银心

银心（Galactic Center），银河系环绕的中心区域。银心是指银河系中央1000pc以内的区域，距离地球约2.7万光年，位于人马座、天蝎座与蛇夫座3个星座的交界区域，银心在天球赤道座标系统的座标是赤经17h45m40s，赤纬-29° 00' 28"。

1515年，哥白尼为阐述自己关于天体运动学说的基本思想撰写了篇题为《浅说》的论文，他认为所有天体都绕太阳运转，宇宙的中心在太阳附近。1755年，康德在《宇宙自然史与天体理论》（后改名为《宇宙发展史概论》）中指出，银河系中心有一颗大恒星，而天狼星可能就是这颗恒星。

伊曼努尔·康德

18世纪80年代，赫歇耳通过多次反复的观测发现天上的恒星是和银河一起共同构成了一十扁而平的巨大盘状系统，从而证实了比太阳更高一级的天体系统——银河系的存在。

银河系模型

1918年,哈罗·沙普利通过对球状星团距离和方位的测定，发现银河系中心在人马座方向离太阳数万光年处。

哈罗·沙普利

1922年,卡普坦发表了他的银河系模型：银河系主体具有盘状结构，直径5.5万光年，厚1.1万光年，包含了474亿颗恒星；太阳位于靠近盘中心的位置上，离中心约为2000--2300光年，世人称为“卡普坦宇宙”。1933年美国贝尔实验室的卡尔·央斯基（Karl Guthe Jansky）意外发现了来自银河中心稳定的电磁辐射。央斯基在研究和寻找干扰无线电波通信的噪声源时，发现除去两种雷电造成的噪声外，还存在着第三种噪声，那是一种很低又很稳定的“哨声”。央斯基对这一噪声（观测频率21MHz）进行了一年多的精确测量和周密分析，终于确认这种“哨声”来自地球大气之外，是银河系中心人马座方向发射的一种无线电波辐射。

卡尔·央斯基

1940年，雷伯在美国用自制的直径9.45米、频率162兆赫的抛物面型射电望远镜证实了央斯基的发现，并测到了太阳以及其他一些天体发出的无线电波。

太阳到银河系中心的距离 (太阳银心距)

是有关银河系结构的基本参数之一，它的测定结果对天体物理研究具有多方面的重要影响，太阳银心距的准确测定，对银河系内的一些天体 (如位于银河系中心的巨分子云)来说，它们的质量和光度的估值必然也与

的取值有关。

太阳到银心的距离测定有多种方法，主要分为：绝对测定、相对测定、间接推断。

距离的绝对测定，是指无需任何定标而直接测得天体距离，如由三角视差法得到几何距离，由统计视差法得到运动学(速度)距离等。而距离相对测定的本质是确定不同天体的距离之比值，并由距离已知的近天体推算远天体的距离，其中近天体的距离起某种定标的作用，统计视差法测定银心距需同时满足 3个条件 ：目标天体应足够明亮而能观测到 ，视向速度测定能取得合理的精度 ，能以足够高的精度测出天体的微小自行。利用水脉泽源和单颗恒星的运动学来测定银心距都属于绝对测定。

天体距离的相对测定 ，必须先对与距离有关的某种关系式或未知参数进行定标 ，然后才能推算出天体的距离，其中应用最为广泛的是光度距离。"光度"，是指天体的实际发光本领，它与亮度是两个不同的概念 ，后者是观测者所看到的天体之明暗程度 。光度是天体的内禀性质 ，与天体的距离无关 ，亮度是观测效果 ，与距离平方成反比。天文学中常用绝对星等M 和视星等m分别表征天体的光度和亮度，它们与距离r有以下关系 ：m—M =51gr一5，其中 m—M 称为距离模数，利用此方程可以求出银心距。与绝对测定方法相比，可用于

相对测定的有更多种不同的示踪天体，如球状星团、天琴 RR型变星、 Mira变星以及一些巨星和红团簇星等，因而

的相对测定结果远多于绝对测定。

间接推算距离的方法 (有人称为

的第三类测量)，适用这类方法的示踪天体并不要求位于银心方向附近，但除了能确定它们的距离外，还需要取得这些天体的运动速度 (视向速度，自行)等其他观测量。如给定合理的银河系运动学模型，那么只要测得恒星等天体到太阳的距离 (日心距)和视向速度以及自行，就可以估计太阳银心距

，银河系的质量模型亦被用来确定太阳银心距

只要建立某种合理的质量分布模型，就可以得到银河系的理论自转曲线。另一方面，通过实测又可以取得银河系的观测自转曲线 。只要把银河 系的观测自转曲线与理论自转曲线相拟合，即可解算出有关的拟合参数，其中就包括

