银河系（Milky Way）是包含太阳系的棒旋星系（SBbc型），也是人类所在的恒星岛屿。夜晚肉眼可见的乳白色光带即为银河系盘面在天空中的投影。银河系的直径约为 100000 100000 200000 200000 1000 1000 4000 4000 1.5 × 10 12 M ⊙ 1.5 × 1 0 12 M ⊙ 10 % 10%
参数
数值
说明
哈勃分类
SBbc
棒旋星系，旋臂中等缠绕
盘面直径
100000 100000 200000 200000 取决于对银晕边界的定义
银盘厚度
∼ 2000 ∼ 2000 恒星盘，气体盘更薄
恒星数量
1 1 4 × 10 11 4 × 1 0 11 最新Gaia数据倾向于 2 × 10 11 2 × 1 0 11
总质量
∼ 1.5 × 10 12 M ⊙ ∼ 1.5 × 1 0 12 M ⊙ 含暗物质晕
可见质量
∼ 1 × 10 11 M ⊙ ∼ 1 × 1 0 11 M ⊙ 恒星+气体+尘埃
暗物质占比
∼ 90 % ∼ 90% 支配星系外围动力学
年龄
136 ± 0.2 136 ± 0.2 与宇宙年龄基本一致
自转周期（太阳位置）
∼ 2.25 ∼ 2.25 太阳已绕银心约 20 圈
太阳轨道速度
∼ 220 ∼ 220 相对于静止标准
银心方向
人马座
17 h 45 m 40 s 1 7 h 4 5 m 4 0 s − 29 ∘ 00 ′ 28 ′ ′ − 2 9 ∘ 0 0 ′ 2 8 ′′
卫星星系数量
∼ 50 ∼ 50 含大小麦哲伦云
银河系属于本星系群（Local Group），该星系群包含约 50 个星系，直径约 1000 万光年。本星系群属于室女座超星系团（Virgo Supercluster, Laniakea的一部分），拉尼亚凯亚超星系团直径约 5.2 5.2 100000 100000
层级
尺度
包含
银河系
10 5 1 0 5 10 11 1 0 11
本星系群
10 7 1 0 7 ∼ 50 ∼ 50
室女座超星系团
5 × 10 7 5 × 1 0 7 ∼ 1000 ∼ 1000
拉尼亚凯亚超星系团
5.2 × 10 8 5.2 × 1 0 8 ∼ 10 5 ∼ 1 0 5
可观测宇宙
9.3 × 10 10 9.3 × 1 0 10 ∼ 2 × 10 12 ∼ 2 × 1 0 12
银河系由多个成分组成，从内到外依次为：银心、核球/棒、银盘（含旋臂）、银晕和暗物质晕。
侧视图（edge-on）：
╔══════════════════════╗ ← 暗物质晕 (r ~ 300 kly)
║ ║
║ ╔══════════╗ ║ ← 银晕 (球状星团)
║ ║ ┌──┐ ║ ║
║ ║ │S█│ ║ ║ ← S = 太阳，█ = 银核
║══════║═══╧══╧═══║════║ ← 银盘 (厚~2000 ly)
║ ║ ║ ║
║ ╚══════════╝ ║
╚══════════════════════╝
俯视图（face-on）：
╔══════╗
╔═══╣ ╠═══╗
╔═╝ ║ ██ ║ ╚═╗ ← 旋臂结构
║ ╔══╝ ██ ╚══╗ ║
S —══╝ ║ ██████ ║ ╚══— ← S = 猎户臂中的太阳
║ ╚══╗ ╔══╝ ║
╚═╗ ╚════╝ ╔═╝
╚═══════════╝
银心位于人马座方向，坐标 17 h 45 m 40 s 1 7 h 4 5 m 4 0 s − 29 ∘ 00 ′ 28 ′ ′ − 2 9 ∘ 0 0 ′ 2 8 ′′ 26000 26000 ( 4.297 ± 0.013 ) × 10 6 M ⊙ ( 4.297 ± 0.013 ) × 1 0 6 M ⊙
Sgr A 的基本性质：
参数
数值
质量 M BH M BH
( 4.297 ± 0.013 ) × 10 6 M ⊙ ( 4.297 ± 0.013 ) × 1 0 6 M ⊙
