(原载于《天文爱好者》2012年12月刊)

当你读到这篇文章的时候,美国印第安纳大学天文系的艾琳 弗里尔(Eileen Friel)教授正在给她的学生上课。课程的名字叫做《星系天文学》,研究生必修。1984年的 艾琳 弗里尔在加州大学圣克鲁兹分校(University of California at Santa Cruz, UCSC)读研 究生,那时的弗里尔教授还只是弗里尔同学,听她的老师讲授《星系天文学》。但是,今天 的弗里尔教授所教的《星系天文学》与80年代弗里尔同学所学的相比,已经有了大大的不 同。在这30年间,发生了变化的不是我们的银河系,而是我们对银河系的认识。正是弗里尔 同学本人,创造了这段历史。
1984年4、5月间的几个晚上,弗里尔同学用里克天文台3米望远镜和1米望远镜观测了巨蛇座的200颗恒星的光谱。利用这些光谱,弗里尔同学分析了恒星的金 属丰度和运动速度。她发现,绝大部分恒星具有类似太阳的金属丰度和速度,极少数恒星的 金属丰度极低;但还有一部分恒星,金属丰度介于前两者之间,这些星的距离也介于前两者 之间,这是一个崭新的结果。
1980年,天文学家约翰 巴克(John Bahcall)(图4)等人就给出了一个双成分的银河 系模型。他们把银河系分为盘和晕两部分(后来在银河系中心又增加了一个核球成分)。盘 是一个扁平的,恒星密集的,相对年轻的,富含金属元素的系统;晕是一个弥散的,稀疏 的,相对年老的,贫金属的系统。用这样的双成分模型,巴克等人解释了粗略的银河系的结 构,并且基本符合他们观测到的测光结果。这已经成为天文学普遍接受的事实。直到吉拉德 加尔默(Gerard Gilmore)对这一经典理论提出挑战。加尔默和瑞德(Reid)在 1983年共同完成了南银极方向18平方度的天空的观测,他们获得了这个方向上的12500颗恒 星的亮度。沿用我们在《银河系那些事儿(1)》(2012年10月刊)中提到的赫歇尔使用的 数星星的方法,他们发现,恒星的数目随着远离银道面越来越少,在1kpc的距离以内,完全 可以用巴克的模型来表示,但在1kpc以外,需要用另外一个规律来描述恒星的数目。加尔墨 和瑞德将这个额外的恒星数目称为厚盘,作为银河系的第三个成分。相对地,原来普遍接受 的银盘被称为薄盘。
但是,巴克等人并不善罢甘休,他们和加尔默之间你来我往进行了长久的论辩。加尔 默虽然发现了新的蛛丝马迹,但他们最后都承认,仅仅凭借恒星计数的方法,证据还并不充 分。而索内拉等人坚持的“只有薄盘”的观点,也屡屡遭到其他研究者的挑战。最终真正提供 了充分观测证据的,就是前文提到的弗里尔同学对巨蛇座的观测。金属丰度、运动学、距 离,几种参数共同分析表明,的的确确,除了薄盘之外,银河系还需要另一个成分来描述一 部分不可忽略的恒星。