銀盤的研究進展

摘 要：銀盤作為銀河系的重要結構之一，是銀河系內主要的恒星聚集地，研究銀盤對理解銀河系的形成和演化有著重要的意義。本文采用文獻調研的方法對近30年有關銀盤的重要研究工作進行了調研和總結，簡要介紹了銀河系薄盤和厚盤的研究工作，詳細說明了厚盤的形成機制。對銀盤的外圍結構，比較了前人利用不同的恒星樣本對銀盤邊界的探索，總結整理了前人對于銀盤的標高和標長的估計。介紹了近年來關于銀盤翹曲結構、非對稱運動以及化學演化情況的研究進展。

關鍵詞：銀河系；銀盤；截斷；運動學

中圖分類號：P156.5"" 文獻標志碼：A""" 文章編號：1673-5072（2023）02-0186-09

銀河系是人類賴以生存的星系，是探索星系形成與演化過程的重要場所。銀河系是一個典型的盤狀星系，結構組成可分為核球、銀盤和銀暈三部分［1］。核球整體呈橢球狀，位于銀河系中心，是恒星密集區(qū)［2］。核球中主要包含年老的恒星，越靠近銀心，核球區(qū)域的恒星越密集。銀盤是銀河系的主要組成部分之一，整體呈扁平橢圓狀，包含銀河系中大部分亮星、塵埃、氣體等［1，3］。銀盤按距離可分為內盤和外盤，按化學豐度可分為薄盤和厚盤［1］。銀暈包含的范圍較大，其由靠近銀心的扁平狀逐漸向外擴伸為球狀，主要是由年老的貧金屬恒星組成，包含了星流和過密度區(qū)等子結構［2］。銀暈可分為內暈和外暈，兩者包含的恒星在化學性質、運動學特性和形成時間方面有很大的不同［2］。

對銀盤結構的研究，依賴于恒星樣本數(shù)量。在足夠樣本的基礎上，獲得恒星樣本的參數(shù)是利用大樣本恒星研究銀盤的關鍵。恒星距離是銀河系結構研究中的基本參數(shù)。早期，研究者利用三角視差測定距離，也有學者嘗試通過特殊恒星的方法來確定距離［3］。比如，沙普利用標準燭光的方法，比較了天琴RR變星與造父變星的空間分布，進而測定了球狀星團的距離。近年來隨著科技的進步以及科學需求，大量巡天項目先后實施，例如2微米巡天（Two Micron All-Sky Survey，2MASS）［4］提供了近47億顆天體的紅外觀測圖像，斯隆數(shù)字巡天（Sloan Digital Sky Survey，SDSS）［5］提供了數(shù)億顆恒星的5個光學波段（u，g，r，i，z）的測光數(shù)據(jù)，郭守敬望遠鏡（Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope，LAMOST）［6］為研究者提供了大量的光譜巡天數(shù)據(jù)，蓋亞（Global Astrometric Interferometer for Astrophysics，Gaia）［7］提供了大量恒星高精度的自行和測光數(shù)據(jù)。在上述項目的數(shù)據(jù)發(fā)布之后，研究者能夠獲得更多的樣本，對于銀河系結構的認識更深入，尤其是對于銀盤結構的研究，在運動學、動力學以及化學特征等方面都取得了巨大的進展。本文著重于對近幾十年間有關銀盤的主要研究進展進行系統(tǒng)總結。

1 銀盤的形成歷史

銀盤作為銀河系的主要組成部分之一，其具體的形成機制對銀河系的形成與演化歷史有著重要的作用。在經(jīng)典的恒星形成理論中，星系盤的形成主要分為兩個階段：首先由于引力不穩(wěn)定性，暗物質坍縮形成自束縛暗物質暈；然后由于輻射冷卻，重子在暗物質暈中心凝結形成氣體盤，即早期認為的單一盤成分。如今，研究者利用多個樣本打破了銀盤恒星通過單一成分描述的理論，證明了銀盤是由兩種不同形態(tài)的結構組成，即薄盤和厚盤［8］。目前觀測到的薄盤可能是氣體落入星系盤中，從中形成恒星進而構成的；厚盤則可能是銀河系早期薄盤的遺跡，當有小的伴星系與銀河系碰撞發(fā)生并合時，受到振動、沖擊，大部分能量轉換成恒星的隨機運動，使得恒星的隨機速度增大，運動到離盤中心更遠的區(qū)域，即原來的薄盤就變成了厚盤［9］。