史瓦西半径 R s = 2 G M / c 2 R s = 2 GM / c 2
∼ 1.27 × 10 10 ∼ 1.27 × 1 0 10
事件视界角直径
∼ 52 μ ∼ 52 μ
在银心引力半径内恒星数
∼ 10 7 ∼ 1 0 7
最接近Sgr A*的恒星 S2 轨道半长轴
约 970 AU
S2 轨道周期
16.05 年
银核区域的多波段特征：
银核被大量星际尘埃遮蔽，在可见光波段无法直接观测，但在射电、红外、X射线和伽马射线波段可清晰探测：
射电波段 ：Sgr A* 本身为致密射电源，周围有超新星遗迹、电离气体环近红外 ：探测到围绕Sgr A*高速运动的恒星群（S星团）X射线 ：探测到银核区域的弥散热气体和周期性耀发伽马射线 ：费米气泡（Fermi Bubbles）从银心上下延伸约 25000 25000
S2 恒星轨道的广义相对论检验：
2020年，GRAVITY合作组利用S2恒星轨道观测验证了广义相对论在银心强引力场中的预言。S2在近银心点（距Sgr A*仅120 AU）以 7650 7650
Δ ϕ GR = 6 π G M c 2 a ( 1 − e 2 ) ≈ 12.1 ′ per orbit Δ ϕ GR = c 2 a ( 1 − e 2 ) 6 π GM ≈ 12. 1 ′ per orbit
其中 a ≈ 970 AU a ≈ 970 AU e ≈ 0.885 e ≈ 0.885 99.9 % 99.9%
银河系有一个明显的核球结构，半径约 10000 10000
参数
数值
棒的长度
∼ 20000 ∼ 20000
棒与视线夹角
20 ∘ 2 0 ∘ 45 ∘ 4 5 ∘
棒的自转速度
∼ 40 ∼ 40
核球质量占比
∼ 20 % ∼ 20%
核球恒星年龄
> 100 > 100
核球的双组分模型：
核球并非单一结构，最新研究（Gaia、APOGEE调查）表明银河系核球有两部分：
经典核球（Classical Bulge） ：约占总核球质量的 20 % 20% 伪核球/棒球（Pseudobulge/Boxy Bulge） ：约 80 % 80%
银盘是银河系的扁平盘状结构，包含年轻恒星、气体和尘埃。盘的厚度约 2000 2000
Σ ( R ) = Σ 0 exp ( − R / R d ) Σ ( R ) = Σ 0 exp ( − R / R d )
其中 R d ≈ 3500 R d ≈ 3500 Σ 0 ≈ 800 M ⊙ / pc 2 Σ 0 ≈ 800 M ⊙ / pc 2
旋臂的密度波理论：
旋臂不是物质结构，而是密度波——恒星和气体在绕银心运动时经过密度波区域被压缩，触发恒星形成，从而在密度波峰处呈现明亮的旋臂结构。
密度波的角速度 Ω p Ω p Ω ( R ) Ω ( R )
共转半径（Corotation，Ω ( R ) = Ω p Ω ( R ) = Ω p 10 10 12 12
内共振（ILR，Ω − κ / 2 = Ω p Ω − κ /2 = Ω p 2 2 3 3
外共振（OLR，Ω + κ / 2 = Ω p Ω + κ /2 = Ω p 14 14 16 16
其中 κ κ κ ≈ 2 Ω κ ≈ 2 Ω
银河系主要旋臂：
旋臂名称
距银心距离
特征
恒星形成活跃度
矩尺-半人马臂（Norma-Centaurus）
∼ 3.5 ∼ 3.5 内侧主臂，富含气体
★★★
盾牌-南十字臂（Scutum-Crux）
∼ 4.5 ∼ 4.5 恒星形成区密集
★★★
人马-船底臂（Sagittarius-Carina）
∼ 6.5 ∼ 6.5 含大量电离氢区（H II）
★★★★
猎户臂（Orion Arm）
∼ 8.5 ∼ 8.5 太阳所在，较小的本地臂
★★
英仙臂（Perseus Arm）
∼ 10.5 ∼ 10.5 外侧主要主臂
★★★
太阳在银河系中的位置：
太阳位于猎户臂内侧，距银心约 8.2 ± 0.1 8.2 ± 0.1 20 20 220 220 2.25 2.25
