銀河系知多少？(下)

或許有人會問：銀河系裏不是有許多星團嗎?也許銀心的暗天體是由數百萬顆恒星集聚在一起的一個星團，而且這種星團的成員可能都是些不發光或很暗弱的恒星，比如中子星、白矮星、褐矮星、甚至恒星級小黑洞等等，由於距離很遠，所以看上去漆黑一團。確實，銀心暗天體究竟是一個大品質黑洞還是一個星團，曾經爭論了很久。平時看到的星團，星數確實可達到上千萬之多，最大品質也可達百萬個太陽品質。但是，星團的直徑大多數為幾十光年到幾百光年。假如要把這麼多的恒星擠到體積小得多的銀心內(比如1天文單位)，恒星的密度就會變得異常之高。

對這樣一個擁擠的星團來說，恒星彼此頻繁地接近，甚至相互碰撞，交換動能和動量。處在星團邊緣處的恒星，有的會獲得很大的動能，從星團中逃逸出去，這就是星團的蒸發。與水的蒸發很相似，星團也會很快地蒸發殆盡。還有些恒星在碰撞中以及星團的潮汐力作用下會被撕裂，就像1994年蘇梅克—列維9號彗星被木星的潮汐力撕裂那樣，引起星團的瓦解。被撕裂的恒星碎片向星團的中心沉澱，很快就會堆積成一個巨大的天體，也許就是黑洞。經過計算發現，這樣一個恒星星團要不了1億年就要分崩離析，遠遠低於銀河系的年齡100多億年。所以，銀心暗天體不可能是一個恒星星團。

當然，還有一種可能性，那就是銀心暗天體是個由微小黑洞組成的星團，那麼它不一定會蒸發。而且黑洞品質越小，蒸發時間越長。有人證明，當每個微黑洞的品質不超過千分之五太陽品質時，這種黑洞星團可與銀河系壽命一樣長。不過，問題接踵而來，微黑洞是怎樣形成的呢?微黑洞是不可能通過恒星演化形成的，它們只能形成於宇宙早期。很難解釋，為什麼宇宙早期形成的微黑洞都聚集在星系的中央?即使這樣，這些微黑洞也可能會相互吞食，結果形成一個巨大的黑洞。

雖然現在很多人越來越相信銀心的神秘天體是個特大品質的黑洞，但這種可能是不是惟一的呢?要知道，現在擁有的黑洞證據畢竟全都是間接的，沒有任何看到黑洞的直接證據，何況那些間接證據也不是無懈可擊的。按常規的黑洞理論，一個品質為260萬太陽品質的黑洞在吸積物質時，發出的總功率應當為1000萬億億億千瓦。然而，如果我們把各個波段上觀測到的功率加起來，比這個功率要小100萬倍。

假如我們的銀河系中心是個大品質黑洞，為什麼發射的功率會這麼低呢?顯然，銀心黑洞“吞食”的物質太少，有人將此戲稱為“饑餓的黑洞”，好像可吃的“食物”不多似的，總是處在饑餓狀態。這個處在“冬眠狀態”的黑洞，數百萬年以前曾經活躍非凡，創造了今天觀測到的一大批銀心天體，而今卻“蟄伏”在洞裏等待來年的春暖花開。要解釋這種情況，只有兩種可能：一種可能是現在的黑洞理論不適合銀心黑洞，需要重新修改理論：另一種可能就是銀心天體不是黑洞，而是其他類型天體，很可能是人類迄今未知的更奇怪的一類天體。

上面所說的特大品質黑洞也好，一個不發光或低光度天體星團也好，都是由質子、中子一類的重子物質組成的。今天宇宙中發光的物質都是些重子物質。但是，根據最新的觀測，宇宙中的重子物質不會超過宇宙總品質的5％，另外95％以上的物質是非重子物質，這就是目前宇宙學中所講的暗物質問題。現在可以想一想，銀心暗天體為什麼非得由宇宙中為數很少的重子物質組成，為什麼不可以由數量大得多的非重子物質組成呢?這就是近幾年來關於銀心神秘天體的新假設：非重子物質天體。按照這類假設；銀心暗天體是由費密子(質子和中子)或玻色子組成的一種球狀天體。

