引 言

银河系是人类赖以生存的星系，是探索星系形成与演化过程的重要场所。银河系是一个典型的盘状星系，结构组成可分为核球、银盘和银晕三部分。球整体呈椭球状，位于银河系中心，是恒星密集区。核球中主要包含的是年老的恒星，越靠近银心，核球区域的恒星越密集。银盘是银河系的主要组成部分之一，整体呈扁平椭圆状，包含银河系中大部分亮星、尘埃、气体等。银盘按距离可分为内盘和外盘，按化学丰度可分为薄盘和厚盘。银晕包含的范围较大，其由靠近银心的扁平状逐渐向外扩伸为球状，主要是由年老的贫金属恒星组成，包含了星流和过密度区等子结构。银晕可分为内晕和外晕，两者包含的恒星在化学性质、运动学特性和形成时间有很大的不同。

对银盘结构的研究，依赖于恒星样本数量。在足够样本的基础上，获得恒星样本的参数是利用大样本恒星研究银盘的关键。恒星距离是银河系结构研究中的基本参数。早期，研究者利用三角视差测定距离，也有学者尝试通过特殊恒星的方法来确定距离。比如，沙普利用标准烛光的方法，比较了天琴RR变星与造父变星的空间分布，进而测定了球状星团的距离。

近年来随着科技的进步以及科学需求，大量巡天项目先后实施，例如2微米巡天(Two Micron All-Sky Survey，2MASS）提供了近47亿颗天体的红外观测图像，斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey，SDSS）[5]提供了数亿颗恒星的五个光学波段（u，g，r，i，z)的测光数据，郭守敬望远镜(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope，LAMOST)为研究者提供了大量的光谱巡天数据，盖亚（Global Astrometric Interferometer for Astrophysics，Gaia）提供了大量恒星高精度的自行和测光数据。在上述项目的数据发布之后，研究者能够获得更多的样本，对于银河系结构的认识更深入，尤其是对于银盘结构的研究，在运动学、动力学以及化学特征等方面都取得了巨大的进展。本文着重于对近几十年间有关银盘的主要研究进展进行系统总结。

1 银盘的形成历史

银盘作为银河系的主要组成部分之一，其具体的形成机制对银河系的形成与演化历史有着重要的作用。在经典的恒星形成理论中，星系盘的形成主要分为两个阶段：首先由于引力不稳定性，暗物质坍缩形成自束缚暗物质晕；然后由于辐射冷却，重子在暗物质晕中心凝结形成气体盘，即早期认为的单一盘成分。如今，研究者利用多个样本打破了银盘恒星通过单一成分描述的理论，他们证明银盘是由两种不同形态的结构组成，即薄盘和厚盘。目前我们观测到的薄盘可能是气体落入星系盘中，从中形成恒星进而构成的；厚盘则可能是银河系早期薄盘的遗迹，当有小的伴星系与银河系碰撞发生并合时，受到振动、冲击，大部分能量转换成恒星的随机运动，使得恒星的随机速度增大，运动到离盘中心更远的区域，即原来的薄盘就变成了厚盘。

银盘是银河系中最显著的结构之一，大部分恒星都位于银盘之中，对银盘形成过程早期研究可以追溯到上世纪90年代，Mo等人通过对盘的密度分布以及角动量占比等条件进行假设，推导了盘星系的形成过程。但由于当时观测设备的限制，获得的观测样本数据量少，对银盘的形成原因无法做出更多的解释。

自赫歇尔以来的很长一段时间，天文学界一直认为银盘恒星在垂向上仅由单指数模型构成，直到Gilmore和Reid在1983年详细分析了南银极的恒星，首次提出银盘中的恒星可以分属于两种不同形态的结构。他们通过对12 500颗恒星的详细分析，确定其中一个盘的标高在300 pc 至1000 pc，另一个指数盘的标高在1 kpc至1.45 kpc，前者具有较小的标高，即它比较薄，后者有较大的标高，即比较厚。显示了在南银极绝对星等在4至5等的恒星数密度与银道面距离的关系，可以看出两者之间的斜率（对应于标高）有一定的差异，构成厚盘和薄盘的恒星在空间上也互相堆叠在一起，之间并没有清晰的分界，这也是厚盘结构时隔很久才被证认的原因之一。

