观测

最早的银心红外观测研究始于 1968 年，这是由 Becklin 等人对银心所作的 1．65，2．2，3．4μm 的宽波段测光。在此之后有不少在各种尺度上对银心近红外研究的结果，由此可以明显看出，银心附近近红外亮度朝银道面集中，呈扁长形，轴比大致为 0．4，且越向银心近红外亮度分布越强。

银心附近的质量分布可由三种方法得到：一是由银道面内气体的转动速度，二是由星族Ⅱ天体的密度分布和速度弥漫，再就是由近红外辐射的分布。由于波长短于 1μm 时消光太大，波长太长时辐射又主要来自星际尘埃和气体，只有波长在 1—5μm 的辐射可用来确定以恒星为主体的银心附近的质量分布，这是由与 M31 相比较而得到的。由于在 M31 的中心部分消光较小，利用可见光观测就可得到其质量分布的信息，结果表明主要光度来自晚型星， 且对 M31 的中心存在质光比 M／Lv≈15。如果假设银心附近的恒星组成与 M31 类似，那末从近红外的亮度分布就可得到银心附近的质量密度为：

P（a）＝7．6×10⁵a^-1.8M⊙／pc³，（3．77） 其中 a²=r²+z²（a／c）²（3．78）

这里 r 为从银河转轴量起的距离，z 为从银道面沿银纬方向的距离，c／

a 为近红外表面亮度分布的轴比为：c／a≈0．4，由此可得银心附近任何地方平均质量分布的情况。根据近红外亮度分布测定情况，（3．77）式对银心周围 500pc 范围内都基本适用，由此推得的离银心 R 处的各范围内的质量密度及质量如表 3－28 所示，这与用其它方法得到的结果符合很好。

表 3－28 银心附近质量的分布

在银心中心≈1Pc 内质量更加集中，不再遵从上述关系，关于这一点下面还要提及。

此外，关于银心的准确位置，在红外观测未能利用前仅用间接方法测定过，精度到 1°，之后利用银河核球中晚型星的近红外分布以及单个 2．μm 和 10μm 源的位置以小于 1″的精度测定出银河中心处于 SgrA（W），其坐标为：a=17^b42^m29^s3±0^s． 15，δ=-28°59′18″±3″，（1950），而从射电

观测得到的银河中心坐标为：

a=17^h42^m29^s．291±0^s．005，δ=-28°59′17″．6±0″．01。（1950）， 可见二者符合十分好。其中所用银心距离由 RR Lyr 型星的观测得到，一般取为 10kpc。

对于银心附近 1′（≈3pc）以内的详细情况，在近红外和中红外都有高分辨率的描图，在 2.2μm 和 10μm 银心中心部分的情况，其中各红外源IRS1，IRS2 等简单用 1，2 等表示。另外超过±50 的数字，下面还要说明。首先从观测中发现，在这一区域中 2.2μm 发射的大致 1／3 来自最亮源IRS7，1／3 来自另外的分离源，剩下 1／3 来自延伸的背景。而 IRS16 就是平均近红外亮度的中心，其与 SgrA（W）完全重合。

由 1．2—12．5μm 的红外观测可以发现处于银河中心上的 IRS16 源有 2

′—3′的直径，在 1.6－3.6μm 上与恒星颜色相同，但在 4．9μm 处存在超量红外发射，其光谱与一恒星星团的类似，虽然也许太弱而未发现一般冷星中存在的 2．3μmCO 吸收，但有证据表明，这是一个密度超过 10⁶M⊙／pc³ 的致密的由足够早型或足够低光度的恒星组成的星团。对 IRS7 的观测表明存在与冷星中相同的 2.3μmCO 吸收，从其红外能谱分布和光度≈10⁵L⊙的光度，其能谱分布类似于猎户星云中的 BN 天体，可用 400K 黑体很好地拟合， 但在这里没有任何射电辐射被探测到，它可能是一个刚经过原恒星阶段的极年青的星。另外对 IRS11，12 而言也存在 2．3μm 的 CO 吸收，这些源可能是超巨星。而 IRS9，14，15，17 和 19 则有与之大体相同的颜色，它们可能是恒星或星团。剩下的 IRS1，2，5，6，10 一个是λ＜5μm 的近红外源，一个是λ＞5μm 中红外源，高分辨率描图表明，源的尺寸依波长而增。以上特点说明这些源是由厚的拱星气尘物质所包围的致密红外源。从以上近中红外探测到的源看来，银心附近确实存在恒星或星团的集中，其中大部分为晚型星， 也有处于演化早期的恒星。

银心远红外辐射表明了其中星际尘埃的特征，由于这是由这区域中的恒星和星团发出的紫外和辐射，因此在某种程序上也给出这区域中恒星和星团的信息。