银河系的认识简史：
银河和银河系是两个不同层次的概念：银河是晴朗夜空中可以看到的一条形状不规则的银白色光带,而银河系则是由众多恒星构成的庞大天体系统。 古代哲学家对银河的认识,就其本质上说只是建立在一些主观想象的基础之上,而缺乏科学依据。
例如,亚里斯多德认为银河只是一种大气现象,是地球发出的水蒸气,而不承认是天上之物。 第一个正确认识银河系本质的是古希腊哲学家德谟克利特,他认为银河是由无数个恒星构成的,只是因为这些恒星太暗、太密而无法加以分辨,于是表现为一条模糊的光带。
1608年,荷兰人李波尔赛在一次偶然的机会中发明了望远镜。 翌年,伽利略亲自动手制作望远镜并用于天文观测,开创了天文观测的新时代。
是年冬天,伽利略用望远镜对银河进行观测,发现银河并不是一片薄云,而是密密麻麻无数个星星,只是肉眼无法加以分辨,表现为天空中一条暗淡的光带,这样就从观测上证实了德谟克利特的见解。
不过,在赫歇尔的模型中太阳位于银河系的中心。 1918年,美国天文学家沙普利利用球状星团的空间分布,正确地推断太阳并不位于银河系中心,而是位于比较靠近银河系边缘的地方。
这时,距赫歇尔提出第一个银河系模型已经过去了130余年。根据近代天文学的观测和研究,银河系是一个旋涡星系,它的总体结构大体上可以分为4个部分,即银盘、核球、银晕和暗晕。
除暗晕部分外,银河系的总质量约为1.4×1011 太 阳 质 量,其 中 以 恒 星 形 式 出 现 的 约 占90%,由气体和尘埃组成的星际物质占10%左右。 银河系的年龄估计为100亿年或更老。
银河系的理论模型和形成机制：
建立合理的银河系模型的主要目的在于从理论上来对观测资料作出解释为了更好地说明这个问题,需要引入“元素丰度”和“元素增丰”的概念。 天文学上,把物质中某类元素的含量在物质总量中所占的比例称为该类元素的元素丰度。
在宇宙中,含量最多的元素是氢,约占71%；其次是氦,约占27%；其他元素通称为重元素或“金属元素”,所有重元素总的丰度仅为2%左右。 氢是在宇宙早期就已存在的原初元素,而大部分氦是在大爆炸后3mi n 内生成的。
因此,在原初星 际 介 质 和 由 此 生 成 的 第 一 代 恒 星中,金属元素的含量极低。 另一方面,几乎所有的重元素都是在恒星内部合成,并通过超新星爆发以及星风的途径送入星际介质。
大质量恒星很快(只需几百万年时间)便走完了它们的演化历程,并以超新星爆发而终其一生。 由于银河系的年龄超过100亿年,几百万年甚至上千万年的过程便可以认为是在瞬息之际发生的。
理解了天文学上这种时间尺度的概念,就不难知道星际介质以及由星际介质生成的恒星的重元素丰度,会随着宇宙年龄的增大而增大,这一过程便称为“元素增丰”,也即重元素丰度的增加过程。
通常称金属丰度低的恒星为贫金属星,而金属丰度高的恒星为富金属星,当然这是从相对意义上来划分的。
显然,在现有的恒星中,金属丰度越低年龄越老,它们必然是一些长寿命的小质量恒星,因为大质量恒星早已寿终正寝了；新近诞生的恒星金属丰度就高,它们质量可以有大有小。
总结：
对于上述各种厚盘形成机制,比较多为人们所接受的是“先薄后厚”的并合机制,以及可能还有“先厚后薄”的快坍缩机制。
这里所谓扩散是指原来在银道面附近作圆轨道运动的恒星,由于某种原因变为在倾斜的椭圆轨道上运动。
造成扩散的原因可能有银河系旋涡结构对恒星运动轨道的扰动；分子云对恒星运动的散射作用；大质量晕天体在运动过程中穿越银盘时对盘天体运动的影响等。
但是,包括厚盘物质的直接吸收、薄盘恒星的扩散和密近交会的加热作用在内的其他形成机制则受到较多的质疑,而慢坍缩机制看来基本上已不为人们所关注。
鉴于厚盘对银河系以及河外星系的结构和演化研究的重要性,有关厚盘的研究及其在星系演化中的地位已成为星系天文学的一个工作热点。
就目前来看,有些问题还没有完全澄清。 比如,不同星系中的厚盘是否会有不同的形成机制,一种以上的机制是否会在不同的程度上同时对厚盘的形成发挥作用等等。
