我們的天河
銀河迢迢
我國古代把銀河也叫天河、銀漢。大詩人白居易在《七夕》詩中有：“煙宵微月澹長空，銀漢秋期萬古同，幾許歡情與離恨，年年並在此宵中”。我國現代著名的大詩人郭沫若在他的詩中也曾寫道：“你看那淺淺的天河，定然不甚寬廣。我想那隔河的牛女，定能夠騎著牛兒來往。我想他們此刻，定然在天街閑遊。不信，請看那朵流星，是他們提著燈籠在走”。
夏夜星空中從東北向南橫跨天空的銀河，宛如奔騰的急流，一瀉千裏。迢迢的銀河引起多少美麗的遐想和動人的故事。其實，一年四季都可以看到銀河，隻不過夏秋之交看到了銀河最明亮壯觀的部分。銀河經過的主要星座有：天鵝座、天鷹座、狐狸座、天箭座、蛇夫座、盾牌座、人馬座、天蠍座、天壇府、矩尺座、豺狼座、南三角座、圓規座、蒼蠅座、南十宇座、船帆座、船尾座、麒麟座、獵戶座、金牛座、雙子座、禦夫座、英仙座、仙後座和蠍虎座。銀河在天空明暗不一，寬窄不等。最窄隻4°～5°，最寬約30°。銀河為什麼是白茫茫的呢？伽利略發明天文望遠鏡以後，帶著這個不解之謎，把望遠鏡指向銀河，原來銀河是由密集的恒星組成的。為什麼隻有這一“帶形”天區的恒星最密集呢？原來是由1000多億顆恒星組成一個透鏡形的龐大的恒星體係，我們太陽係就在這個體係之中。我們從太陽係向周圍看到盤狀的邊緣部分呈帶形天區。這個天區的恒星投影最密集，這就是我們看到的銀河。這個龐大的恒星體係也由銀河得名，叫銀河係。
如果說地球的家是太陽係，那麼銀河係就是太陽之家居住的巨大恒星城。人類對這座“城市”的認識，首先還是從認識恒星開始，逐漸把恒星和銀河連在一起進入宏觀構想。1750年，英國天文學家賴特發表了《宇宙的新理論》一書。他根據銀河狀況，推測恒星係統的空間分布不是在所有方向都對稱的，很可能是扁平的，銀河可能是這個扁平的恒星體係在長軸方向的星群密集外觀。這是最早認識銀河和銀河係的人。1755年，德國哲學家康德在《宇宙發展史概論》一書中提出恒星和銀河之間可能組成一個巨大的天體係統。1761年，德國數學家朗伯特在《宇宙論書簡》一書中也有類似的推想，然而，最早通過自己的天文觀測研究恒星體係，要算著名英國天文學家威廉·赫歇耳。他總結了上述幾位天文學家的推想並於1785年，根據自己對恒星的觀測統計，繪出一幅扁平狀的銀河係形體，並認為太陽係位於銀河係中心區。這是第一個證實了比太陽係更高一層次的巨型天體係統的存在，具有劃時代的意義。
太陽係真的位居銀河係中心區嗎？1918年，美國著名天文學家沙普利用4年時間的觀測和研究，提出太陽係不在銀河係中心，而是在銀河係的邊緣。銀河係的中心應在人馬座方向。1926年，瑞典天文學家林得布拉德在詳細研究了恒星視運動的基礎上，分析出銀河係也在自轉，把對銀河係的認識大大向前推進了一步。1927年，荷蘭天文學家奧爾特證明我們所在的巨大恒星係統——銀河係確實在繞中心自轉，同時說明銀河係的整體不是固體，越靠近中心，自轉越快，銀河係邊緣自轉緩慢。一代一代的天文學家們的成果，認識銀河係的真麵貌，奠定了有關銀河係的知識基礎，揭示出我們居住在蔚然壯觀的恒星城。
銀河在我國古代詩文中有許多富於詩意的別名：
銀河（銀河沙漲三千界——白居易）；天河（雨收殘水入天河——王建）；星河（三峽星河影動搖——杜甫）；明河（明河川上沒——戴叔倫）；長河（長河漸落曉星沉——李商隱）；秋河（秋河曙耿耿——謝朓）；絳河（雲銷出絳河——王維）；銀漢（夢長銀漢落——李白）；銀潢（銀潢左界上通靈——蘇軾）；河漢（微雲澹河漢——孟浩然）；雲漢（浮雲漢之湯湯——張衡）；天漢（天漢回西流——魏文帝）；天津（朝發韌於天津兮——屈原）。此外，在古詩中，銀河還有天潢、天杭、星漢、絳霄、丹霄、天江、傾河、天橫等別名。