銀盤是銀河系中最顯著的結構之一，大部分恒星都位于銀盤之中。對銀盤形成過程早期研究可追溯到上世紀90年代，Mo等［10］通過對盤的密度分布以及角動量占比等條件進行假設，推導了盤星系的形成過程。但由于當時觀測設備的限制，獲得的觀測樣本數(shù)據(jù)量少，對銀盤的形成原因無法作出更多的解釋。自赫歇爾以來的很長一段時間，天文學界一直認為銀盤恒星在垂向上僅由單指數(shù)模型構成，直到Gilmore和Reid［8］在1983年詳細分析了南銀極的恒星，首次提出銀盤中的恒星可分屬于兩種不同形態(tài)的結構。他們通過對12 500顆恒星的詳細分析，確定其中一個盤的標高在300～1 000 pc，另一個指數(shù)盤的標高在1～1.45 kpc，前者具有較小的標高，即較薄，后者有較大的標高，即較厚。圖1顯示了在南銀極絕對星等在4～5等的恒星數(shù)密度與銀道面距離的關系，可以看出兩者之間的斜率（對應于標高）有一定的差異，構成厚盤和薄盤的恒星在空間上也互相堆疊在一起，之間并沒有清晰的分界，這也是厚盤結構時隔很久才被證認的原因之一。隨后，López-Corredoira等［11］將銀盤模擬的恒星數(shù)與劃分為820小塊的觀測區(qū)域的恒星數(shù)進行比較，對比分析發(fā)現(xiàn)銀盤在反銀心方向和垂直方向的密度都比較符合指數(shù)函數(shù)分布，間接證實了雙盤成分的存在。厚盤概念的提出也促使研究者們將焦點放到了盤的形成與演化當中。

此后的研究表明，薄盤與厚盤具有不同的演化性質，二者在化學豐度、金屬豐度和運動學特性等方面都存在較大的差別。不同研究者采用不同的樣本方法得到的薄盤和厚盤的性質也略有不同。如Prochaska等［12］和Feltzing等［13］發(fā)現(xiàn)薄盤和厚盤中α豐度整體變化趨勢有明顯差異，而Chen等［14］的研究表明兩者的α豐度差異并不明顯。Bensby等［15］通過對銀心距在40～110 kpc的714顆F、G型矮星進行分析，發(fā)現(xiàn)可以有效地分離樣本。圖2展示了恒星樣本在元素豐度平面的分布情況，在數(shù)據(jù)的支撐下，對于盤的兩種成分有了一定的結論。經(jīng)過長時間的研究發(fā)現(xiàn)，薄盤恒星具有富金屬豐度、低α豐度的特點，厚盤恒星具有貧金屬豐度、高α豐度的特點［1］，與Bensby的結果［15］一致。至此，研究者對厚薄盤的性質有了一定程度上的認識。

2 厚盤的形成機制

雖然對于銀盤的基本性質有了共識，但研究者對于薄盤與厚盤的形成機制，尤其是厚盤的形成機制仍有不同的觀點。目前不少研究者試圖通過理論模型推測厚盤的形成機制，比較熱門的模型主要有：吸積模型、加熱模型、富氣體并合模型和徑向遷移模型。吸積模型提出由于衛(wèi)星星系內落導致銀盤恒星的速度彌散增大，盤星向外運動，導致厚盤的形成［16］；加熱模型提出厚盤是由于衛(wèi)星星系在并合過程中不斷受到動力學加熱的影響形成的［17］；富氣體并合模型提出厚盤是氣體在運動過程中不斷向盤中聚集形成的［18］；徑向遷移模型認為厚盤是由于銀盤恒星在徑向不斷的向內或向外遷移形成的［19-20］。這些理論模型提出的形成機制可分為“先薄后厚”和“先厚后薄”兩大類［21］。富氣體并合模型更加偏向于“先厚后薄”，這種形成機制提出薄盤和厚盤實際是相繼形成的兩種子結構，一部分氣體率先坍縮形成厚盤，余下的氣體再經(jīng)過內落形成薄盤。在氣體坍縮形成厚盤的階段也存在兩種完全不同的坍縮方式：一種是由于存在強耗散作用的快坍縮過程；一種是受到壓力影響的慢坍縮過程［22］。與快坍縮相比，慢坍縮的時間足夠長，可以在垂向形成較明顯的金屬豐度梯度。隨著星系并合現(xiàn)象被發(fā)現(xiàn)，部分研究者認為，厚盤可能是在銀河系與附近的某個伴星系并合過程中，薄盤受到動力學不斷加熱形成的。早在1993年，Quinn等［17］通過數(shù)值模擬銀河系的質量以及伴星系的質量探索厚盤的形成，研究結果表明當伴星系的質量比較小時，伴星系會與銀河系盤以一定的傾角并合，并且在動力學作用下，伴星系的軌道半徑減小，質量也相應減小，同時主星系在垂向和徑向不斷延伸，進而形成現(xiàn)在證認的薄盤和厚盤成分。隨后，Li和Zhao［23］通過使用LAMOST DR3巨星樣本，根據(jù)運動學特征將其分為了不同的盤成分，研究了這些恒星的軌道和化學性質的不同。如圖3所示，厚盤恒星的徑向金屬豐度梯度幾乎為0，而垂向的金屬豐度則隨著銀道面越遠越低，這也說明經(jīng)過盤上恒星長期的徑向遷移，恒星在誕生時期所具有的金屬豐度性質已經(jīng)被消耗盡了，而垂向的密度降低是由于加熱和徑向遷移過程形成的。為了進一步確認厚盤的形成機制，Li和Zhao［23］研究了厚盤軌道偏心率的分布情況（圖4），發(fā)現(xiàn)盤星一開始就應該處于銀河系之中，并不是被破壞的衛(wèi)星星系中吸積形成的。

