出银心的位置.远红外及毫米波则对银道面及银心区域的尘埃分布、尘埃性质等的研究作出了贡献,中红外波段红外谱线的研究则为探测银河系中存在的流动高速气体的情况及判断在银心是否存在致密天体起着不可忽视的作用.可以说,有了红外探测手段后,银河系大尺度结构及银心的探测研究才有了进一步发展的可能.
以下将分银道面的弥漫红外发射及银心的红外观测两个部分对银河系的红外研究进行进一步的讨论.
为得到银河系,特别是银道面上大尺结构的信息,应着眼于电磁波谱的两端,一端是γ射线,另一端则是红外和射电波段.因为电磁波的这两部分通过银盘时衰减都很小.银河γ射线的研究主要提供星际气体的宇宙线的知识,射电天文则可提供星际气体和早型天体的信息,而红外天文学则对银河系的主要组成部分——恒星和星际尘埃的研究作出了重要的贡献.红外辐射深深地卷进了银河系的各种各样的物质和过程,其近红外辐射主要由占银河质量大部分的晚型星的发射所支配,另外深埋于气尘物质中的早型天体的紫外和可见辐射由周围的尘埃物质所吸收,然后再在中远红外引起再发射.这两部分红外辐射形成了银道面弥漫红外发射的主要来源,也支配了银河的动力学结构.另外中性和电离的重元素精细结构谱线和许多分子的谱线也产生于中远红外区域.但由于这些谱线强度太弱,因而目前对银道面的大尺度红外辐射的探测大都限于连续区的发射.
近红外发射
为避开地球大气吸收,特别是存在于1—4μm波段的OH夜天光的严重干扰,银道面近红外弥漫发射的探测主要利用高空气球在2.4μm波段进行.
在2.4μm处探测到的银道面弥漫红外辐射按银经银纬的分布图,其中等高线单位为10－10W／cm2,中心等高线为16.从这图可见处于银心附近的银河系核球部分是近红外发射最强的地方,其在经度上延伸大约±15°,在纬度上延伸大约±7.5°,分别对应于3kpc和1.5kpc的尺度.从银河核球沿银道面向外延伸,在银经ι≤30°和1≥310°之内这种近红外弥漫辐射一直存在,只不过越远离银心强度越小,而微弱的近红外辐射一直沿银道延伸到1≥60°和1≥290°之外.值得注意的银道面上2.4um红外发射沿银经的分布看,北南半球明显地不对称,与北半球l＝30°处相对应的南半球等强度点为l＝310°,前者处于离中心5kpc,而后者却离中心达8—9kpc,这明显地体现了银河旋臂的特点.实际上l＝310°处正是盾牌——南十字臂(Scutum－Crux)的所在.从纬度分布上最直接的特点是近红外辐射强度分布基本沿银道面,在纬度上分布很薄,其半宽仅为2°—3°,相当于100—140pc的距离.这个值比最影响银道面近红外发射的K和M巨星分布的300一400PC的尺度要小很多,这个不一致主要由尘埃的消光所引起.另外可以发现,在南半球红外亮度的极大值基本处于银道上,但在北半球都向负纬度方向偏斜了0.5°.
其实这是容易理解的,因为近红外发射主要体现恒星的分布,而后二者却直接揭示了尘埃的分布情况,远红外和CO强度大的地方意味着尘埃多,这样对近红外的消光也大.此外,值得注意的是l＝355°b＝－1°的地方,除银心附近外,这里近红外强度分布隆起第二个峰,而远红外和CO分布都十分弱,形成星际消光的一个"洞",通过这个"洞"可以看到银河中心区很深的部分.
另外,小角度分辨率的IHKL对整个银道面上有选择单个天体的测光表明,单个近红外源的分布情况与上述弥漫红外亮度分布极为类似,明显的是在1＝30°处其数密度突然减少,且其纬度分布也很薄,特别有趣的是在l＝26－27°和l＝28°,单个红外源在纬度上很集中,这与AFGL源和OH／IR源的分布是一致的.这一分布特点正好说明了晚型巨星的分布对银道上近红外弥漫分布起着决定的作用.