太阳相对于银盘的垂直运动为垂直振荡，幅度约 100 100 7000 7000
银晕是球状分布的老年恒星和球状星团系统，半径延伸至 100000 100000
参数
数值
银晕半径
30 30 100 100
球状星团数量
∼ 150 ∼ 150
恒星类型
Population II（贫金属老年星）
恒星总质量
∼ 10 9 M ⊙ ∼ 1 0 9 M ⊙
恒星速度弥散度
∼ 120 ∼ 120
球状星团巡天数据：
前十亮球状星团（按视星等）：
名称
距离（kly）
视星等
恒星数量
直径（ly）
半人马座ω（ω Cen）
15.8
3.7
∼ 10 7 ∼ 1 0 7 150
杜鹃座47（47 Tuc）
14.7
4.1
∼ 10 6 ∼ 1 0 6 120
M22（人马座）
10.6
5.1
∼ 10 5 ∼ 1 0 5 100
M13（武仙座）
25.1
5.8
∼ 3 × 10 5 ∼ 3 × 1 0 5 145
M5（巨蛇座）
24.5
5.7
∼ 10 5 ∼ 1 0 5 165
M15（飞马座）
33.6
6.2
∼ 10 6 ∼ 1 0 6 175
M92（武仙座）
26.7
6.4
∼ 3 × 10 5 ∼ 3 × 1 0 5 109
M3（猎犬座）
33.9
6.2
∼ 5 × 10 5 ∼ 5 × 1 0 5 180
M2（宝瓶座）
37.5
6.5
∼ 1.5 × 10 5 ∼ 1.5 × 1 0 5 175
M80（天蝎座）
32.6
7.9
∼ 10 5 ∼ 1 0 5 95
银晕的形成：
银晕是银河系最早形成的结构，其恒星年龄超过 120 亿年。银晕中存在着从被银河系吞噬的矮星系残骸中剥离的恒星流：
人马座星流 ：从人马座矮椭球星系剥离形成的绕银河系恒星流室女座星流 ：另一个被潮汐撕裂的矮星系残骸盖亚-冥王星-恩塞拉多斯（Gaia-Enceladus） ：约 100 亿年前的一次大规模并合事件，贡献了银晕中约 50 % 50%
暗物质晕是银河系中质量最大的成分，支配着星系外围天体的运动。
参数
数值
暗物质晕半径（virial）
∼ 220 ∼ 220
暗物质晕质量
∼ 1.2 × 10 12 M ⊙ ∼ 1.2 × 1 0 12 M ⊙
可见物质质量
∼ 1 × 10 11 M ⊙ ∼ 1 × 1 0 11 M ⊙
质量比（暗:可见）
∼ 10 : 1 ∼ 10 : 1
旋转曲线——暗物质存在的关键证据：
星系旋转曲线是测量恒星/气体绕银心轨道速度 v ( R ) v ( R ) R R
v ( R ) = G M ( R ) R v ( R ) = R GM ( R )
对于半径 R R M ( R ) M ( R ) R R v ( R ) ∝ 1 / R v ( R ) ∝ 1/ R
实际观测与理论对比（以银河系为例）：
半径 R R
开普勒预测 v v
实际观测 v v
所需额外质量比
5
200
200
1:1（无额外）
10
160
215
∼ 1.8 × ∼ 1.8 ×
20
100
200
∼ 4 × ∼ 4 ×
40
55
190
∼ 12 × ∼ 12 ×
80
30
180
∼ 36 × ∼ 36 ×
120
20
175
∼ 77 × ∼ 77 ×
从表中可以看出，在 R > 10 R > 10 ∼ 180 ∼ 180 220 220
NFW暗物质密度分布：
暗物质晕的密度分布通常用Navarro-Frenk-White（NFW）模型描述：
ρ ( r ) = ρ 0 r r s ( 1 + r r s ) 2 ρ ( r ) = r s r ( 1 + r s r ) 2 ρ 0
对银河系，标度半径 r s ≈ 20 r s ≈ 20 ρ ⊙ ≈ 0.3 ρ ⊙ ≈ 0.3 0.4 GeV / cm 3 0.4 GeV / cm 3 3 × 10 − 25 3 × 1 0 − 25 10 − 22 1 0 − 22
