银河系红外光学银河系研究进程

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。