。

的另一种间接推算方法要用到天体的光度函数，即天体按绝对星等的频数分布函数。

1964年 ，国际天文学联合会 (IAU)曾推荐太阳银心距的取值为

：10 kpc，1985年，IAU再次推荐的数值为

= 8.5±1.1 kpc。1993年，美国天文学家Reid依据之前多种方法的测定结果 ，经细致分析后得出太阳银心距的最优测定值可取为

=8.0±0.5 kpc，这一数值实际上已被天文界广泛采用。比较 1964年和 1985年 IAU推荐的

值 10 kpc和 8.5 kpc，Reid于1993年给出的 8.0 kpc，以及笔者得到的 7.82 kpc,

测定值总体上表现为有减小的趋势。随着新观测资料的取得 ，人们仍将会通过不同途径对太阳银心距作新的测定。不过，可以预期未来

的测定值不大会出现太多的改变。

1992年-2011年测量的银心距

银心区，包括中央分子带CMZ，分子气体尘埃环CND，复杂复合体SgrA。银心区主要包含6种基本成分：中央暗天体、年轻星团、分子气体尘埃环一 CND、电离气体流柱、弥漫热气体以及超新星遗迹 。银心集聚了大量的星际物质，总体呈盘状分布， 4 kpc分子环 ( kpc molecular ring)以内到银心距几百 pc之间的气体盘是个分子原子混合层，其平均分子面密度很低， CO分子的发射率也很低。但是，当银心距接近 200 pc时，分子气体的密度大大增高，气体质量达到

。从该银心距以内的盘状分子介质称为中央分子带 CMZ(Central Molecular Zone)，它已为许多

、

、

、

、

等分子谱线的射电观测所证实。CND是1982年Becklin等人远红外观测银心时发现的，它是由密而暖的分子气体、原子气体和尘埃组成的薄环状结构，内边缘半径约1.5 Pc，质量约

，密度

，气伴的速度弥散度 ≈30

。CND并不是一个完全连续的而是呈簇聚状的气体环，CND可能并不处于平衡状态，它由 23个绕银核转动的流柱 (streamer)构成 ，它的东南方向有一个空隙，原因不明，可能是视线方向上的星际气体的阻挡，也可能本身缺乏物质。在银心附近更小尺度上 (-50 pc~50 pc)，呈现出一个形态复杂的复合体 SgrA，从射电弧上可见银心 4-200 pc内的各种主要成分，射电弧，超新星遗迹，分子云复合体。非热璧状件等在银心附近更小尺度上，呈现出一个形态复杂的复合体 SgrA，从射电续发射图上可以看到它的两个明亮的特征： SgrA East和 SgrA West．现在公认，银河系动力学中心位于SgrA ，这是个致密非热射电源，尺度不会大于1 AU。

狐獴阵列在无线电波段所拍摄的银河中心

CMZ大致可分为两种成分： CMZ外边界处的高速环状结构，半径约 180 pc，大致呈连续环状结构，有人称它为 180 pc分子环，是CMZ的外部边界，和该边界内部的低速分子云(

100

)，分子云的最显著的大尺度特征，是它们集中在银心区域以及位于银心径的分子环区，如与 SgrA及 SgrA East成协的分子云、SgrB2等。在 CO射电图中，CMZ内的气体大致呈轴对称分布和作圆周运动，但不完全对称于银河系中心。CMZ内部除低速成分外还有大量的超新星遗迹 (SNR)、射电弧 (Axc)、线状体(Threads)、非热丝状体 (f~aments，NTF)、大质量恒星形成的HII区和分子云复合体等。如SgrB2，SgrC、SgrD。还有个与银心SgrA复合体成拂的云，称为50

云，它毗邻银河系中心．后者一半是河外射电源，另一半可能是 HII区。除了气体成分外，银心区更多的物质表现为恒星的成分。银心区的近红外辐射主要来自恒星。在离银心几角秒到几度的范围内，近红外面亮度相对银道面和银心略呈不对称分布，与银心距大致呈反比，在常数质光比的假设下 (M／L≈1.2~1.8)，恒星的体密度按银心距下降，可以看作是一个 “等温”星团。在银心距 100 pc处，恒星的速度弥散度为(75

10)

。并随R的减小而增加。大部分恒星是冷而明亮的K、M 晚型巨星，这个星团长轴沿银道面延伸，所以更像个旋转椭球体．在银心距约 800 pc尺度上的恒星分布 (有人称之为银河系的中心核球，central bulge)更类似于恒星棒 。银河系核球呈棒状，这早在银心附近HI云的非圆周运动中就已发现 ，现为各种观测技术(测光方法、气体动力学方法、恒星动力学方法、亮星计数法、银核球的微透镜事件等)所证实。棒的轴比为 3：1：1，总质量约 (1~3)×10