銀心天體到底是個特大品質的黑洞，還是一個基本粒子球?有沒有辦法區分它們呢?這是現在天文學家所面臨的問題。天文學家把希望寄託在一個名為“微角秒X衛星”的X射線干涉儀上，它專門用於尋找黑洞、研究宇宙結構和演化，它的空間解析度可達到百萬分之一角秒以上，只是由於技術難度，估計實現這個計畫還得需要25～50年。

要是銀心暗天體是個黑洞，最好的證明就是“看到它”。但是，尋找黑洞的最大難處是它又小又“黑”。小，還可以通過建造解析度越來越大的望遠鏡來解決。但是，要是“黑”得什麼光子都逃不出來的話，又怎麼能看到它呢?近年來，天文學家想到了一個非常巧妙的方法。

在黑色螢幕前面懸掛一個一樣黑的球，我們很可能看不見它。但是，如果把黑螢幕換成白色的，那麼，黑球就會清楚地顯現出來。這給了我們一種啟示：假如把一個黑洞放到一個明亮的背景上，我們就可以看到這個黑洞，這相當於看到的是黑洞的“影子”。當然，宇宙中的黑洞是無法搬動的，不過，我們可以尋找這樣一種黑洞，只要它的背後正好有個明亮的發射體(明亮的背景)就行了。巧合的是，我們的銀心暗天體就是這種情況。前面已經提到，在銀心處有個中央星團。

因此銀心暗天體的背後襯托有許多明亮的恒星。可以把這些恒星當成白色的螢幕，我們就可以“看到”黑洞了。只是黑洞很小，所以必須借助解析度很高的望遠鏡。當今解析度最高的是一種稱為甚長基線射電干涉儀的望遠鏡系統，它在毫米波段上的解析度已達到0.001角秒，比哈勃太空望遠鏡還好400倍，可以分辨月球表面間隔2米的物體。兩年前已經有天文學家嘗試用這種技術觀測銀心黑洞的影子，限於儀器和波長，他們只測量到黑洞視界17倍的地方，比黑洞影子還大2～3倍。他們得出結論，只要將觀測的波長縮短到1毫米以下，就可以拍到銀心黑洞的影子了，因為觀測的波長越短，可達到的解析度越高。這是一項很有希望的觀測，它使我們更逼近銀心的神秘天體。

河系的銀核的結構十分複雜，由於消光嚴重，用光學方法觀測銀河系中心部分受到很大限制。現在關於銀核的資料主要來源於紅外觀測和射電觀測。上面已經提到，離銀心4000秒差距處有一向外膨脹的旋臂。根據對中性氫觀測資料的分析，銀核可能還存在一個半徑約1000秒差距的快速旋轉的氣體盤和把這個氣盤與4000秒差距旋臂連結在一起的棒狀結構物，此外，還有一些單個的氫雲和分子雲。

銀核的情況很複雜。它是由恒星組成的，還是由氣體組成的，或者是由其他狀態的物質組成的，現在尚不清楚。它的確切大小也不清楚，只知道它很小，不會超過幾秒差距。銀核能發出強的射電輻射和紅外輻射。近年來發現，它也發出X射線。射電輻射毫無疑問主要是非熱致輻射。至於紅外輻射，塵埃的散射作用很重要，但不能排除有一部分紅外輻射是非熱致輻射。

