今天的银河系拥有清晰而延展的星盘。太阳和大多数盘内恒星沿着大致相同的方向绕银河系中心旋转。但在一百多亿年前，银河系还远不是现在的模样：它更小，也更混乱，气体、恒星和较小的星系不断汇入、碰撞和重组。
我们无法把银河系“倒带”。要追寻它的童年，只能寻找那些从远古幸存至今的恒星，再从它们的成分、位置和运动中复原历史。这类工作因此被称为“银河系考古”。
由中国科学院大学和北京大学物理学院天文学系、科维理天文与天体物理研究所研究人员牵头的联合团队，最近绘制了目前规模最大的内银河系贫金属巨星三维“考古地图”。研究整合多项测光巡天和欧洲空间局 Gaia 天文卫星的测量结果，共得到超过509万颗巨星，其中约172万颗属于贫金属恒星。相关论文发表于《天体物理学杂志快报》（The Astrophysical Journal Letters）。
一、为什么“缺铁”的恒星能讲述远古历史？
这里的“贫金属”，和日常生活中的金属并不是一回事。天文学家把氢和氦以外的元素统称为“金属”，铁就是其中常用的一种标尺。
宇宙诞生之初，物质几乎只有氢和氦。碳、氧、铁等更重的元素，需要在恒星内部制造，并在恒星生命末期通过恒星风或爆发散入星际空间。后来诞生的恒星，使用了被一代代恒星“加工”过的气体，通常会含有更多重元素。因此，铁含量很低的恒星往往来自更早的时代，是寻找银河系早期历史的重要线索。
不过，铁含量并不等于给每颗恒星贴上了精确的“出生日期”，而是一条整体性的统计规律：铁含量越少，恒星属于古老族群的可能性通常越大。
“[Fe/H]”是天文学家以太阳的铁含量为基准，衡量恒星铁含量的一种常用写法。它比较的并不是铁元素占恒星总质量的比例，而是恒星中“铁原子数密度与氢原子数密度之比”相对于太阳有多大，并用以10为底的对数来表示。因此，[Fe/H]为0表示恒星的铁、氢原子数密度之比与太阳相同；[Fe/H]为−1表示该比值为太阳的十分之一；[Fe/H]为−2则表示该比值为太阳的百分之一。数值越负，说明恒星中的铁相对越少。因此，天文学家把[Fe/H]<-1的星称为“贫金属星”， [Fe/H]<-2称为“极贫金属星”, [Fe/H]<-3称为“甚贫金属星”。
二、500万颗恒星，怎样取出一张“考古地图”？
研究使用的巨星已经演化到较明亮的阶段。它们像散布在银河系远处的灯塔，即使距离很远，也比许多普通恒星更容易被观测到。
不同波段的滤光片下的颜色差异，可以帮助研究人员估计恒星的[Fe/H]和与地球的距离；Gaia 记录恒星在天空中的位置以及横向移动；其他光谱巡天则补充恒星朝向我们或远离我们的速度。把这些信息合在一起，每颗恒星便有了一份包含“空间坐标、化学成分和运动方式”的档案。
为了示踪银河系童年的图景，我们从509万颗巨星样本中找出172万颗[Fe/H]<-1的贫金属星，认为这样的铁含量足以代表恒星足够地年老。地图显示，恒星中的铁原子与氢原子数密度之比，从太阳的十分之一，一路低到几千分之一甚至更低的古老恒星，都明显向银河系中心聚集。它们并没有组成像今天银盘那样薄而平的圆盘，而是形成了一个扁球状结构，从银河系中心向外延伸约15kpc。
这意味着，银河系较靠近中心的区域，至今仍保存着大量早期恒星。它们是银河系最初组装阶段留下的“居民”，也是研究银河系童年的天然样本。
图1｜从侧面看银河系内区的贫金属巨星密度。三幅图从左到右，恒星中的铁含量越来越低；在每幅图中，颜色越偏红，表示恒星越密集。无论铁含量处在哪一档，这些恒星都明显向银河系中心聚集，整体呈扁球状，而不是今天薄而延展的银盘。空心星形和空心圆形标记分别表示太阳与银河系中心的位置。图中的空白区域主要来自观测范围和样本筛选，并不表示那里没有恒星。
三、银河系中心附近，出现了一个“小小的峰”
天文巡天不可能在天空各处同样完整地找到恒星：尘埃遮挡、恒星亮度和望远镜覆盖范围，都会让某些恒星更容易进入样本。研究团队首先估计并修正了这类观测偏差，再统计不同[Fe/H]的恒星各有多少。
结果显示，在-3.0<[Fe/H]<-2.5的范围内存在一个相对独立的小峰。对应的恒星，铁原子与氢原子数密度的比值只有太阳的大约五百分之一。它们在距银河系中心约15kpc的范围内都能找到，但在距银心约1-3kpc的区域最为突出，占据该区域恒星数量的6%。
6%看起来并不多，但这个“小峰”的意义在于：恒星数量并非只是随着铁含量降低而平滑减少，而是在一个特定位置多出了一群恒星。这就像人口年龄分布中突然出现一小代明显集中的人群，提示它们可能共享某种形成环境，甚至对应一次较集中的早期恒星形成过程。