问题 ：在 R = 40 R = 40 10 11 M ⊙ 1 0 11 M ⊙
解 ：开普勒速度 v = G M / R v = GM / R G = 6.674 × 10 − 11 m 3 kg − 1 s − 2 G = 6.674 × 1 0 − 11 m 3 kg − 1 s − 2 1 M ⊙ = 1.989 × 10 30 1 M ⊙ = 1.989 × 1 0 30 1 kpc = 3.086 × 10 19 1 kpc = 3.086 × 1 0 19
可见质量贡献的速度：
v vis = 6.674 × 10 − 11 × 10 11 × 1.989 × 10 30 40 × 3.086 × 10 19 ≈ 1.03 × 10 5 m/s ≈ 103 km/s v vis = 40 × 3.086 × 1 0 19 6.674 × 1 0 − 11 × 1 0 11 × 1.989 × 1 0 30 ≈ 1.03 × 1 0 5 m/s ≈ 103 km/s
但实际观测为 190 km/s，因此总质量必须满足：
M total = v obs 2 R G = ( 1.9 × 10 5 ) 2 × 40 × 3.086 × 10 19 6.674 × 10 − 11 ≈ 6.7 × 10 11 M ⊙ M total = G v obs 2 R = 6.674 × 1 0 − 11 ( 1.9 × 1 0 5 ) 2 × 40 × 3.086 × 1 0 19 ≈ 6.7 × 1 0 11 M ⊙
所需暗物质 M DM = M total − M vis ≈ 5.7 × 10 11 M ⊙ M DM = M total − M vis ≈ 5.7 × 1 0 11 M ⊙ 85 % 85%
银河系每年形成约 1 1 2 M ⊙ 2 M ⊙
银河系恒星形成率（SFR）的演化：
时间（十亿年前）
SFR（M ⊙ / yr M ⊙ / yr
主要驱动力
12—13（早期）
15—25
原始气体坍缩、并合
8—12
8—15
盘面形成、气体冷却
5—8
5—8
拟稳态盘面
2—5
3—5
旋臂密度波驱动
0—2（近期）
1—3
棒驱动气体流入
现在
∼ 1.5 ∼ 1.5 低气体供应
银河系分子云统计数据：
类型
典型质量
数量
典型尺度
典型密度
巨分子云（GMC）
10 5 1 0 5 10 6 M ⊙ 1 0 6 M ⊙ ∼ 3000 ∼ 3000 50—200 pc
10 2 1 0 2 10 3 cm − 3 1 0 3 cm − 3
暗云
10 2 1 0 2 10 4 M ⊙ 1 0 4 M ⊙ ∼ 10 4 ∼ 1 0 4 10—50 pc
10 3 1 0 3 10 4 cm − 3 1 0 4 cm − 3
博克球状体
1 1 100 M ⊙ 100 M ⊙ 成千上万
0.1—1 pc
10 4 1 0 4 10 5 cm − 3 1 0 5 cm − 3
恒星形成区（H II区）
—
∼ 5000 ∼ 5000 1—100 pc
10 2 1 0 2 10 4 cm − 3 1 0 4 cm − 3
名称
所在旋臂
距离（ly）
特征
猎户座大星云（M42）
猎户臂
1344
最亮的弥散星云，可见光波段
船底座星云（NGC 3372）
人马-船底臂
8500
包含海山二（η η
鹰状星云（M16）
人马-船底臂
7000
创生之柱
三叶星云（M20）
人马-船底臂
5000
发射+反射+暗星云组合
礁湖星云（M8）
人马-船底臂
4100
巨大的恒星形成区
玫瑰星云
猎户臂
3000
分子云中心空洞
银河系中心棒对星系演化有深远影响：
气体输送 ：棒的非对称引力势驱动气体沿棒方向流向银核，每年约 0.1 M ⊙ 0.1 M ⊙ 恒星形成触发 ：气体在棒端聚集，形成大型分子云和恒星形成区旋臂维持 ：棒的自转与旋臂形成密度波共振耦合化学演化 ：棒将盘面气体和恒星混合，产生径向迁移（径向混合速率 ∼ 2 ∼ 2