1972年，韋伯宣稱探測到銀河中心發出的引力輻射，但是沒有得到證實。有的人用了比韋伯的探測器更靈敏的探測器，都沒有探測到引力輻射。這個問題尚需進一步研究。

銀河系的有關資料：

銀盤直徑　25000秒差距或8萬光年

銀盤中心厚度　1萬光年

太陽附近銀盤厚度　5千光年

銀暈最大直徑　30000秒差距或10萬光年

太陽到銀心的距離　10000秒差距或3萬光年

太陽至銀道面距離　銀道以北8秒差距

太陽附近物質(包括恒星和星際物質)的總密度　每立方釐米8.8×1024克

太陽附近銀河系的旋轉速度　 每秒250千米

太陽附近銀河系的旋轉週期 　2億5千萬年

銀河系總品質　1.4×1011太陽品質

自從確定了銀河外星系的存在並對它們的形態進行分類後，人們自然會問，我們的銀河系屬於哪種類型?它是不是旋渦星系?如果是的話它有幾條旋臂?1938年，奧爾特根據恒星空間分佈研究結果，發現在銀心方向和反銀心方向離太陽一千多秒差距的地方各有一個恒星較密集的區域，他便認為銀河系具有旋渦結構，太陽位於兩個旋臂之間。1944年，巴德從仙女座大星雲和其他河外旋渦星系的觀測研究結果，發現星族I恒星和星際彌漫物質都高度集中在旋臂上面，這就為研究銀河系的旋渦結構提供了線索。

1951年以來，很多研究者就通過O型星、B型星和其他扁平子系天體的空間分佈的研究，來確定銀河系旋臂的位置。但今天看來，研究銀河系旋渦結構最有效的方法，是中性氫21釐米射電譜線的精密觀測及對觀測值結果的分析。中性氫雲密集於旋臂上。氫雲密集的地方，就是旋臂所在的地方。到目前為止，銀河系旋渦結構的研究結果可以總結為：在太陽附近有一條旋臂，稱為獵戶臂(它包括獵戶座的許多星雲和O型星、B型星，所以稱為獵戶臂)，離銀心約1萬秒差距，太陽離開它的內邊緣只有幾十秒差距。

在獵戶座外，還有一條旋臂，叫做英仙臂。包括著名的英仙座雙星團，離銀心約12300秒差距。在銀心方向有一條人馬臂，離銀心約8700秒差距。離銀心4000秒差距處還有一條旋臂，大約以每秒53千米的速度向外膨脹。旋臂之間氣體密度要小得多。銀盤恒星密集區以外是銀暈。銀暈接近於球形，物質密度較小，主要由恒星組成，也有少量的星際物質。銀暈中天琴座RR型變星很多，常被用來確定銀暈的大小。沙普利利用天琴座RR型變星的觀測結果，把銀暈的最大直徑定為40000秒差距，厚度約為25000秒差距。目前公認的值是銀暈在對稱面上的值為 30000秒差距。

在宇宙中眾多而又形形色色的星系中，我們所在的銀河系又是怎樣的呢?銀河系的結構從側面看銀河系物質 (主要是恒星)密集的部分組成一個薄薄的圓盤，很像運動員投擲的鐵餅。圓盤中心鼓起的球狀部分稱核球，核球中心有一個很小的緻密區域，稱銀核，它是銀河系的中心。圓盤外面是一個範圍更大的近於球狀的部分，那裏物質密度比圓盤部分低得多，稱銀暈。

銀河系中心部分有許多星際氣體和塵埃，消光很厲害，用光學方法難以研究。以前，人們往往從恒星統計來確定銀心方向。 1918年沙普利根據球狀星團的分佈，得出球狀星團系統的中心在L(舊銀經)：325°、銀緯b=-2°的方向，首次得到銀心方向的近似值。後來，許多研究者從恒星的空間分佈得到了類似的結果。射電天文學興起後，發現銀心方向有一個強射電源。即人馬 A。高分辨的射電觀測表明，人馬A可分為兩個源：東源和西源。西源至今未分解開，是一個很密的源，它就是銀河系的中心。根據對人馬A西源的射電和紅外觀測，銀心方向取為：

　　赤經α=17h42m29s.3(1950年曆元)
　　赤緯δ=-28°59′18″(1950年曆元)

核球是銀河系中央的扁球部分，其直徑約12000光年，厚約10000光年。隱藏在核球內的銀核是神秘的高密度、強輻射區，銀心是特大品質的黑洞。

銀盤是銀河系年輕恒星和星際物質密集的盤狀區，可見部分的直徑約10萬光年，實際更大。它的中央平面稱為銀道面。恒星在銀道面附近的空間密度大，向兩側逐漸減小，銀盤沒有明顯邊界，一般分為薄盤、厚盤和氣體盤。