远红外发射
银道面远红外弥漫辐射的研究用来揭示在银道面上星际尘埃的空间分布和温度分布的情况,这主要是利用球载和机载望远镜以及IRAS来进行观测的.
银道面上λ＞100μm的远红外弥漫辐射从总体上看来与CO的分布极为相像,除了在银心附近亮度达最大外,沿银道面在b≤±1.5°内呈一个几乎等宽的窄带分布.在λ＝10O,260和300μm测到的在银经10°—60°,银纬—0.5°≤b≤0.5°之间的远红外弥漫辐射的强度分布.这种远红外的发射主要是由尘埃的热发射所导致的,由于它与CO分布相关可看出气尘间必然存在某种紧密的物理联系.由此可导出银道面尘埃的许多动力学的和物理的性质.首先,可以发现在远红外尘埃的发射率Qγ与频率ν的关系呈幂律分布,即Q∞νn.由上述三个波段观测可得到n≈2.此外,可由其中两个远红外波测到的强度计算出尘埃温度Td.在银道面上l＝10°－43°区域得到的尘埃平均温度Td＝23K.在Td知道后就可求出在特定波长上的光深τd.在10°≤1≤43°,λ＝260μm时平均光深τd≈6.2×10－3,τdmax≈10－2,由此可见,在远红外银道面确实是光学薄的.假设银河中的平均气尘质量比与宇宙丰度相同,从而可得尘埃质量吸收系数Kv＝4.6(v／1012Hz)2,由:Td＝KvNMd就可求出尘埃质量柱密度Nmd,其在10°≤1≤43°内的平均值为Nmd＝1×10－3g／cm2.
在更短的波长上,IRAS也对银道面的弥漫红外辐射进行了大量测量,其
中实线为未去除个别强源时的情况,l≈80°的尖峰是天鹅座复合体的强发射.虚线则是去除个别源影响后的平均值.这个分布与银道面内氢原子的分布情况基本一致,而与CO的分布有些差别.由此得到的银道面上b≈0°处尘埃温度的径向分布,其平均值为22K,这与由更长波长上推出的Td＝23K十分一致.可见尘埃温度在银河中心显得比其它地方高.此外在大致5kpc处又达另一个极大值,这里恰对应于l＝30°的地方.对于银道面上这种远红外弥漫辐射的来源存在两种不同看法.一种认为这主要是由OB星周围存在的低密底HⅡ区中的星际尘埃的贡献,这由60μm,100μm发射与氢原子分布相一致而得到证实.另一种则认为这是由星际辐射场加热的分子云中尘埃的贡献,其根据是在更长波长上的发射与CO分布相一致.哪一种看法更符合实际尚无定论,也许不同波长上远红外发射的分布不但取决于尘埃的密度,也取决于尘埃的温度.
观测和研究
对银心在各波段的观测和研究是了解银河系结构及演化的最重要的内容.但如前所述,由于聚集于银道面上,特别是银心附近的星际尘埃的严重消光,使λ＜1μm的可见光观测几乎不可能进行.射电观测虽然提供了在这一区域分布的气体的信息,但一方面目前单天线测量的空间分辨率尚不足以弄清中心1′内的细节,又由于银心处于南天,使现有大多处于北半球的天线干涉测量十分困难.另一方面,对银心附近恒星的情况射电观测也是无能为力的.因此银心附近天体及尘埃的研究,特别是几个PC内的情况主要是通过近红外与远红外连续区以及红外谱线的观测得到结果的.
观测最早的银心红外观测研究始于1968年,这是由Becklin等人对银心所作的1.65,2.2,3.4μm的宽波段测光.在此之后有不少在各种尺度上对银心近红外研究的结果,由此可以明显看出,银心附近近红外亮度朝银道面集中,呈扁长形,轴比大致为0.4,且越向银心近红外亮度分布越强.
银心附近的质量分布可由三种方法得到:一是由银道面内气体的转动速度,二是由星族Ⅱ天体的密度分布和速度弥漫,再就是由近红外辐射的分布.
