描绘银河系结构分几步？ 太阳并非银河中心(2)

　　对“最熟悉陌生人”的新认识

　　早在上世纪八十年代，人们已经认识到氢柱密度与光学消光比率这一参数对于认识银河系的重要性。而当前广泛采用的数值依旧是美国科学家博林(Bohlin)在1978年得到的。多年来，人们一直致力于测得更精确可信的结果。

　　测量这一参数总体有三种方法。通常光学消光的测量较为容易，不同方法主要是采用了不同方法测量氢柱密度。

　　所谓氢柱密度，是假设在视线方向有一个横截面积为固定值的柱体，这个柱体中包含的氢元素数量即为氢柱密度。Bohlin使用的办法，是根据星际介质中中性氢和分子氢对紫外波段恒星谱线的吸收，来估计氢柱密度。另外两种方法分别是，根据中性氢原子和一氧化碳辐射来测量氢柱密度、根据星际介质对恒星光谱在X射线波段的吸收来测量氢柱密度。然而，由于星际介质成分复杂、样本量小而不可靠等原因，以往的测量结果不够令人满意。

　　笔者的最新工作采用了上述第三种方法，即根据X射线波段吸收测量重元素丰度，进而根据重元素与气体成分比例关系得到氢柱密度。早在上世纪七十年代，就有科学家用这种方法研究过银河系结构。但由于数据获取困难，以往科学家进行这项研究时，样本量最多也不过20个左右。为了扩大样本量，笔者的研究第一次同时将超新星遗迹、行星状星云、X射线双星的X射线辐射计算在内，将样本量扩大到100个左右，重新计算了银河系氢柱密度与光学消光比率。

　　最终的结果显示，这一比率大体上不随着星际介质所处的空间位置变化而变化，而由该比值得到的银河系中气体和尘埃的质量比约为140。这意味着，银河系中的气体比预想的要多。

　　银河系是一个有一定厚度的盘形。最新的工作还计算了在距离银心2千秒差距(1秒差距约为3.26光年)到10千秒差距之间的氢元素分布。研究认为银盘密度比以往认识的更高，衰减则更快。这说明银盘比以往认为的更薄，但是密度更大。

　　银河系如同人类“最熟悉的陌生人”——虽然近在身旁，却一直无法看清它的容颜。经过科学家200多年的努力，银河系结构的轮廓越来越清晰。然而，银河系依然存在着很多未解的谜题，我们依旧在路上。