夏天無月的夜晚，你昂首仰視，可以看到布滿星星的天空有一條白蒙蒙的光帶，從南向北，橫貫蒼穹，好像一條奔騰的江河，人們稱之為銀河。“天河”“星河”“銀浦”“銀漢”等等都是我國古人給它的別稱，西方英語裏的銀河則是“牛奶色道路”的意思。
別忘了，夜晚我們看到的隻是半個天空，還有半個天空在地球的另外半麵，所以我們看到的往往隻是半圓銀河，另外半圈銀河在地平線以下。兩個半圈合起來，才構成環繞地球的一個“銀環”。
地球還在不停的運動中，既有自轉，又有公轉，所以在不同的季節，我們看到的銀河的模樣和走向也大不相同。
銀河真的是波浪翻卷的河流，或是仙後灑下的乳汁，或是水汽凝成的白霧嗎？
最先揭開這個秘密的是伽利略。1609年，當他第一個把一架小望遠鏡指向銀河的時候，就一切都明白了，原來根本不是什麼河流、乳汁或霧氣，而是密密麻麻、不計其數的恒星，這些恒星像爽身粉中的粉粒一樣多，它們交相輝映，人眼看起來像是一條白茫茫的光帶。
雖然伽利略對自己的這一發現倍感驚奇，但他首要的曆史使命是構築宏偉的經典力學大廈，再加上宗教方麵的原因，所以他把進一步研究銀河的任務留給了後來者。
沒有水的天河
一年四季，無論你是在我們國家的什麼地方，也無論你是在地球上的什麼地方，晚間，都可以看到天空中那條像輕紗般的、白茫茫的“天河”。如果是在夏季，又恰逢月亮不出現在天空中的那些日子裏，也沒有其他燈光等幹擾，天河就顯得特別明亮，特別吸引人們的注意，它簡直像是一條沒有盡頭的長河，在眾星間奔流不息。
其實，銀河不是河，銀河裏既沒有水，也沒有奶。隻要有一架哪怕不大的望遠鏡，就可以看出銀河是由密密麻麻的星星組成的，因為它們太多也太密，遠遠看去它們就連成一片白茫茫的亮光了。
為什麼天上別的天區中星星都是比較稀疏的，唯獨銀河這條帶狀的天空部分內，集中了那麼多的星星呢？
其實，從星星在空間的情況來看，天河裏的星星和天河外的星星，分布的稀密程度大體上是差不多的。隻是，它們都集中在一個很大的範圍裏，自成係統。這個主要由星星組成的很大的天體係統，有著一個你大概想象不到的形狀，它像個中間隆起、邊緣較薄的大“燒餅”。這個星星“燒餅”可真大，從這一頭的邊緣到那一頭的邊緣，一秒鍾能“走”30萬公裏的光線得走8萬年以上，我們就說它的直徑是8萬多光年。“燒餅”中間隆起的部分叫做“核球”，直徑也有好幾千光年。
這個龐大的天體係統包含有一二千億顆恒星，我們的太陽隻是其中普通的一員。太陽並不在這個天體係統的中間部分，而是比較靠近邊緣，距離附近邊緣約2萬來光年，也就是說，距離“燒餅”中心也有二三萬光年，距離最遠處的邊緣則超過五六萬光年。太陽離“燒餅”上下兩麵的距離差不太多，都是幾千光年。地球繞著太陽轉，所以我們也是在這個“燒餅”裏麵，從“燒餅”大小的角度來看我們地球，地球就在貼近太陽非常非常近的地方。
這樣一來，我們向四麵八方看出去，看到各部分天空星星稀密的程度就不完全一樣了。當我們向“燒餅”四周邊緣部分看過去時，就會覺得星星從四周圍著我們，這情景跟我們在田野裏看四周遠近不等的綠樹叢的情況是一樣的，我們會覺得綠樹似乎連成了一條綠色帶子圍在我們四周。如果向“燒餅”中心和最遠邊緣方向看過去，那裏的星星顯得特別密集，這就是夏天晚上我們看到的天河部分，它明亮而顯眼。在太陽附近邊緣的方向上，星星的密集程度比不上遠處，但還是相當密集的，這就是我們冬夜看到的天河部分，這部分天河比起夏夜天河來，要稍暗些。隻是朝“燒餅”上下兩麵的方向看出去時，看到的星星才是稀稀落落的。
