银河系分子气体盘 银河系分子气体盘也有厚薄之分
人们对璀璨银河的好奇自古有之，但对银河系的真正认识还是从近代才开始的。“恒星天文学之父”赫歇尔（Herschel，Friedrich Wilhelm，英国，1738－1822）等人最早对银河系恒星开展了系统的光学观测，并绘制出银河系的扁平结构。
随着观测设备、技术方法的不断进步，天文学家通过多波段的巡天观测认识到银河系是一个典型的棒旋星系，由上千亿颗恒星组成，总体结构大致由银盘、核球和晕组成。扁平的银盘结构作为银河系的重要组成部分，蕴含着星系中绝大部分的恒星、气体和尘埃，一直是天文学家研究的重点。
恒星盘分为厚盘和薄盘，标高分别约为1000光年和400光年。厚盘由年老恒星组成，占银河系恒星总质量的10%；薄盘中则多为年轻恒星，且富含气体和尘埃。
文章插图
银河系的成分示意图。 图源：https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/thick+disk
“不识庐山真面目，只缘身在此山中。”
由于太阳系位于距离银河系中心约2.7万光年的银盘边缘，我们很难窥探银河系的全貌。尤其是天体精确距离信息的缺乏，导致对银河系的认识有很大的不确定性。
“梅须逊雪三分白，雪却输梅一段香。”
【 银河系分子气体盘|银河系分子气体盘也有厚薄之分】不同波段、不同示踪物对银河系的观测各有其特色和局限。比如光学望远镜对银盘上恒星的观测，由于银盘上大量尘埃的遮蔽，降低了光的穿透力，导致很难对位于气体和尘埃云后面的恒星分布进行深入研究。因此，天文学家也积极寻找可见光波段以外的观测手段。
得益于第二次世界大战发展出的雷达技术和战后退役的天线，天文学家开始了射电波段的天文观测，射电天文学也从那时兴起。射电波段的波长远大于尘埃颗粒的尺寸，因此其电磁波在星际空间传播时几乎不受到星际尘埃的影响，穿透力更强。
20世纪50年代，奥尔特（Oort，Jan Hendrik，荷兰，1900－1992）等人开始使用中性氢（HI）21厘米射电谱线对银河系内的原子气体进行研究。这些HI射电谱线所提供的观测目标速度信息对研究银河系气体的分布和性质至关重要。他们根据HI原子气体辐射在银盘一些区域增强的特性首次从气体观测的角度揭示了银河系的漩涡结构。
那么，银河系中气体是否像恒星一样具有盘状分布？如果是，银河系的气体盘到底有多厚？气体盘是平直分布还是有其它特殊的结构特征？这些气体物质分布的物理规律是什么？这些问题值得不断探索。
使用速度弥散较小的分子云作为示踪物，能够比原子气体更好地揭示银河系气体分布和结构。20世纪70年代，随着星际一氧化碳（CO）分子的发现，对银河系内的分子气体系统的巡天观测逐步展开。美国CfA 1.2米望远镜完成了迄今覆盖面积最大的银河系CO气体巡天。结合原子气体和分子气体巡天数据，天文学家对银河系气体的分布和性质有了基本的认识：不同于银河系恒星盘更加延展的分布，由原子和分子谱线示踪的气体结构似乎完全局限在薄薄的银盘上。总的来看，恒星盘分布最广也最厚，原子气体盘次之，分子气体盘又次之。
在内银河系（太阳绕银河系中心运动的轨道以内），分子气体盘虽然在垂直银盘的方向表现出一定的波动，但总体上是平直的，其厚度只有大约300－400光年。到了外银河系，分子气体盘逐渐变厚，其厚度可以达到1000－1300光年以上，并且有与恒星盘和原子气体盘类似的翘曲结构。
最近，基于紫金山天文台13.7米毫米波望远镜的“银河画卷”（The Milky Way Imaging Scroll Painting，MWISP）高灵敏度北天银道面CO巡天有了新发现：内银河除了有一个已知的厚度约为300光年的分子气体薄盘外，还存在一个厚度是薄盘近3倍（约900光年）的分子气体厚盘，由许多相对孤立、低质量、非引力束缚的暗弱小分子云组成。
这些不起眼的小分子云由于尺度太小而且辐射太微弱，以至于在之前的CO巡天观测中成了漏网之鱼。同时，如果巡天范围不够大，也无法在较高的银纬上发现它们。更何况，还有距离不确定的困难！
距离的问题是用一个巧妙的切点法来解决。我们知道气体是围绕银河系中心以一定速度旋转的，且内部快，外部慢。从我们所在的观测位置看过去，内银河切点位置云块速度应为极大值，可以由三角函数关系来确定其距离，并进而计算出所研究对象与银道面的垂直距离。
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