薄盤由年輕的和中年的恒星組成，厚度約300—900光年。厚盤主要由老年恒星組成，厚度約2500—5000光年。氣體盤在太陽處的厚度約800光年，厚度向外增加，在外邊緣達9800光年。
　　
斯必澤空間望遠鏡的新觀測確認，銀盤中央有棒。棒兩端連著分子氣體環，在半徑約 10000 到 16O0O光年範圍環繞銀核。從分子氣體環向外伸出旋臂，旋臂是大量熱的年輕恒星、氣體和塵埃集中並且是活躍的恒星形成區。應指出，在旋臂間和旋臂內幾乎有同樣多的恒星，只因旋臂內亮星多而更醒目。

銀暈是包圍銀盤的球狀部分，比可見部分的範圍大的多，直徑約25萬～40萬光年，主要含老年的球狀星團和單獨恒星，也有熱的氣體和塵埃雲；還存在有引力作用、但看不見的暗物質，估計暗物質暈的品質為太陽的6000億到3萬億倍，向銀心方向密集。

過去常說銀河系是一個Sbc型的旋渦星系，現在更確切地說是SBbc（松纏繞）型棒旋星系。銀河系含有2000億乃至4000億顆恒星。最新估計，銀河系的總品質約為太陽品質的5800億倍。銀河系的年齡約136億年。太陽只是銀河系的一顆普通恒星，位於銀道面附近的獵戶臂內側，離銀心約26000光年，太陽帶領地球等太陽系成員大致沿橢圓軌道以約220公里/秒的速度繞銀心轉動，約2.25億年到2.5億年（這稱為“銀河年”）轉一圈。

宇宙中是否存在和地球相類似的行星？我們地球是宇宙獨一無二的驕子嗎？這是非常深刻的問題。迄今為止沒有人給出肯定或者否定的回答。天文學家已經在銀河系發現若干和地球相似的表面由岩石構成的行星。它們的品質遠遠超過地球，也缺乏圍繞旋轉的類似太陽的星球，而是圍繞已經死亡的星體旋轉。現在對於這個問題的回答，有了里程碑式進展。科學家在太陽系外部發現了一個和地球非常相似的行星。其行星編號為155，是太陽系外最小的行星。其半徑是地球的2倍，品質是地球的7.5倍。距恒星300萬千米（0.021天文單位）。這個行星的軌道週期為1.94天。其軌道大小只有太陽系水星軌道的十分之一。這顆新發現的行星所在的星系名為Gliese 876。它圍繞一顆名Gliese 876的恒星運行。
　　　　　　
研究組科學家認為，雖然沒有直接證據表明這顆行星的表面是由岩石構成,但是從品質的測定排除了它是木星那樣的氣體構成的行星。資料表明，它很可能是具有鎳/鐵岩石或者矽覆蓋物的地形結構。介於地球陸地結構和天王星/海王星的熱化的巨大冰結構之間。它具有稠密的蒸汽雲層。這項成果是由位於夏威夷莫納克亞山頂的凱克天文臺觀測得到的。凱克天文臺擁有2台全世界最大的10米光學巨型望遠鏡。每一台有8層樓高，重350多噸。這次的成功發現也要歸功於凱克天文臺技術的改進——光譜儀CCD探測器的精確度提高，從3米/秒提高到1米/秒，為今後能夠發現銀河系內品質和地球相當的行星打下了基礎。

近十多年來，由於地面的、尤其是航太的現代天文儀器進行了銀河系的大規模觀測，得到銀河系的多波段高分辨資料，新發現紛至遝來，展示出銀河系是比預想的更豐富、更複雜、更活躍的天體系統。我們應當與時俱進，鑒賞銀河系的新視野。 中國人把橫跨星空的一條光帶稱為“天河”或“銀河”，西方人稱它為“牛奶路（Milky Way）”。1610年，伽利略首先用望遠鏡觀察星空，發現銀河實際上是由密集恒星組成的。