随后，López-Corredoira等人将银盘模拟的恒星数与划分为820小块的观测区域的恒星数进行比较，对比分析发现银盘在反银心方向和垂直方向的密度都比较符合指数函数分布，间接证实了双盘成分的存在。厚盘概念的提出也促使研究者们将焦点放到了盘的形成与演化当中。

此后的研究结果表明，薄盘与厚盘具有不同的演化性质，二者在化学丰度、金属丰度和运动学特性等都存在较大的差别。不同研究者采用不同的样本方法得到的薄盘和厚盘的性质也略有不同。比如Prochaska等人和Feltzing等人发现薄盘和厚盘中α丰度整体变化趋势有明显的差异，而Chen等人的研究结果表明两者的α丰度变化并不明显。Bensby等人通过对银心距在40~110 kpc范围内的714颗F、G型矮星进行分析，发现可以有效地分离样本。图2展示了恒星样本在元素丰度平面的分布情况，在数据的支撑下，对于盘的两种成分有了一定的结论。经过长时间的研究发现，薄盘恒星具有富金属丰度，低α丰度的特点，厚盘恒星具有贫金属丰度，高α丰度的特点，与Bensby的结果一致。至此，研究者对于厚薄盘的性质有一定程度上的认识。

2 厚盘的形成机制

虽然对于银盘的基本性质有了共识，但研究者对于薄盘与厚盘的形成机制，尤其是厚盘的形成机制仍有不同的观点。目前不少研究者试图通过理论模型推测厚盘的形成机制，比较热门的模型主要有：吸积模型、加热模型、富气体并合模型和径向迁移模型。吸积模型提出由于卫星星系内落导致银盘恒星的速度弥散增大，盘星向外运动，导致厚盘的形成；加热模型提出厚盘是由于卫星星系在并合过程中不断受到动力学加热的影响形成的；富气体并合模型提出厚盘是气体在运动过程中不断向盘中聚集形成的；径向迁移模型认为厚盘是由于银盘恒星在径向不断的向内或向外迁移形成的。

这些理论模型提出的形成机制可分为“先薄后厚”和“先厚后薄”两大类。富气体并合模型更加偏向于“先厚后薄”，这种形成机制提出薄盘和厚盘实际是相继形成的两种子结构，一部分气体率先坍缩形成厚盘，余下的气体再经过内落形成薄盘。在气体坍缩形成厚盘的阶段也存在两种完全不同的坍缩方式：一种是由于存在强耗散作用的快坍缩过程；一种是受到压力影响的慢坍缩过程。与快坍缩相比，慢坍缩的时间足够长，可以在垂向形成较明显的金属丰度梯度。但是目前对于银盘究竟是由哪种机制形成并没有一个定论，仍需进行不断的研究。

随着星系并合现象被发现，部分研究者认为提出，厚盘可能是由银河系与附近的某个伴星系并合过程中，薄盘受到动力学不断加热形成的。早在1993年，Quinn等人通过数值模拟银河系的质量以及伴星系的质量探索厚盘的形成，研究结果表明当伴星系的质量比较小时，伴星系会与银河系盘以一定的倾角并合，并且在动力学作用下，伴星系的轨道半径减小，质量也相应减小，同时主星系在垂向和径向不断延伸，进而形成我们现在证认的薄盘和厚盘成分。

随后，Li和Zhao通过使用LAMOST DR3巨星样本，根据运动学特征将其分为了不同的盘成分，研究了这些恒星的轨道和化学性质的不同。厚盘恒星的径向金属丰度梯度几乎为0，而垂向的金属丰度则随着银道面越远越低，这也说明经过盘上恒星长期的径向迁移，恒星在诞生时期所具有的金属丰度性质已经被消耗尽了，而垂向的密度降低是由于加热和径向迁移过程形成的。为了进一步确认厚盘的形成机制，Li和Zhao再次研究了厚盘轨道偏心率的分布情况，发现盘星一开始就应该处于银河系之中，并不是被破坏的卫星星系中吸积形成的