图2｜银河系中心附近恒星金属丰度的分布与多高斯成分拟合结果。灰色表示恒星数量的归一化直方图，不同颜色的虚线表示对恒星金属丰度分布的多高斯成分拟合分量，黑线是所有高斯成分的总和。左侧绿色小峰对应一群铁原子与氢原子数密度比约为太阳五百分之一（对应[Fe/H]约为-2.7）的恒星，在距银河系中心约1-3kpc的区域最明显。
四、不只看它们在哪里，还要看它们怎样运动
如果把今天的银盘比作一张有序旋转的唱片，那么这些铁含量很低的古老恒星更像一群被搅动的蜂群：它们虽然也有少量整体旋转，但各自运动方向和速度的差异很大。
天文学家把这种随机运动很强的恒星群称为“动力学热”的。这里的“热”不是指恒星本身温度更高，而是指它们的运动更加杂乱。随着样本中恒星的铁含量提高，沿银盘方向的有序旋转迅速增强，显示银河系从早期混乱状态逐渐建立起稳定星盘。
恒星的化学成分告诉我们，它诞生时周围的气体经历过多少代恒星加工；恒星今天的轨道，则保留着银河系怎样聚集、碰撞和旋转的痕迹。
五、“蓝致密核球”到底是什么？
银河系中心附近的贫金属恒星为什么既集中、又达不到一致的旋转？研究团队讨论了一种可能的解释：银河系的早期前身，也许经历过类似“蓝致密核球”的阶段。
“蓝致密核球”并不是今天银河系中心仍存在的一颗蓝色球体，而是描述高红移星系短暂演化阶段的术语。在高红移星系中，富含气体的星系并合、沿各种方向的冷气体流入或年轻星盘自身的不稳定性，都可能把大量气体迅速推向星系中心，即气体致密化。星系中心约1kpc的区域达到气体密度的峰值，触发猛烈的恒星形成。
新生的大质量恒星发出强烈蓝光，因此星系中心看起来偏蓝；同时，恒星形成效率和气体密度都达到峰值，形成一个紧凑而明亮的核心，这就是“蓝致密核球”。随后，中心气体被消耗或吹散，恒星形成减弱，而更大、更有序旋转的星盘可以在外围继续生长。现代模拟进一步表明，稳定的星系盘通常在“蓝致密核球”阶段之后才形成，而中心致密的“核”则为随后盘的增长提供引力锚点。
图3｜“蓝致密核球”阶段示意图。高红移星系中的气体向中心汇聚（左至中），在中心大约1kpc的区域内迅速形成大量年轻恒星，使中心变得明亮、偏蓝而且非常致密；随后中心的恒星形成减弱，外围逐渐长出更稳定、旋转更有序的星盘（右）。图中 BN 是 Blue Nugget 的缩写。图片摘自 Lapiner 等（2023）。
六、这是一条线索，不是一张“出生证明”
银河系中心附近那群铁含量极低、随机运动很强的恒星，与这种“气体从多个方向涌入星系中心、快速形成恒星”的图景相符。来自不同方向的气体相互作用，可能抵消一部分原有的旋转，使早期形成的恒星留下杂乱的运动轨迹。因此，这些恒星有可能是银河系早期一次或多次气体致密化事件留下的遗迹。
但“相符”不等于“已经证明”。还有另一种机制也能使得银河系中心形成贫金属、动力学热的恒星族群：早期并入银河系的小星系，其恒星残骸可能沉积在中心附近，导致银河系自身形成与外来并入的恒星发生混合，也可能产生类似信号。现有观测还不能唯一确定“蓝致密核球”就是答案。
下一步，研究人员需要测量这些恒星更详细的元素组成，改进距离估计精度和观测偏差的影响，并用更多类银河系模拟检验星系中心恒星的不同形成路径。真正重要的问题，不是给银河系的童年迅速贴上一个标签，而是把这群贫金属恒星变成可与理论图景对照的“化石样本”。
这项工作的意义，也不只在于发现一个小峰。过去，极贫金属星和甚贫金属星十分稀少，研究往往只能逐颗分析；如今，大规模测光巡天让研究人员能够对数百万颗恒星进行“人口普查”。一边是望远镜直接看到的遥远年轻星系，一边是银河系中幸存至今的古老恒星。把两种视角放在一起，我们或许能从自己的“银河系后院”，重建普通星系在早期宇宙中的成长过程。
银河系的童年没有留下照片，却可能留下了一份由数百万颗恒星共同写成的档案。
附：研究信息
第一作者：孙胜蓝（北京大学物理学院天文学系、北京大学科维理天文与天体物理研究所）
共同通讯作者：黄样（中国科学院大学）、姜方周（北京大学科维理天文与天体物理研究所）、张华伟（北京大学物理学院天文学系、北京大学科维理天文与天体物理研究所）
论文：Shenglan Sun, Yang Huang, Fangzhou Jiang, Huawei Zhang, et al., “A 3D Chemodynamical Census of Inner-Galaxy Metal-poor Giants to [Fe/H] ∼ −3.5”
期刊：The Astrophysical Journal Letters, 1000, L27 (2026)
论文链接：https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ae4aab