棒的共振轨道分析：
恒星在棒引力势中的运动由以下哈密顿量描述：
H = 1 2 v R 2 + 1 2 v z 2 + Φ axis ( R , z ) + Φ bar ( R , θ , t ) H = 2 1 v R 2 + 2 1 v z 2 + Φ axis ( R , z ) + Φ bar ( R , θ , t )
其中 Φ bar Φ bar Ω p Ω p
数值模拟结果 ：在 10 10 1 0 10 30 % 30% 50 % 50% 3 3
银河系约 50 个已知卫星星系环绕，构成一个等级式的并合系统。
主要卫星星系对比：
卫星星系
类型
距离（kly）
质量（M ⊙ M ⊙
发现年份
状态
大麦哲伦云（LMC）
不规则（Sm）
163
1.5 × 10 10 1.5 × 1 0 10 史前
正在靠近
小麦哲伦云（SMC）
不规则/矮星系
200
7 × 10 9 7 × 1 0 9 史前
潮汐扰动
人马座矮椭球星系
矮椭球（dSph）
69
2 × 10 8 2 × 1 0 8 1994
正在撕裂
大熊座I矮星系
矮椭球（dSph）
327
7 × 10 6 7 × 1 0 6 2005
潮汐扰动
天炉座矮星系
矮椭球（dSph）
460
2 × 10 7 2 × 1 0 7 1938
相对稳定
天箭座矮不规则星系
矮不规则
262
2 × 10 7 2 × 1 0 7 1977
潮汐扰动
大犬座矮星系
矮不规则
42
10 9 1 0 9 2003
正在撕裂
小熊座矮星系
矮椭球（dSph）
225
3 × 10 6 3 × 1 0 6 1954
相对稳定
大麦哲伦云（LMC）是银河系最大的卫星星系，也是许多关键天体物理研究的理想场所。
LMC的关键参数与特征：
距离：约 163000 光年（最准确的测量来自食双星和星震学）
视星等：0.9 等，肉眼可见（南半球）
直径：约 14000 光年
恒星形成率：约 0.25 M ⊙ / yr 0.25 M ⊙ / yr
富含气体：HI 气体占比约 10 % 10% 1 % 1%
著名的 30 Doradus （蜘蛛星云）：星系中已知最大的 H II 区，直径约 1000 光年
与银河系的交互历史：
LMC 正在以约 378 km/s 的速度靠近银河系
潮汐相互作用产生了麦哲伦流（Magellanic Stream）——一条环绕银河系的气体流，长度超过 200000 光年
第二次交互产生了前端臂（Leading Arm）——LMC前方被银河系潮汐剥离的气体
预计约 25 亿年后，LMC将与银河系发生并合
并合事件可能触银河系中心区域的恒星形成爆发
银河系旋转曲线可通过以下方法测量：
HI 21 cm 谱线 ：观测中性氢气体的谱线多普勒频移，计算不同半径处的轨道速度CO 分子谱线 ：利用 CO（碳氧分子）谱线示踪分子云恒星视向速度 ：利用恒星光谱测量速度脉泽源 ：利用水分子或羟基脉泽精确测定Gaia 天体测量 ：精确测量大批量恒星的视差和自行
银河系旋转曲线数据（综合）：
半径 R R
速度 v v
示踪物
0.5
100
CO 气体
1
140
HI/CO
2
190
HI/CO
4
215
HI
6
220
HI/恒星
8（太阳位置）
220
恒星/Gaia
10
210
HI/CO
15
200
HI
20
195
HI
40
190
HI/Cepheids
60
185
HI
100
175
卫星星系运动
旋转曲线在 R = 4 R = 4 100 100 ∼ 190 ∼ 190 220 220
质量分布计算（基于旋转曲线）：
利用 M ( R ) = v ( R ) 2 R / G M ( R ) = v ( R ) 2 R / G
半径 R R
累积质量 M ( < R ) M ( < R ) M ⊙ M ⊙
主要成分
1
2 × 10 9 2 × 1 0 9 核球