研究表明，并合機制是比較劇烈的，而吸積機制則是一個相對漫長的過程。吸積機制認為銀河系就是通過氣體、塵埃和恒星等物質在隨機運動中不斷形成的，而厚盤則是銀河系不斷吸積過程中的產(chǎn)物。但對于厚盤的形成的機制仍然存在一些爭論，Walker等［24］通過研究不同質量范圍的伴星系對主星系作用，發(fā)現(xiàn)只要主星系對伴星系的吸積量達到10%以上，主星系盤就能夠增厚60%，也間接提出了厚盤的形成機制。但是Huang等［25］給出了不一致的結論，他們將相同質量的伴星系質量置于更遠距離處，結果表明伴星系與主星系之間并沒有強烈的作用力，即認為這不是導致厚盤形成的主要原因。

目前對于厚盤的具體形成機制的理論比較多，仍沒有一個明確的定論，期望未來通過更多的方法進行精細的研究?？傊?，厚盤的形成機制仍值得繼續(xù)去探索，包括星系形成與演化的一些關鍵問題還未完全弄清楚，比如銀盤是否由多種機制共同作用形成、不同星系的厚盤形成過程是否一致等，這些問題還需要更多的觀測數(shù)據(jù)以及結合新的研究方法加以仔細研究。

3 銀盤的外圍結構

銀盤的大小是量度銀河系大小的一個重要特征。銀盤恒星的數(shù)密度、標高和標長等恒星參數(shù)對于揭示銀盤的結構起著重要作用。

3.1 銀盤的外邊界

外盤是指銀心距大于太陽所處位置的外圍區(qū)域，可能由于這一部分區(qū)域的恒星比較少，導致在夜空中觀測起來沒有銀河系中心那么明亮。天文學家們對銀盤的外邊界一直不斷地進行探索。最初，Robin等［26］利用A型星作為探針，在距銀心12 kpc處發(fā)現(xiàn)恒星數(shù)密度驟降，進而提出盤在此處可能存在截斷。但Carraro［27］認為這是由于銀盤翹曲結構的影響，導致在銀盤某一處沿視線方向觀察時，會看到恒星數(shù)突然減少。同時，Carraro［27］發(fā)現(xiàn)銀盤能夠延展至距銀心20 kpc左右。

早期銀盤截斷的觀點沒有考慮到銀盤翹曲的影響，也就沒有強有力的證據(jù)說明截斷存在與否。直到2017年，Liu等［28］通過利用LAMOST與2MASS的數(shù)據(jù)進行選擇效應改正，直接統(tǒng)計分析了外圍部分紅巨星的數(shù)密度分布情況，在19 kpc范圍內清晰證認出了銀盤結構，比之前認識的經(jīng)典盤［26，29］大了四分之一。在很長一段時間里，對銀盤尺寸的認識都是在14～15 kpc［26，29］，該發(fā)現(xiàn)對于銀河系的形成與演化有著積極的推動作用，正是由于這項工作，人們才認識到銀盤外圍結構的真實面目。圖5顯示了R-Z平面上的平均恒星數(shù)密度分布，在銀心距12 kpc以外的部分會有一定程度的南北不對稱情況。

