银河系分子气体盘也有厚薄之分

人们对璀璨银河的好奇自古有之，但对银河系的真正认识还是从近代才开始的。“恒星天文学之父”赫歇尔（Herschel，Friedrich Wilhelm，英国，1738－1822）等人最早对银河系恒星开展了系统的光学观测，并绘制出银河系的扁平结构。

随着观测设备、技术方法的不断进步，天文学家通过多波段的巡天观测认识到银河系是一个典型的棒旋星系，由上千亿颗恒星组成，总体结构大致由银盘、核球和晕组成。扁平的银盘结构作为银河系的重要组成部分，蕴含着星系中绝大部分的恒星、气体和尘埃，一直是天文学家研究的重点。

恒星盘分为厚盘和薄盘，标高分别约为1000光年和400光年。厚盘由年老恒星组成，占银河系恒星总质量的10%；薄盘中则多为年轻恒星，且富含气体和尘埃。

银河系的成分示意图。 图源： Hendrik，荷兰，1900－1992）等人开始使用中性氢（HI）21厘米射电谱线对银河系内的原子气体进行研究。这些HI射电谱线所提供的观测目标速度信息对研究银河系气体的分布和性质至关重要。他们根据HI原子气体辐射在银盘一些区域增强的特性首次从气体观测的角度揭示了银河系的漩涡结构。

那么，银河系中气体是否像恒星一样具有盘状分布？如果是，银河系的气体盘到底有多厚？气体盘是平直分布还是有其它特殊的结构特征？这些气体物质分布的物理规律是什么？这些问题值得不断探索。

使用速度弥散较小的分子云作为示踪物，能够比原子气体更好地揭示银河系气体分布和结构。20世纪70年代，随着星际一氧化碳（CO）分子的发现，对银河系内的分子气体系统的巡天观测逐步展开。美国CfA 1.2米望远镜完成了迄今覆盖面积最大的银河系CO气体巡天。结合原子气体和分子气体巡天数据，天文学家对银河系气体的分布和性质有了基本的认识：不同于银河系恒星盘更加延展的分布，由原子和分子谱线示踪的气体结构似乎完全局限在薄薄的银盘上。总的来看，恒星盘分布最广也最厚，原子气体盘次之，分子气体盘又次之。

在内银河系（太阳绕银河系中心运动的轨道以内），分子气体盘虽然在垂直银盘的方向表现出一定的波动，但总体上是平直的，其厚度只有大约300－400光年。到了外银河系，分子气体盘逐渐变厚，其厚度可以达到1000－1300光年以上，并且有与恒星盘和原子气体盘类似的翘曲结构。

最近，基于紫金山天文台13.7米毫米波望远镜的“银河画卷”（The Milky Way Imaging Scroll Painting，MWISP）高灵敏度北天银道面CO巡天有了新发现：内银河除了有一个已知的厚度约为300光年的分子气体薄盘外，还存在一个厚度是薄盘近3倍（约900光年）的分子气体厚盘，由许多相对孤立、低质量、非引力束缚的暗弱小分子云组成。

这些不起眼的小分子云由于尺度太小而且辐射太微弱，以至于在之前的CO巡天观测中成了漏网之鱼。同时，如果巡天范围不够大，也无法在较高的银纬上发现它们。更何况，还有距离不确定的困难！

距离的问题是用一个巧妙的切点法来解决。我们知道气体是围绕银河系中心以一定速度旋转的，且内部快，外部慢。从我们所在的观测位置看过去，内银河切点位置云块速度应为极大值，可以由三角函数关系来确定其距离，并进而计算出所研究对象与银道面的垂直距离。

切点法确定几何距离示意图

有了精确的距离信息，我们就可以通过CO辐射的强度来估算这些分子云的质量。最后，我们把这些远离银盘的小家伙们全部收集起来进行统计。结果有点出人意料：由这些小云组成的银河系分子气体厚盘的总质量竟然有近1亿倍太阳质量，至少占内银盘分子气体总质量的10%。离银河系中心的距离越远，分子云间的速度弥散也越小，即它们的相对运动速度减弱——这可能是受银盘上的恒星活动调制的结果。

有趣的是，新确认的分子气体厚盘的标高与之前HI巡天发现的原子气体盘的标高基本相当，表明二者有紧密的联系——即分子云形成于原子云中。这些厚盘分子云的速度弥散较大，表明其湍动比较大，处于不稳定状态，可能正在瓦解，也可能正在快速形成。

银河系分子气体薄盘和厚盘示意图 | 背景图源：HI4PI

包括盘、核球和晕在内的银河系的总质量约有1万亿太阳质量，其中绝大多数是暗物质，而重子物质只占其中的7%左右。这些重子物质主要集中在银盘上，其中90%的质量是恒星，剩余10％的质量则是由气体和尘埃贡献的。虽然新揭示的分子气体厚盘的质量只占银盘总质量的0.1%左右，但却为我们更好地理解银河系的物质分布提供了一个新的视角。

文章来源：《分子科学学报》 网址: http://www.fzkxxbzz.cn/zonghexinwen/2021/0610/1076.html