3
2 × 10 10 2 × 1 0 10 核球+部分盘面
8（太阳）
8 × 10 10 8 × 1 0 10 盘面+核球
20
3 × 10 11 3 × 1 0 11 盘面+暗物质晕
50
7 × 10 11 7 × 1 0 11 暗物质晕主导
100
1.1 × 10 12 1.1 × 1 0 12 暗物质晕
220
1.5 × 10 12 1.5 × 1 0 12 暗物质晕（virial）
年代
贡献者
发现
约公元前350年
亚里士多德
提出银河是地球大气发光现象
约公元前135年
希帕克斯
初步编录银河中恒星位置
公元964年
苏菲（Al-Sufi）
记载大麦哲伦云为"南方的云"
1609年
伽利略
用望远镜分辨出银河由无数恒星组成
1750年
赖特（Thomas Wright）
提出银河系是扁平的恒星盘
1755年
康德（Immanuel Kant）
提出银河系是"岛宇宙"假说
1785年
赫歇尔（William Herschel）
尝试用恒星计数法绘制银河系形状
1918年
沙普利（Harlow Shapley）
通过球状星团定位银心
1920年
柯蒂斯（Heber Curtis）
大辩论：岛宇宙vs银河系宇宙
1924年
哈勃（Edwin Hubble）
证实仙女座星系为河外星系
1944年
范德胡斯特（Hendrik van de Hulst）
预言HI 21cm谱线可用于银河系测绘
1951年
尤恩/普塞尔（Ewen & Purcell）
首次探测到银河系HI 21cm辐射
1958年
奥尔特（Jan Oort）等
绘制第一张银河系旋臂结构图
1990-2003
COBE/WMAP/Planck
红外/微波波段揭示被尘埃遮蔽的银心结构
2002-2013
VLT/Keck
精确测量Sgr A*周围恒星轨道，确认超大质量黑洞
2013至今
Gaia卫星
精确测绘超过10亿颗恒星的距离、运动和性质
2019年
EHT合作组
首次对Sgr A*（银心黑洞）事件视界成像
2022年
EHT合作组
发布Sgr A*的首张黑洞照片
2025年
Gaia DR4预期
将提供更精确的银河系恒星运动数据
恒星计数法（Herschel, 1785）：
赫歇尔假设银河系内恒星均匀分布，在每个方向上统计可见恒星数，估算该方向上的恒星延伸范围。结果得到扁平的盘状结构图——但实际由于星际尘埃的消光效应，该图严重低估了银河系的真实大小。
球状星团法（Shapley, 1918）：
沙普利利用造父变星测距法测量球状星团的距离，发现球状星团的空间分布中心不在太阳附近，而是位于人马座方向约 20000 光年处，首次确定了银心的位置，并将银河系尺度从赫歇尔估计的"一万光年"提升至约 30 万光年（后经修正为约 10 万光年）。
射电天文学方法（1950年代至今）：
21cm 中性氢谱线不受星际尘埃吸收，可穿透整个银盘进行三维测绘。通过多普勒效应测量的径向速度 v r v r
v r = v ( R ) ( R 0 R ) sin ( l ) − v 0 sin ( l ) v r = v ( R ) ( R R 0 ) sin ( l ) − v 0 sin ( l )
其中 l l R 0 R 0 v 0 v 0
Gaia 时代（2013—至今）：
Gaia 卫星以前所未有的精度测量了银河系中约 18 亿个天体的位置、视差、自行和径向速度：
位置精度：∼ 0.02 ∼ 0.02 ∼ 1 ∼ 1
视差精度：∼ 0.04 ∼ 0.04
自行精度：∼ 0.05 ∼ 0.05
径向速度：∼ 3000 ∼ 3000
Gaia 数据的革命性贡献包括：发现银晕中的星流、揭示核球棒结构细节、测量银河系旋转曲线、发现大量星团成员星等。
银河系经历了数十亿年的等级式并合过程。当前模型认为银河系通过以下主要事件形成：
-136亿年：初始气体云坍缩，形成银晕和球状星团
│
├── -100亿年：Gaia-Enceladus并合事件
