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银河系图画 银河系组成结构图( 二 )

外星系里，这些气体是集中在旋臂上的 。除旋臂特征之外，天文学家还在争论太阳离银河系中心有多远，以及太阳相对于银河系中平面（即盘中心平面）的垂向高度是多少 。
大约70年前，科学家计算了附近一些很亮的蓝色恒星离我们的距离 。如果把这些恒星标识在银河系结构图上就会发现，它们是三条相邻的旋臂的一部分 。我们将这三条旋臂称为人马臂、本地臂和英仙臂 。大约在同一时间，从1950年代开始，射电天文学家观测到了原子氢气体，这种气体会发射波长为21厘米的特征射电信号 。当这种原子氢气体相对于地球运动时，它的特征射电频率会因多普勒效应而发生偏移，从而使天文学家能够利用频率偏移来测量这种气体的运动速度，进而绘制出它们在银河系中的位置分布 。
利用这种测量方法，天文学家采用了一个以太阳为中心的坐标系：类似于地球仪的经度和纬度，银经（l）以对着银河系中心的方向为零，并在银河系的“赤道”平面内顺时针方向增加（从北天球看银河系）；银纬（b）表示垂直于银盘平面的角度 。氢原子气体的21厘米特征射电信号在银经-速度图中显示出连续的结构，其很可能示踪了银河系的多条旋臂结构 。后来绘制的一氧化碳分子气体的银经-速度图也展现了类似的特征 。但是，这种间接映射方法可能存在歧义，也不够准确，难以清晰地展示银河系的旋臂结构 。
一个新视野
我们对银河系结构知之甚少的一个原因是，银河系中有大量的尘埃 。尘埃可以有效地吸收可见光，因此在大多数视线方向上，尘埃都遮挡了我们的视线，让我们看不到很远的地方 。另一个原因是，银河系尺度之大令人咋舌：银河另一侧的恒星发出的光要经过5万年以上的时间才能到达地球 。如此遥远的距离甚至使我们很难分辨出哪些恒星离我们近，哪些恒星离我们远 。
现在，在太空中运行的新型光学望远镜，以及分布在全球的新型射电望远镜可以让我们更好地回答有关银河系的种种问题 。盖亚空间天体测量卫星项目（Gaia mission）于2013年启动，旨在测量银河系中近十亿颗恒星的精确距离，这无疑将革命性地改变我们对银河系形成过程中不同星族的认识 。但是，由于盖亚卫星是在可见光波段进行观测，而可见光易被星际尘埃颗粒吸收散射，所以盖亚在观测离我们非常遥远的旋臂时，可能会受到星际尘埃的影响 。相反，由于射电波很容易穿过尘埃，因此射电望远镜可以探测整个银盘，我们就可以利用这类望远镜的观测结果来绘制银盘的整体结构图 。
目前，绘制银河系结构图的两个主要观测项目都是使用射电天文学中的甚长基线干涉测量技术（very long baseline interferometry，VLBI） 。日本的 VERA（VLBI Exploration of Radio Astrometry）项目使用了4台射电望远镜，分布范围从日本北部（岩手县水泽市）到日本最南端的冲绳石垣岛和最东端的小笠原群岛，横跨整个日本 。而我们的BeSSeL巡天计划使用的甚长基线阵列（Very Long Baseline Array）包括10台望远镜，分布范围从美国夏威夷到新英格兰再到美属维尔京群岛的圣克罗伊岛，横跨西半球的大部分地区 。
由于构成甚长基线阵列的望远镜之间的距离几乎和地球直径相当，因此该阵列可以获得的角分辨率远远超过其他任何望远镜在任何波长下的分辨率 。研究人员必须用该阵列的所有望远镜同时观察，并用世界上最好的原子钟，让每个站点的计算机同步记录数据 。然后，他们将记录的数据运送到一台专用计算机，由该计算机对各望远镜收集的信号进行处理 。如果我们的眼睛对射电波敏感，那么经过校准的图像即是我们在射电波段可看到的一张几乎被整个地球的宽度所解析的超高清数字图像 。
这样的图像具有令人难以置信的角分辨率（优于0.001角秒：如果把整个天球均分为360度，那么1角秒为1/3600度） 。相比之下，人眼最多只能分辨约40角秒的结构，即使哈勃太空望远镜也只能实现约0.04角秒的分辨率 。
利用VLBI，我们可以测量出一颗在射电波段很明亮的恒星相对于背景类星体的位置（类星体其实是位于遥远星系中心的、明亮的活跃黑洞），其精度接近0.00001角秒 。这样，我们可以通过测量三角视差效应来测量非常远的距离 。三角视差效应是指从不同的位置观测时，附近天体也相应地出现在背景宇宙中的不同位置 。你可以将手臂向前伸开，举起大拇指，并通过交替闭合左右眼观察大拇指来模拟这种效果 。因为我们两眼间距为几厘米，因此用左右两眼交替观测离我们一臂距离的大拇指时，拇指相对遥远的背景物体来说，会出现大约6度的偏移 。如果我们知道两次观测位置的间距，以及观察到的角位移，就很容易计算出我们与观测目标的距离 。这与测绘人员绘制城市地图的原理相同 。


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