3 银盘的外围结构

银盘的大小是量度银河系大小的一个重要特征。外盘是指银心距大于太阳所处位置的外围区域，可能由于这一部分区域的恒星比较少，导致在夜空中所观测到的区域没有银河系中心那么明亮。近年来，对银盘在空间结构、运动学和化学丰度方面的研究比较丰富，研究者能够通过研究银盘恒星的性质更加了解厚盘的形成与演化历史。银盘恒星的数密度、标高和标长等恒星参数对于揭示银盘的结构也起着重要作用。

3.1 银盘的外边界

天文学家们一直很好奇银盘究竟多大，也一直在不断的进行探索。早期银盘截断的观点没有考虑到银盘翘曲的影响，也就没有强有力的证据说明截断存在与否。直到2017年，Liu等人通过利用LAMOST与2MASS的数据进行选择效应改正之后，直接统计分析了外围部分红巨星的数密度分布情况，在19 kpc范围内清晰证认出了银盘结构，比之前认识的经典盘大了四分之一。在很长一段时间里，对银盘尺寸的认识都是在14~15 kpc，该发现对于银河系的形成与演化也有着积极的推动作用，正是由于这项工作，人们才认识到银盘外围结构的真实面目。

上述研究表明，利用不同的示踪体和研究方法得到的银盘范围存在着一定差异。时至今日，人们仍然没有探索到银盘的外边界究竟在哪儿。但如今的对于银盘的认知已经远远超过以往所认为的经典银盘的尺寸。银河系中更多子结构的发现也在一定程度上对银河系的演化理论提出了挑战。

3.2 银盘的标高与标长

银盘标高和标长在一定程度上量化着银盘的特性。标高是指在垂向上恒星数密度降为1/e倍的高度，标长是指在径向上恒星数密度降为1/e倍的长度。在径向上，随银心距逐渐增大，恒星数密度逐渐降低。测光数据研究表明，薄盘标高确定为200~450 pc，厚盘的标高在900~1200 pc。

薄盘标高的下限是Ojha在2001年给出的，他们利用多波段测光数据分析了年龄范围比较广泛的星族，但由于样本年龄的分布范围大，会低估薄盘的标高。薄盘标高的上限450 pc是 Gould 等人利用M矮星样本得到的，由于其中混入了晕星，一定程度上高估了薄盘的标高。最初对于厚盘与薄盘标高的测定是Gilmore 和Reid提出的，他们当时得到薄盘的标高为300 pc,与现在大部分的研究结果一致，厚盘的标高为1450 pc,略高于如今人们所认识的数值。Juric等人利用从 SDSS中挑选的M星族和K型星两个样本，分别用来追踪银盘的密度分布，同时应用修正后的双盘模型进行拟合，得到薄盘和厚盘的标高分别300 pc和900 pc；两个盘的标长分别为2600 pc和3600 pc。

厚盘概念提出以来，人们对于盘的恒星数密度分布模型在不断的修正，目前对于银盘在垂向的特征参数标高已经有基本一致的结论，但由于观测设备以及外盘恒星数量的局限，对于标长还需要更深入的研究。

4 银盘的运动学和化学演化

银盘的运动学主要包括翘曲、非对称运动和旋臂的形成等。银盘并不是平坦的，而是翘曲的，盘的厚度和翘曲是变化的，离银心越远盘越厚，翘曲程度越大。对于翘曲结构与非对称运动一直是近年来研究者关注的热点。