隨后，Wang等［30］更深入地研究了銀盤外圍結構的形態(tài)和范圍，他們對盤的密度分布給定了一個函數(shù)的假設，同時對銀盤銀心距進行切片并采用馬爾可夫鏈蒙特卡羅（MCMC）算法估算恒星數(shù)密度和標高，最終得到銀盤恒星的恒星數(shù)密度與銀心距的關系，同時展示了標高隨銀心距R的變化。研究結果如圖6所示，恒星數(shù)密度隨R呈指數(shù)形式下降，且在11和14 kpc處均出現(xiàn)了偏折。前人在河外星系中也發(fā)現(xiàn)了相似的恒星數(shù)密度突然變化的情況，他們認為這是由于矮星系并合形成的［31］，這與之前提出的吸積并合模型一致。同時，該研究還發(fā)現(xiàn)無論是薄盤還是厚盤都有一定的邊緣增厚［30］，標高隨銀心距不斷增加，如圖7所示。Li等［32］利用LAMOST和Gaia數(shù)據(jù)研究了銀河系子結構的起源，發(fā)現(xiàn)這些子結構不是矮星系吸積而成，而是銀盤的一部分，這一發(fā)現(xiàn)將盤的范圍延展到30 kpc，比之前的研究結果大了一倍。

上述研究表明，利用不同的示蹤體和研究方法得到的銀盤范圍存在著一定差異。時至今日，人們仍然沒有探索到銀盤的外邊界究竟在哪兒。但如今的對于銀盤的認知已經(jīng)遠遠超過以往所認為的經(jīng)典銀盤的尺寸。銀河系中更多子結構的發(fā)現(xiàn)也在一定程度上對銀河系的演化理論提出了挑戰(zhàn)。

3.2 銀盤的標高與標長

標高和標長在一定程度上量化著銀盤的特性。標高是指在垂向上恒星數(shù)密度降為1/e倍的高度，標長是指在徑向上恒星數(shù)密度降為1/e倍的長度。在徑向上，隨銀心距逐漸增大，恒星數(shù)密度逐漸降低［1］。測光數(shù)據(jù)研究表明，薄盤標高確定為200～450 pc，厚盤的標高在900～1 200 pc［1］。薄盤標高的下限是Ojha［33］在2001年給出的，他們利用多波段測光數(shù)據(jù)分析了年齡范圍比較廣泛的星族，但由于樣本年齡的分布范圍大，會低估薄盤的標高。薄盤標高的上限450 pc是Gould等［34］利用M矮星樣本得到的，由于其中混入了暈星，導致一定程度上的高估。最初對于厚盤與薄盤標高的測定是Gilmore和Reid［8］提出的，他們當時得到薄盤的標高為300 pc，與現(xiàn)在大部分的研究結果一致；厚盤的標高為1 450 pc，略高于如今人們所認識的數(shù)值。Juric等［35］利用從SDSS中挑選的M星族和K型星2個樣本，分別追蹤銀盤的密度分布，同時應用修正后的雙盤模型進行擬合，得到薄盤和厚盤的標高分別300～900 pc，標長分別為2 600和3 600 pc。

本文總結了15篇與標長密切相關的論文發(fā)現(xiàn)，大部分的標長為2.6±0.5 kpc。Widmark等［36］利用Gaia EDR3大樣本探究銀盤結構，假設盤的徑向恒星數(shù)密度呈指數(shù)衰減，得到盤的標長為2.2±0.1 kpc。Gould等［34］和Zheng等［37］利用哈勃空間望遠鏡數(shù)據(jù)得到的標長為3.0±0.4 和2.8±0.3 kpc，這些結果與光學紅外的結果相吻合。比較突出的一個工作是Bovy等［38］利用SDSS/SEGUE的光譜數(shù)據(jù)分析了每個不同的子樣本在太陽鄰域恒星的垂向和徑向密度輪廓，發(fā)現(xiàn)每個子樣本都可以通過單一的指數(shù)分布進行擬合，并發(fā)現(xiàn)標高連續(xù)增加，而標長則依次遞減。但在2016年，Bovy等［39］利用同樣的方法，選用SDSS-III/APOGEE數(shù)據(jù)中的14 699顆紅團簇樣本，重新確定了垂向和徑向密度分布，得到的結果卻與之前有所不同。他們將樣本劃分為高α豐度和低α豐度2個子樣本，研究結果表明高α樣本遍布整個徑向區(qū)域，其恒星數(shù)密度與單指數(shù)模型相吻合；而低α樣本的恒星數(shù)密度隨銀心距的變化與雙指數(shù)模型擬合得較好，這也間接地證明了厚盤的存在。與充滿子結構的暈相似，恒星盤是極其復雜的，不能簡單地用指數(shù)剖面分布圖描述。