│ （银晕质量翻倍，产生大量银晕恒星）
│
├── -80亿年：银盘开始形成（厚盘）
│
├── -60亿年：薄盘形成，旋臂出现
│
├── -40亿年：棒状结构形成
│
├── -10亿年：人马座矮星系开始并合
│
├── 约25亿年后：大麦哲伦云并合
│
└── 约45亿年后：与仙女座星系（M31）碰撞
Gaia-Enceladus 并合事件（约100亿年前）：
这是银河系历史上最大的一次并合事件。一个质量约为 5 × 10 10 M ⊙ 5 × 1 0 10 M ⊙
产生了约 50 % 50%
加热了原始银盘，形成厚盘结构
贡献了一批金属丰度独特（[ Fe / H ] ∼ − 1.5 [ Fe / H ] ∼ − 1.5
在银晕中留下了可识别的运动学痕迹
银河系的恒星形成率（SFR）随时间的演化：
红移 z z
时间（亿年前）
SFR（M ⊙ / yr M ⊙ / yr
主导过程
> 5 > 5 > 125 > 125 ∼ 50 ∼ 50 原始气体坍缩
3 3 5 5 115—125
∼ 20 ∼ 20 并合驱动
1 1 3 3 80—115
∼ 10 ∼ 10 盘面形成
0.5 0.5 1 1 60—80
∼ 5 ∼ 5 拟稳态
0.1 0.1 0.5 0.5 10—60
∼ 3 ∼ 3 棒驱动
< 0.1 < 0.1 < 10 < 10 ∼ 1 ∼ 1 低气体供应
化学演化： 银河系中重元素含量（金属丰度）随时间增加。太阳的金属丰度 Z ⊙ ≈ 0.014 Z ⊙ ≈ 0.014 Z ∼ 10 − 4 Z ∼ 1 0 − 4
金属丰度梯度：银河系盘面存在从内到外的金属丰度梯度：
∇ [ Fe / H ] ≈ − 0.06 dex/kpc ∇ [ Fe / H ] ≈ − 0.06 dex/kpc
即每向外 1 kpc，铁丰度下降约 − 0.06 − 0.06
模拟表明，银河系与仙女座星系（M31）将在约 45 亿年后发生碰撞，形成一个椭圆星系，天文学家称之为"Milkomeda"（Milky Way + Andromeda 的合成词）。
碰撞参数：
参数
数值
当前距离 M31
∼ 253 ∼ 253
相对靠近速度
∼ 110 ∼ 110
首次接触
约 30 亿年后
首次碰撞
约 40 亿年后
完全并合
约 60 亿年后
碰撞后形态
椭圆星系（类型 E）
N体模拟预测的关键结果：
首次接近时，两个星系的盘面会发生扰动，产生潮汐尾和恒星流
恒星碰撞概率极低（恒星间距巨大，∼ 10 − 12 ∼ 1 0 − 12
两个黑洞在并合后可能产生强烈的引力波信号
气体云碰撞将触发强烈的恒星形成爆发（SFR可达 100 M ⊙ / yr 100 M ⊙ / yr
太阳系被抛向星系外围的可能性约 50 % 50% 3 % 3%
最终形成的椭圆星系直径约 30 万光年
50亿年后 ：太阳演化成红巨星，膨胀至地球轨道附近60亿年后 ：太阳演化为白矮星Milkomeda并合时 ：太阳已是一颗暗淡的白矮星，仍以约200 km/s的速度绕新星系中心运动100亿年后 ：Milkomeda可能与室女座星系团中的其他星系并合
银河系在不同波段展现出截然不同的面貌：
波段
波长范围
主要看什么
典型特征
射电（21cm）
21 cm
中性氢（HI）分布、旋臂结构
银盘上的气体分布图
射电（CO）
2.6 mm
分子云、恒星形成区
银心区域密集
远红外
60—200 μ μ
尘埃辐射、冷恒星形成区
银盘上的尘埃带
近红外
1—5 μ μ
穿透尘埃看到恒星和核球
核球轮廓清晰
可见光
400—700 nm
年轻恒星、H II区、星团
受尘埃遮挡严重
紫外
100—300 nm
年轻大质量恒星、恒星形成区
仅在低消光区域可见
X射线
0.1—10 keV
高温气体、X射线双星、超新星遗迹
银心和弥漫辐射
伽马射线
>100 MeV
宇宙线相互作用、Fermi气泡
银心上下方的巨大气泡
Fermi气泡：