4.1 银盘的翘曲

翘曲是盘星系中比较普遍的一个结构。早在60多年前翘曲结构就已被发现，并在过去几十年中被细致地探究。López-Corredoira等人提出了盘恒星出现密度骤降，间接证明了银盘翘曲结构的存在，之后仍有不少学者对翘曲结构进行更深入的探究。Levine等人证明银河系的中性氢盘具有显著的翘曲结构，第二象限的中性氢盘向北翘曲，第三象限的中性氢盘向南翘曲。随后，Chen等人通过发布的造父变星星表探究了银河系的三维空间结构分布情况，研究发现造父变星离银心越远，就越偏离银盘平面，样本在三维空间中整体呈“S”形。

4.2 银盘的非对称运动

随着Gaia高精度的自行和恒星参数的发布，银盘的非对称运动以及起源问题又引起了一系列探讨。由于太阳距银心约8.34 kpc，太阳附近的恒星都位于银盘之中，因此太阳邻域的恒星一定程度上能够反映银盘的特性。继Bond等人和Siebert等人发现太阳邻域恒星在径向上存在非对称运动后，Carlin等人利用LAMOST主序星发现盘星运动的平均速度会随着空间位置发生一定变化，位于银盘之下的恒星向上运动，银盘之上的恒星向下运动，虽然整体上速度的偏移量很小，但这个变化特征在统计图中比较显著。

Tian等人利用太阳附近FGK型主序星，重建三维速度和速度椭球，观察到太阳附近恒星有细微的非对称运动，猜测可能是由不断运动的早行星导致的。随着Gaia数据的发布，研究者能更加细致地探索银盘的非对称结构。近期，Wang等人利用LAMOST K巨星研究发现径向、轴向和垂向速度在银河系反银心方向展现出大范围的非对称运动。不少研究将这种非对称运动的起源归因于附近旋臂的扰动，但只有探索到更加遥远的区域，才能对非对称运动的起源有更明确的认识。

4.3 银盘的化学演化

标高和标长刻画着银盘的空间结构，银盘恒星的元素丰度表征着银盘的化学演化性质，是研究银盘形成与演化历史的重要指针。不同元素发生核反应的时间与演化发生时间也有所不同，这暗示我们可以通过研究化学丰度变化研究银盘的演化过程。恒星[α/Fe]元素丰度随金属丰度[Fe/H]的变化可以很好的反映恒星的形成历史。天文学家对银盘恒星的元素丰度进行了详细探究，证明了贫金属恒星的α元素丰度与金属丰度存在一定的相关性，即厚盘星的α丰度随金属丰度减小逐渐增大。

银盘恒星随着演化阶段的不同，对应的化学成分不同，化学成分的变化会导致恒星内部结构等变化。理论模型认为，银盘中的非对称结构可能会引起盘星的径向迁移，在迁移过程中极有可能的该笔那因盘恒星的化学组成部分，这也导致了薄盘和厚盘具有不一致的化学特性，因此，径向迁移对于银盘的演化与形成同样有着重要意义。Poulos和Singh提出旋臂的共振将引起银盘的径向迁移。银盘恒星在经历一些特殊的动力学过程后，将沿径向向内或向外移动，导致距银心的径向距离的发生一定改变，这一现象称为恒星的径向迁移。

在前人的工作中，径向迁移对于厚盘形成的影响仍有不一致的结论。Loebman等人得出恒星在径向迁移过程中受到的垂向压力减小，将逐渐远离银盘而形成厚盘结构。但Minchev等人从垂直作用量守恒出发，认为恒星向外迁移过程中垂向的速度弥散将逐渐减小，说明径向迁移对厚盘的作用不强烈。未来将会通过更多的理论加观测模型对银盘恒星的径向迁移进行更深入地分析。

5 总结与展望

银盘的形成与演化的内容非常广泛，并且银盘中可能包含许多的子结构，因此期望未来通过海量的观测数据进行理论分析，进一步加深对于银盘特性的理解。对于银盘中的子结构，厚盘与薄盘以及盘与晕之间究竟是如何衔接，是否存在明显的边界，也是大家关注的焦点。整个厚薄盘的形成机制究竟是单一的坍缩机制，又或者为银河系与伴星系的并合机制，仍值得探究。未来，也期望从这些方面更多地解开银盘的神秘面纱。

参考文献

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