天河又叫銀河，所以我們這個星星“燒餅”就叫“銀河係”
四條旋臂
1982年，美國天文學家賈納斯和艾德勒完成了銀河係434個銀河星團的圖表，發表了每個星團的距離和年齡。他們繪製了太陽附近年齡不超過2000萬年的銀河星團的分布圖，從該圖上根本看不出有什麼旋渦結構，而隻有一小段、一小段與局部恒星形成有關的零散的旋臂，“旋渦”幻影來源於銀河係複雜的旋轉特性：在銀盤中各處獨自形成恒星的發源地，總有機會沿銀河係的旋轉方向形成“串珠”，與此同時，也就出現了小段旋臂。雖然經過幾千萬年，銀河星團中大質量的星幾乎都死亡了，星團也不如原先那樣明亮了，旋臂圖象也就淡漠了，但新形成的年輕星團又繼續顯現出“幻影旋渦圖案。”
我們銀河係究竟有沒有旋渦結構？是大尺度的雙臂結構或四臂結構，還是零散的，斷續狀的局部旋渦結構？不同天體成分形成的旋渦圖案為什麼不一致？這些未解之謎仍有待於天文工作者進一步地探索。
本世紀30年代，光學天文工作者開始解開銀河係結構之謎，測知銀心在人馬座方向。經過20多年的努力，終於確認和描繪出太陽附近的三條旋臂：靠近銀心方向的是人馬座旋臂，太陽位於獵戶座旋臂的內側，再往外是英仙座旋臂。旋臂間距約為2千秒差距（太陽距銀心約8千秒差距）。旋臂內集中了較多年輕的大光度O型和B型星，以及電離氫（HⅡ）區等。在太陽係以南不遠處，有一條亮星集中的帶狀區域，帶長700秒差距，寬70秒差距，從獵戶臂的下端伸出，指向銀心，這就是有名的穀德帶，帶中約有20萬顆星。重要的一點是，看來太陽不是旋臀的成員。
1982年，天文學家又發現了銀河係的第四條旋臂，該臂跨越狐狸座和天鵝座，距銀心14千秒差距，即在太陽外側約6千秒差距的地方，此臂由大小為60～80秒差距的許多分子雲組成，形成串珠狀。
旋渦結構
由於星際氣體和塵埃的消光作用，光學望遠鏡難以看到更遠的恒星，值得慶幸的是，1950年，發現了星際氫原子（中性氫，常用HI表示）21厘米波長發射譜線，它幫了我們的大忙。遙遠的21厘米（即頻率為1420兆赫）射電輻射，能夠穿透“雲山霧障”到達地球。但由於銀河係的自轉，按照多普勒效應，21厘米波長的氫譜線不僅變寬，而且還發生頻率移動。譜線的頻率移動值越大，就表示發出該譜線的射電源的相對視向速度越大，也就是說，該射電源離我們越遠。
其次，如果射電源裏麵HI的含量越多，它們發射出的輻射強度也就越大。這樣，從射電觀測資料便可推算出，在所測方向上的星際中性氫的含量，以及它們到觀測者的距離。
CO分子形成第四條旋臂
遺憾的是，在比較濃密的星際雲中，氫不再是以原子的狀態存在，因而這些雲不能利用21厘米氫譜線探測到。好在一些分子雲中混雜有一氣化碳（CO）分子，通過對它的探測，便可以知道一些星際雲的分布情況。1970年，美國貝爾實驗室的威爾遜等人，首先探測到波長為2．6毫米（頻率為115271兆赫）的一氧化碳放射線。經過幾年的努力，到80年代初，科學家基本搞清楚了一氣化碳在銀盤中的分布情況：和HI的分布情況不一樣，一氧化碳分子基本上集中在距離銀心12000～240000光年的一個扁圓形大環中，在距銀心1700光年的地方密度最大，含有這種一氧化碳分子誕生恒星的冷雲層厚約300光年。而HI的分布則是從距離銀心12000光年的地方開始，一直延伸到銀河係的邊緣50000光年處，它的厚度也比一氧化碳的雲層為厚。