厚盤概念提出以來，盤的恒星數(shù)密度分布模型在不斷被修正，目前對于銀盤在垂向的特征參數(shù)標高已經(jīng)有基本一致的結論，但由于觀測設備以及外盤恒星數(shù)量的局限，對于標長還需要更深入的研究。

4 銀盤的運動學和化學演化

銀盤的運動學主要包括翹曲、非對稱運動和旋臂的形成等。銀盤并不是平坦的，而是翹曲的，盤的厚度和翹曲是變化的，離銀心越遠盤越厚，翹曲程度越大。翹曲與非對稱運動一直是近年來研究者關注的熱點。

4.1 銀盤的翹曲

翹曲是盤星系中比較普遍的一個結構。早在60多年前翹曲結構就已被發(fā)現(xiàn)［40］，并在過去幾十年中被細致地探究［41］。López-Corredoira等［11］提出了盤恒星出現(xiàn)密度驟降，間接證明了銀盤翹曲結構的存在，之后仍有不少學者對翹曲結構進行更深入的探究。Levine等［42］證明銀河系的中性氫盤具有顯著的翹曲結構，第二象限的中性氫盤向北翹曲，第三象限的中性氫盤向南翹曲。隨后，Chen等［43］通過發(fā)布的造父變星星表探究了銀河系的三維空間結構分布情況，如圖8所示，研究發(fā)現(xiàn)造父變星離銀心越遠，就越偏離銀盤平面，樣本在三維空間中整體呈“S”形。通過圖8可以清晰地看到藍紫色的造父變星主要位于太陽附近或者是反銀心方向，紅色的造父變星主要位于兩側，在右下方可以清晰看出銀盤翹曲特征。Wang等［44］和Huang等［45］基于LAMOST和Gaia共同觀測的紅團簇星測定的精確距離參數(shù)，在速度空間研究了銀盤恒星所受翹曲結構的影響。翹曲結構的形成機制有不同的理論模型，López-Corredoira等［11］認為是由于盤上的星際物質吸積形成的，而Sánchez-Saavedra等［46］則認為是由星系間的相互作用造成的。對于翹曲的形成機制期望通過更多的觀測資料進行更全面地探索。

4.2 銀盤的非對稱運動

隨著Gaia高精度的自行和恒星參數(shù)的發(fā)布，銀盤的非對稱運動以及起源問題又引起了一系列探討。由于太陽距銀心約8.34 kpc，太陽附近的恒星都位于銀盤之中，因此太陽鄰域的恒星一定程度上能夠反映銀盤的特性。繼Bond等［47］和Siebert等［48］發(fā)現(xiàn)太陽鄰域恒星在徑向上存在非對稱運動后，Carlin等［49］利用LAMOST主序星發(fā)現(xiàn)盤星運動的平均速度會隨著空間位置發(fā)生一定變化，位于銀盤之下的恒星向上運動，銀盤之上的恒星向下運動，雖然整體上速度的偏移量很小，但這個變化特征在統(tǒng)計圖中比較顯著。Tian等［50］利用太陽附近FGK型主序星，重建三維速度和速度橢球，觀察到太陽附近恒星有細微的非對稱運動，猜測可能是由不斷運動的早型星導致的。隨著Gaia數(shù)據(jù)的發(fā)布，研究者能更加細致地探索銀盤的非對稱結構。近期，Wang等［51］利用LAMOST K巨星研究發(fā)現(xiàn)徑向、軸向和垂向速度在銀河系反銀心方向展現(xiàn)出大范圍的非對稱運動。不少研究將這種非對稱運動的起源歸因于附近旋臂的擾動，但只有探索到更加遙遠的區(qū)域，才能對非對稱運動的起源有更明確的認識。

