科學家發現銀河系暈內扁外圓結構特徵

銀河系（Milky Way Galaxy，別名「銀漢」「天河、銀河、星河、天漢、等）」），是太陽系所在的棒旋星系，包括1000~4000億顆恆星和大量的星團、星雲以及各種類型的星際氣體和星際塵埃，從地球看銀河系呈環繞天空的銀白色的環帶。總質量約為太陽的2100億倍，隸屬於本星系群，最近的河外星系是距離銀河系254萬光年的仙女星系。

銀河系呈扁球體，具有巨大的盤面結構，由明亮密集的核心、兩條主要的旋臂和兩條未形成的旋臂組成，旋臂相距4500光年。太陽位於銀河一個支臂獵戶臂上，至銀河中心的距離大約是2.6萬光年。

銀河系的中央是超大質量的黑洞（人馬座A），自內向外分別由銀心、銀核、銀盤、銀暈和銀冕組成。銀河系中央區域多數為老年恆星（以白矮星為主），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布著十幾個衛星星系，其中較大的有大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲。銀河系通過緩慢的吞噬周邊的矮星系使自身不斷壯大。2015年3月，科學家發現銀河系體積比之前認為的要大50%。

近日，中國科學院國家天文台科研人員改寫了銀河系暈的結構特徵。他們利用 LAMOST 觀測的暈族紅巨星直接繪製出銀河系40千秒差距內的三維剖面圖，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。這一清晰的觀測證據推翻了前人關於恆星暈是一個軸比不變的扁球體、數密度呈現雙冪律輪廓的猜測，確立了銀暈結構的新圖像。它對於理解銀河系恆星暈的形成歷史和演化以及星系形成理論提出了新的挑戰。

近二三十年來，國際上開展了越來越多的大型天文巡天觀測項目，它們對於描繪銀河系的形狀發揮至關重要的作用。人們知道了在太陽附近大約10千秒差距內恆星如何分布，從而清晰測量出了銀河系的幾個主要組成部分：薄盤、厚盤和恆星暈的結構參數。至此對於銀河系形狀、結構的研究似乎已經塵埃落定。但實際上，那時的視野還僅僅覆蓋了銀河系的一個小角落，銀河系整體的結構還並不清楚。

經過4年多的巡天觀測， LAMOST 銀河系巡天已經收集了4百萬條恆星光譜，並給出了相應的恆星參數。經過層層篩選，只有5000多顆暈族的恆星最終被選擇出來，它們覆蓋了更大的體積範圍（太陽周圍40千秒差距）。儘管相對於總觀測樣本，這5000多顆暈族恆星只佔1%多一點，它已經是現有同類研究中最大的樣本之一了。經過複雜的貝葉斯統計分析，研究團隊成功利用這5000多顆恆星估算出40千秒差距內銀暈的恆星數密度分布，據此研究人員得以繪製出銀河系清晰的縱向剖面圖。這個與以往認識完全不同的全新結構將對銀河繫結構和演化研究帶來深刻影響。

自從17世紀初望遠鏡發明後，人類視野拓展到越來越遠的宇宙深處，天文學家們陸續發現了一些雲霧狀天體，被稱為星雲。有的星雲是氣體的，有的被認為像銀河系一樣，是由許許多多恆星組成的宇宙島，由於距離地球太遠，觀測都分辨不清那些由大量恆星構成的朦朧天體。

關於河外星系的發現過程可以追溯到兩百多年前。在當時法國天文學家梅西耶 （ Messier Charles ） 為星雲編製的星表中，編號為M31的星雲在天文學史上是有著重要的地位。初冬的夜晚，熟悉星空的人可以在仙女座內用肉眼找到它，一個模糊的斑點，是俗稱仙女座大星雲。

在從1885年起，人們就在仙女座大星雲里陸陸續續地發現了許多新星，從而推斷出仙女座星雲不是一團通常的、被動地反射光線的塵埃氣體雲，而一定是由許許多多恆星構成的系統，而且恆星的數目一定極大，這樣才有可能在它們中間出現那麼多的新星。假設這些新星最亮時候的亮度和在銀河系中找到的其它新星的亮度是一樣的，那麼就可以大致推斷出仙女座大星雲離地球十分遙遠，遠遠超出了已知的銀河系的範圍。但是由於用新星來測定的距離並不很可靠，因此也引起了爭議。

第一個發現的河外星系是仙女座大星雲（M31）。隨著望遠鏡口徑的增大，觀測技術的進步，哈勃望遠鏡和各種航天探測器的上天，發現的河外星系也越來越多。時下，在觀測所及的範圍內可以觀測到10億個以上的星系。在這眾多的河外星系中，只有極少數很亮的才有專門名字：有的以發現者的名字來命名，如大小麥哲倫雲，有的以所在星座的名稱來命名，如獵犬座星雲等。絕大多數河外星系是以某個星雲、星團表的號數來命名。

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