由于波长短于1μm时消光太大,波长太长时辐射又主要来自星际尘埃和气体,只有波长在1—5μm的辐射可用来确定以恒星为主体的银心附近的质量分布,这是由与M31相比较而得到的.由于在M31的中心部分消光较小,利用可见光观测就可得到其质量分布的信息,结果表明主要光度来自晚型星,且对M31的中心存在质光比M／Lv≈15.如果假设银心附近的恒星组成与M31类似,那末从近红外的亮度分布就可得到银心附近的质量密度为:P(a)＝7.6×105a－1.8M⊙／pc3,(3.77)
其中a2＝r2＋z2(a／c)2(3.78)
这里r为从银河转轴量起的距离,z为从银道面沿银纬方向的距离,c／a为近红外表面亮度分布的轴比为:c／a≈0.4,由此可得银心附近任何地方平均质量分布的情况.根据近红外亮度分布测定情况,(3.77)式对银心周围500pc范围内都基本适用,由此推得的离银心R处的各范围内的质量密度及质量如表3－28所示,这与用其它方法得到的结果符合很好.
表3－28银心附近质量的分布
R(pc)M(R)(106⊙)P(R)(M⊙／pc3)
1.04.44×10510707×1031009201.1×102
在银心中心≈1Pc内质量更加集中,不再遵从上述关系,关于这一点下面还要提及.
此外,关于银心的准确位置,在红外观测未能利用前仅用间接方法测定过,精度到1°,之后利用银河核球中晚型星的近红外分布以及单个2.μm和10μm源的位置以小于1″的精度测定出银河中心处于SgrA(W),其坐标为:a＝17b42m29s3±0s.15,δ＝－28°59′18″±3″,(1950),而从射电观测得到的银河中心坐标为:a＝17h42m29s.291±0s.005,δ＝－28°59′17″.6±0″.01.(1950),可见二者符合十分好.其中所用银心距离由RRLyr型星的观测得到,一般取为10kpc.
对于银心附近1′(≈3pc)以内的详细情况,在近红外和中红外都有高分辨率的描图,在2.2μm和10μm银心中心部分的情况,其中各红外源IRS1,IRS2等简单用1,2等表示.另外超过±50的数字,下面还要说明.
首先从观测中发现,在这一区域中2.2μm发射的大致1／3来自最亮源IRS7,1／3来自另外的分离源,剩下1／3来自延伸的背景.而IRS16就是平均近红外亮度的中心,其与SgrA(W)完全重合.
由1.2—12.5μm的红外观测可以发现处于银河中心上的IRS16源有2′—3′的直径,在1.6－3.6μm上与恒星颜色相同,但在4.9μm处存在超量红外发射,其光谱与一恒星星团的类似,虽然也许太弱而未发现一般冷星中存在的2.3μmCO吸收,但有证据表明,这是一个密度超过106M⊙／pc3的致密的由足够早型或足够低光度的恒星组成的星团.对IRS7的观测表明存在与冷星中相同的2.3μmCO吸收,从其红外能谱分布和光度≈105L⊙的光度,其能谱分布类似于猎户星云中的BN天体,可用400K黑体很好地拟合,但在这里没有任何射电辐射被探测到,它可能是一个刚经过原恒星阶段的极年青的星.另外对IRS11,12而言也存在2.3μm的CO吸收,这些源可能是超巨星.而IRS9,14,15,17和19则有与之大体相同的颜色,它们可能是恒星或星团.剩下的IRS1,2,5,6,10一个是λ＜5μm的近红外源,一个是λ＞5μm中红外源,高分辨率描图表明,源的尺寸依波长而增.以上特点说明这些源是由厚的拱星气尘物质所包围的致密红外源.从以上近中红外探测到的源看来,银心附近确实存在恒星或星团的集中,其中大部分为晚型星,也有处于演化早期的恒星.
银心远红外辐射表明了其中星际尘埃的特征,由于这是由这区域中的恒星和星团发出的紫外和辐射,因此在某种程序上也给出这区域中恒星和星团的信息.