4.3 銀盤的化學演化

銀盤恒星的元素豐度表征著銀盤的化學演化性質，是研究銀盤形成與演化歷史的重要指針。不同元素發(fā)生核反應的時間與演化發(fā)生時間有所不同，這暗示著可以通過研究化學豐度變化研究銀盤的演化過程。恒星［α/Fe］元素豐度隨金屬豐度［Fe/H］的變化可以很好地反映恒星的形成歷史。天文學家對銀盤恒星的元素豐度進行了詳細探究，證明了貧金屬恒星的α元素豐度與金屬豐度存在一定的相關性，即厚盤星的α豐度隨金屬豐度減小逐漸增大［52-53］。

銀盤恒星隨著演化階段的不同，對應的化學成分不同，化學成分的變化會導致恒星內部結構等變化［1］。理論模型認為，銀盤中的非對稱結構可能會引起盤星的徑向遷移，在遷移過程中極有可能改變銀盤恒星的化學組成部分，這也導致了薄盤和厚盤具有不一致的化學特性，因此，徑向遷移對于銀盤的演化與形成同樣有著重要意義。Poulos和Singh［54］提出旋臂的共振將引起銀盤的徑向遷移［45］。在前人的工作中，徑向遷移對于厚盤形成的影響仍有不一致的結論。Loebman等［55］提出恒星在徑向遷移過程中受到的垂向壓力減小，將逐漸遠離銀盤而形成厚盤結構。但Minchev等［56］從垂直作用量守恒出發(fā)，認為恒星向外遷移過程中垂向的速度彌散將逐漸減小，說明徑向遷移對厚盤的作用不強烈。未來將會通過更多的理論加觀測模型對銀盤恒星的徑向遷移進行更深入地分析。

5 總結與展望

綜上所述，本文從銀盤的形成機制、運動學及化學演化等多方面對銀盤的研究進展進行了總結。首先闡述了厚盤的發(fā)現(xiàn)及其可能形成機制，討論了“先薄后厚”以及“先厚后薄”機制的形成原理，簡要介紹了徑向遷移對厚盤形成影響的可能性。同時總結了薄盤星與厚盤星的性質：薄盤星主要是年輕的、富金屬恒星，其運動速度較大，但速度彌散比較小，即所處恒星的運動步調是一致的；厚盤星主要是年老的貧金屬恒星，其運動速度與薄盤星相比較小，但是速度彌散比較大。為了了解銀盤的基本形成過程，總結了近30年天文學家關于銀盤邊界的探究。通過LAMOST DR5 K巨星樣本，銀盤的邊界已由經(jīng)典盤認為的15 kpc擴大到了19 kpc。同時對于銀盤徑向和垂向的特征參數(shù)標長與標高的研究結果進行整理總結，薄盤的標高為200～450 pc，厚盤的標高為900～1 200 pc。近年來，大量巡天設備投入使用，對銀河系包括銀盤獲得了更多的樣本，對銀盤也會有更加深入的研究。

銀盤的形成與演化內容非常廣泛，并且銀盤中可能包含許多的子結構，因此期望未來通過海量的觀測數(shù)據(jù)進行理論分析，進一步加深對銀盤特性的理解。對于銀盤中的子結構，厚盤與薄盤以及盤與暈之間究竟是如何銜接，是否存在明顯的邊界，也是大家關注的焦點。整個厚薄盤的形成機制究竟是單一的坍縮機制，還是銀河系與伴星系的并合機制，仍值得探究。未來，也期望從這些方面更多地解開銀盤的神秘面紗。

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Research Progress of Galactic Disk

LI Jing，CHEN Yi-rong，YAN Zheng-zhou

（School of Physics and Astronomy，China West Normal University，Nanchong Sichuan 637009，China）

Abstract：As one of the most important structures of Milky Way，Galactic disk is the main aggregation of stars.Its research is of great significance to understand the formation and evolution of Milky Way.This paper investigates and summarizes the important researches on Galactic disk in the past 30 years by the method of literature survey，gives a brief introduction to the research on the thin and thick disk of Milky Way and introduces the formation mechanism of the thick disk in detail.For the outer structure of Galactic disk，the previous exploration results of Galactic disk boundary by different stellar samples are compared；the previous estimates of the scale height and length of Galactic disk are summarized and sorted out；the research progress of warp structure，asymmetric motion，and chemical evolution of Galactic disk in recent years are introduced as well.

Keywords：Milky Way；Galactic disk；truncation；kinematics