由於肉眼分辨能力不夠，才感覺銀河象光帶。到18世紀，有先覺的天文學家推測，銀河是眾多恒星組成的盤狀天體系統。赫歇耳父子用望遠鏡進行了恒星計數觀測，第一次得到盤狀的結構模型，但卻錯誤地把太陽放在中心。到20世紀初，天文學家把這個恒星系統稱為“銀河系”。1918年，沙普利注意到大多球狀星團遠離銀河，且在人馬座方向數目最多，推斷銀河系中心在哪個方向，而太陽位於銀河系的較外區域，建立透鏡形的銀河系模型，這是繼哥白尼的日心說之後再次破除人類處於宇宙中心的觀念，意義重大深遠。
　
一般地說，由大量恒星和星際氣體和塵埃物質組成的天體系統稱為“星系”。銀河系就是我們所在的星系。處於銀河系一隅的地球人們，“不識‘廬山’（銀河系）真面目，只緣身在此‘山’中”，認識銀河系全貌是很困難的。特別是星際物質所遮掩了部分區域而看不到。由銀河外星系（如，仙女星系）形態的啟示，再結合銀河系的觀測，才逐漸揭示銀河系結構。1932年，奧爾特首先綜合附近恒星運動的觀測資料，建立銀河系自轉模型。1954年，由氫的21釐米波長觀測得到銀河系的自轉（隨銀心距分佈）曲線。1958年，繪製銀河系旋渦狀結構的第一幅圖像。1976年繪製電離氫雲分佈圖，顯示旋臂分佈。1993年，繪製現代的銀河系結構圖。根據近年更多的新資料，銀河系結構又作了重大修改。

我們肉眼觀測到的只是銀河系的可見光視投影形態，而可見光僅是銀河系全部輻射的很少部分，在射電、紅外、X射線等波段觀測到銀河系形態跟可見光看到的有相當多的差別，顯示銀河系各部分的不同情況。2003年初，在外銀盤周圍發現一個前所未知的、含幾億恒星的巨大幽環，因為恒星散佈全天，遠稀於銀河系其他部分，所以從前沒有察覺。考慮到它的恒星更象厚盤的垂直分佈，幽環呈巨型輪胎狀。還不能確定幽環的恒星來自那裏，但它們顯然是很老的，一種可能解釋是來自銀河系的小伴星系，銀河系的引潮力把伴星系撕開並吸過來恒星。另一朝可能是來自銀盤，因翹曲或散開而遊蕩出銀盤。

天文學家原先以為，原始星系混沌中最先聚集形成銀暈，那時一連串的小氣團和小星團很快地合併為較大結構，形成銀暈和核球,而後更快速地聚聚為自轉的銀盤。但是，銀河系早期演化的這一情景越來越顯得虛無飄渺。諸如，在深空的紅外（2MASS）和光學數位巡天(SDSS)等多波段觀測揭示，銀暈中有紅巨星的星團和星流。這些恒星特徵表明，銀暈在繼續吸積新物質。一些星流跟伴星系---人馬座和大犬座的矮星系有關,它們的恒星正被吸入銀盤。另些星流跟球狀星團有關。這些關係說明，銀暈是緩慢建立起來的，至少是部份地經歷過近鄰矮星系的‘污染’。如果真是這樣,一些球狀結構就代表已被撕開和消耗惡運的矮星系殘核。

銀河系好比貪吃的大鯊魚，它吞吃撞到的小星系。光學數位巡天（SDSS）發現銀暈外部可能由11個伴星系組成，它們在繞銀河系運動中被銀河系的引力撕為碎條。其中，大犬（座）矮星系離銀心42000光年，離太陽25000光年。 最近發現稱為威耳曼（Willman）1的一叢暗星，它們原屬於一個矮星系或異類的球狀星團，其恒星分佈相當疏散，可能就是被銀河系引潮力拉過來的。銀河系的人馬伴星系也有星流往銀河系來，說明這個伴星系正在跟銀河系合併。大、小麥哲倫星系在約1億年完成跟銀河系的合併。銀河系與仙女大星系也在接近，約20億年間，巨大的引潮力可以撕開旋臂.....