，长轴指向正银经，在研究银心区气体动力学时必须考虑恒星棒的存在。 CMZ的形态、分布、非圆周运动和强激波的存在，都可以用银心区气体在棒引力势的作用下内落来加以解释 。

CND是 1982年 Becklin等人远红外观测银心时发现的，它是由密而暖的分子气体、原子气体和尘埃组成的薄环状结构，内边缘半径约 1.5 Pc，相对视线的倾斜角为 20°一30°。质量约104M

，密度

~

，气伴的速度弥散度 ≈30

。2pc处厚度为0.5 pc，7 pc处厚度为2 pc。CND并不是一个完全连续的而是呈簇聚状的气体环，环物质是呈块状分布。体积充满因子低表明从中心来的紫外辐射能穿过该区域而到达更遁的地方。簇被温度 7000~ 8000 K、密度 100

的电离气体所包围。中性气体中热的分子和原子云可能的加热机制来源于扰动引起的云际激波和因光电效应而释放出的紫外辐射。CND可能并不处于平衡状态，它由 2~3个绕银核转动的流柱 (streamer)构成 ，它的东南方向有一个空隙，原因不明，可能是视线方向上的星际气体的阻挡，也可能本身缺乏物质。 CND绕银心 SgrA*转动，转动速度约 100

，转动时标为

yr，对应于围绕质量为几百万倍M

的中心天体的开普勒运动。通常认为 CND是个吸积盘，维持银心中央 2 pc内的电离气体流。CND内的磁场强度约0.5~2 mG，磁能密度

。，与湍流能密度

差不多，说明磁场和湍流在CND的动力学和角动量转移中都起了重要的作用。 CND磁场在天空中的投影方向近似南北向，沿CND的主轴方向。银核中各种高能辐射的光子加热、湍流激波加热、微腔高速风产生的激波加热等都是CND加热的可能机制。一般认为，几百pc范围内的巨分子云中的气体向内旋落，最终形成和补充了CND。

银心 100 pc内时培柯t射电弧，巨分子云 ，星团、CND以及位于银心处的SgrA East／SgrA West和SgrA*

在银心附近更小尺度上 (-50 pc~50 pc)，呈现出一个形态复杂的复合体 SgrA，从射电弧上可见银心 4-200 pc内的各种主要成分，射电弧，超新星遗迹，分子云复音体．非热璧状件等在银心附近更小尺度上 (~50 pc×50 pc)，呈现出一个形态复杂的复合体 SgrA，从射电续发射图上可以看到它的两个明亮的特征： SgrA East和 SgrA West．通常认为 SgrAEast是一个非热的壳层源，可能产生于一次超新星爆发，或者是一个光度非常低的射电源的一部分 。SgrAWest像一个小的旋臂，VLA 的观测也表明了这一点 。在小旋臂中心附近有一个非热强射电源 。高空间分辨率的观测发现 ，小旋臂非常薄，大致呈长纤维状或弧形(宽度<0.1pc)，并呈现分节形状。SgrA 之内有一个由尘埃构成的环状物，尺度约为 1.7 pc，在该区域内，是少量的电离气体，几乎不存在其他尘埃和气体 因此， 1.7pc内的区域可以认为是一个中央空腔。现在公认，银河系动力学中心位于sgrA ，这是个致密非热射电源，尺度不会大于1 AU。SgrA*是位于复合体SgrA中心的一个致密的非热射电源，被公认为银河系动力学中心（现已被证实是黑洞）。

SgrA*在银心的位置

复杂复合体SgrA

银心方向在光学波段上的星际消光非常严重 (AV

30mag) ，而在近红外区只有 2~3mag，在远红外和射电波段则几乎减小到零。对高能辐射(X射线、

射线)而言，由于其穿透力甚强，也是观测银心区的良好窗口，因此对银心区的直接观测只能在X射线、

射 线、红外以及射电波段进行。空间科学的迅速发展，使得天文学进入了全波段研究时代。随着VLA，VLBI，VLBA技术 以及 IRAS卫星、x射线卫星的应用，近年来关于银心区的研究取得了很大的进展。

银河各部分的亮度是不一样的，最亮的是银心（天蝎座、人马座天区）。“银心是银河最灿烂、绚丽的部分，但在北半球只有夏、秋两季才是观测它的好时机。进入6月，天黑后不久，银心就会从东南方向升起；6月往后，银心的位置逐日升高，观测条件越来越好。