2010年，费米伽马射线空间望远镜发现从银心向银盘上下延伸的巨大伽马射线发射结构——Fermi气泡：
每个气泡长约 25000 光年
总能量约 10 54 1 0 54 10 55 1 0 55
可能起源于：
银心黑洞 Sgr A* 的喷流活动（约 200 万年前）
银心区域的爆发性恒星形成事件
暗物质湮灭（较不主流但未被排除）
在不同波段观测银核区域，获得完全不同但互补的信息：
射电（VLA） ：Sgr A* 周围有精细结构，包括向南部延伸的一维丝状结构（非热辐射）近红外（Keck/VLT） ：看到围绕 Sgr A* 高速运动的 S 星团恒星X射线（Chandra） ：探测到来自 Sgr A* 周围的周期性耀发（几小时尺度）伽马射线（Fermi） ：银心是伽马射线最为明亮的银河系区域
除银心的 Sgr A* 外，银河系还包含大量恒星质量黑洞：
性质
估计数量
最著名的例子
恒星质量黑洞
10 7 1 0 7 10 8 1 0 8 天鹅座 X-1（21 M ⊙ 21 M ⊙
中等质量黑洞候选
数十个
半人马座 ω 核心（4 × 10 4 M ⊙ 4 × 1 0 4 M ⊙
超大质量黑洞
1 个（银心）
Sgr A*（4.3 × 10 6 M ⊙ 4.3 × 1 0 6 M ⊙
天鹅座 X-1（Cygnus X-1）：
第一个被广泛确认的恒星质量黑洞
质量：约 21 M ⊙ 21 M ⊙
距离：约 7240 光年
与一颗蓝超巨星（HDE 226868）构成X射线双星
吸积盘温度高达 > 10 7 > 1 0 7
银河系中已知约 3000 颗脉冲星，估计总数达数亿颗。
最著名脉冲星
周期（ms）
距离（ly）
特征
蟹状星云脉冲星（Crab Pulsar）
33
6500
公元1054年超新星遗迹，光学可见
船帆座脉冲星（Vela Pulsar）
89
960
最亮的伽马脉冲星之一
毫秒脉冲星 PSR J0437-4715
5.75
510
已知最亮的毫秒脉冲星
双脉冲星 PSR J0737-3039
22.7
2400
精确检验GR和引力波
十大基本事实：
银河系是一个棒旋星系（SBbc型），直径约 10—20 万光年
包含 1000—4000 亿颗恒星，总质量约 1.5 × 10 12 M ⊙ 1.5 × 1 0 12 M ⊙
暗物质占总质量的约 90 % 90%
中心有超大质量黑洞 Sgr A*，质量约 430 430
太阳距银心约 26700 光年，位于猎户臂内侧
银河系有约 50 个卫星星系，最大的为大麦哲伦云
旋转曲线平坦（∼ 200 ∼ 200
银河系与仙女座星系约 45 亿年后碰撞
银河系年龄约 136 亿年，与宇宙基本同龄
人类对银河系结构的认知历经 400 年的观测积累，Gaia 卫星正在彻底革新我们的认识
与银河系相关的待解之谜：
问题
现状
关键观测
暗物质粒子本质
理论上多种候选者（WIMP、轴子、惰性中微子）
LZ/XENONnT直接探测实验
银心 Fermi 气泡起源
黑洞活动 vs 恒星形成爆发
未来 GeV—TeV 巡天
棒状结构如何形成
盘面不稳定性+共振耦合
银河系化学-动力学巡天（4MOST）
球状星团形成时间
银晕团 vs 盘团年龄不同
JWST观测极贫金属星团
麦哲伦流起源细节
潮汐说 vs 喷流说
LMC 轨道精密测量
旋臂的长期演化
密度波 vs 潮汐触发
N体模拟与观测对比
银河系是否在并合大犬座
星流证据支持
完整运动学数据
目标
最佳观测时间
观测器材
注意事项
夏季银河
6—8月
双筒望远镜/裸眼
需要暗夜（Bortle 4以下）
银心方向
7—8月
口径 > 200mm望远镜
南半球中低纬度最佳
M22球状星团
7—8月
双筒望远镜
银心附近，天空中第三亮
猎户座大星云
11—2月
任何望远镜
猎户座腰带下方
银河全景
5—9月
广角相机/裸眼
需南半球或北半球低纬度
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