重庆市天文摄影爱好者周扬宋丹2021年6月9日在内蒙古巴彦淖尔拍摄的“少女与银河”

银心区的射电连续谱观测提供了大量有关银心区结构的信息。1992年，Mehringer等人利用 VLA首次对 SgrB区的 SgrBl和 G0.6—0.0进行高分辨率的观测和研究。他们认为 SgrBl有一个长约6pc的电离气体棒结构，这样一种形状和尺度的东西目前在恒星形成区域还没有发现过。发射线是从扩展的壳状结构中发出的。对 SgrB1的复合线观测表明，SgrB1在运动学上分成两个不同的部分，而 G0.6—0.0正处于这两个部分之间，并至少舍有 4个复合源。银心区还存在着大量的气体和分子云，射电连续谱观测取得了大量的结果。观测发现，在SgrA周围几百个pc内的分子云与远达几千pc的分子云 相 比，其物理状况表现为高温( T～50—100K)、高密度(

～

)以及具有宽的谱线。气体温度较高而尘埃温度( T～20一30K) 较低这一观测事实说明，气体的加热不是由于气体尘埃的碰撞，而是另外某种形式直接相互作用的结果，如宇宙线的作用或分子云湍动耗散等。目前对银心区分子云观测结果的一般认识是 ，这些分子云因银河系潮汐力的作用而处于瓦解过程中，并正以每年几十个太阳质量的速率向内跌落。

上海天文台天马望远镜

FAST射电望远镜

德国埃费尔斯贝格射电望远镜

钱德拉Ｘ射线望远镜（Chandra X-ray Observatory）是拥有高空间分辨率的Ｘ射线空间望远镜，由美国宇航局研制并于1999年成功发射，运行至今已经圆满完成了原定任务。银心Ｘ射线点源的星族组成一直以来都是银心研究的热点。我们利用迄今为止最深的钱德拉望远镜对银心的观测，可以探测到银心较暗弱的点源，对银心Ｘ射线点源列表进行更新。科学家研究了该区域的Ｘ射线点源，科学家们在银心最中心区域探测到超过3600个Ｘ射线点源。

钱德拉Ｘ射线望远镜

专用于探测高能宇宙

射线的最灵敏的设备是由四台直径13米的碟形天线组成的高能体视系统(High Energy Stereoscopic System， 简 称HESS) 。该阵列安置在非洲纳米比亚境内一处大气宁静度好、光污染也少的场所。据2005年3月下旬的physics web报道，一天文观测小组用 HESS探测到了位于我们银河系中心的8个高能

射线源，其中至少有两个在射电、光学或 X射线波段都未显示有对应的射线源。小组认为，这种

射线源可能是一类未知的“暗”宇宙加速器。其次，在这些天体中被加速的主要粒子是核子而不是一般射线源中的电子。

高能立体望远镜系统HESS

1951年，澳大利亚天文学家Jack Piddington和 Harry Minnett 利用一架工作在 1210 MHz 频段上的18英尺射电望远镜探测到了来自人马座方向的一个强射电源 。3年后，该源又400MHz频段上被探测到 ，并被命名为人马座(Sagittarius)A，简写为Sgr A。1971年，两位理论天体物理学家林登-贝尔(Lynden—Bell D)和瑞斯(Rees M)首次提出在银河系中心应该有一个作为能源供给的黑洞 ̈ ，并建议通过射电干涉测量来找寻它。1974 年，布鲁斯·巴里克（Bruce Balick）和罗伯特·布朗（Robert Brown）利用美国国家射电天文台绿岸望远镜，发现了银河系中心有一个非常亮而致密的射线源，布朗称之为人马座 A*（Sgr A*）。此后，主流的解释是，银河系中心存在一个黑洞，它提供了射电辐射的能量来源。20世纪90年代以来，地面的大型天文观测设备和空间 X射线望远镜先后探测到了来 自Sgr A* 的红外和X射线辐射。2002年，马克斯·普朗克外空物理学研究所的莱因哈德·根泽尔（Reinhard Genzel）小组，公布了一颗恒星S2围绕人马座A*运动的结果，这颗恒星他们监测了10年。这个结果表明：银河系中心的天体质量大于400万倍太阳质量。2009 年，另一个小组公布了更多的恒星绕行的观测结果。这些结果表明位于银河系中心的天体很大可能是黑洞，因为没有其它已知的天体能在这么小的区域聚集这么大的质量。该研究以及其它关于人马座A*的研究，成为“银河系中心存在超大质量黑洞的最有力证明”。莱因哈德·根泽尔和安德莉娅·盖兹（Andrea M. Ghez）因此获得2020 年诺贝尔物理学奖。2022年5月12日，银河系中心黑洞的首张照片发布。来自“事件视界望远镜”（EHT）合作组织的270位科学家参与了此项研究。上海天文台天马望远镜是东亚VLBI观测网的重要台站。显著提高了东亚VLBI网的观测灵敏度，在微弱信号探测方面发挥作用。上海天文台牵头组织协调国内学者参与此次银河系中心黑洞EHT项目合作。

参与银心黑洞观测望远镜

银河系中心黑洞的首张照片

美国宇航局费米伽马射线太空望远镜于 2010 年发现了两个巨大的气泡：一个在银河系平面上方延伸，另一个在下方延伸，形成类似于巨大沙漏的形状，跨度约为 50 000 光年。可能是银河系中心超大黑洞喷发的遗迹，银河系的中心黑洞（被称为人马座 A*）就位于此处。这两个巨大的气泡后被命名为费米气泡。费米气泡是两个内部充斥着高温气体、宇宙射线、磁场的巨大椭球状结构。这两个气泡大致位于银心对称两侧，每个气泡的高度约为50度，宽度约为40度。费米气泡是个重要的发现，它暗示银心在过去是活动的。通过研究费米气泡的形成，可以对银心过去百万年以及千万年时标上的活动性作出约束，并且费米气泡的伽马射线产生机制，对于探究银河系高能粒子的加速机制和加速效率，甚至对于研究暗物质，都是重要的观测约束。关于费米气泡的起源，该结构的形状和排放表明它是由于大量且相对快速的能量释放而形成的，而其来源仍然是个谜。一种可能性包括来自银河系中心超大质量黑洞的粒子喷流。在许多其他星系中，天文学家看到由落向中心黑洞的物质驱动的快速粒子喷流。虽然今天没有证据表明银河系黑洞有这样的喷流，但过去可能有。这些气泡也可能是由于恒星形成爆发时气体流出而形成的，也许是几百万年前在银河系中心产生了许多巨大星团的恒星形成过程。

费米气泡

2002年 10月 3日Porquet等人在 X射线波段观测到 了大幅度耀变，此后众多科学家利用现代观测技术进行多波段同时观测，亚毫米、(近)红外 、X射线波段都观测到了耀变，X射线波段和亚毫米波段的时间延迟约 100 min。耀变期间，亚毫米波段的偏振度由 9％增大到 17％，与同步辐射从光厚到光薄的转变一致。于是研究者引入一些模型来解释SgrA 的耀变产生机制 ，如绝热膨胀的等离子体模型和热斑模型等。绝热膨胀的等离子体模型模型也很好地解释了(近)红外和亚毫米波段观测到的约 1.5 h的时间延迟。热斑模型认为 ，Sgr A 是一个高速旋转 的黑洞 ，被吸积盘环绕，吸积盘内区接近黑洞的最后稳定轨道 。盘上磁场是环向的 ．吸积盘外区磁场是径 向的，因此很容易发生磁重联 。一部分电子被加热到很高的温度 ，产生同步辐射。辐射区也就是“热斑”绕着黑洞旋转 ，产生了准周期震荡 。

银心几乎是个天体的 “博物馆”，它内涵了银河系内各种类型的天体：从星际介质、分子云、恒星到星团，从晚型星到早型星，从刚形成的年轻星、老年星到超新星遗迹，从各种红外源、射电源到 X射线源，从暗物质到黑洞等等，几乎无所不包，是研究这些天体形成和演化的最好场所，而且银心暗天体是不久的将来能够用现代技术观测和分辨的星系核。这对于活动星系核、宇宙暗物质、黑洞等的研究都具有重要的价值。为了探究银河中心，天文学家特地建构了一幅整合X射线和电波影像数据的细致新全景图，来探索紧邻银河盘面上方及下方的区域。其中，来自轨道钱德拉天文台的X射线影像，分别以橙（热）、绿（更热）、及紫（最热）来呈现，上头则叠合了来自狐獴阵列的细致电波影像数据（灰）。影像显示交互作用无所不在而且相当复杂。在宽只有1,000光年的空间内，诸如扩张超新星遗迹、新形成恒星发出的炽热恒星风、异常强且互撞的磁场、和超大质量的银河中心黑洞 ，这些银河天体彼此不停争战。其中纤薄的亮纹，看以来自互撞区扭曲、刚连结的磁场，而所产生的内星系空间天气，则酷似太阳所造成的太空天气。持续的观测和探索，可以深入了解银河系及所有星系的历史和演化。

银河中心的恒星、云气及磁场