银河系概念的建立与河外星系的发现

（选自天文爱好者1996年第一期，作者宣焕灿）

天才的预见

十五世纪中叶，德国大主教古萨蒂尼古拉猜测说，天上的恒星都是一个个遥远的太阳，它们散布在无限宇宙空间之中；16世纪下半叶，意大利唯物主义思想家布鲁诺也提出了类似的见解。但在当时，无论是主张地球位于宇宙中心、太阳和诸行星都围绕着地球转动的托勒密学说，还是主张太阳位于宇宙中心、地球和诸行星都围绕着太阳转动的哥白尼学说，都把恒星看成是遥远的“恒星天”上的光点，因此布鲁诺和古萨蒂尼古拉的革命性见解得不到人们的赞同。1717年，英国天文学家发现了恒星的自行，于是，“恒星是附着在恒星天上的光点”的观念就难以立足了。此后不久，英国天文学家布拉得雷在测定天体光行差的过程中发现，即使最近的恒星其距离也不会小于6到8光年。这一结论对“恒星是遥远的太阳”的见解是一个有力的支持，因为如果把太阳放到那么遥远的地方，它也只有一颗普通恒星那么亮。在布拉得雷以后，恒星是遥远的太阳的见解逐渐被越来越多的人所接受。

1612年，德国天文学家马里乌斯率先使用望远镜发现了著名的“仙女座大星云”，它在望远镜中呈现为云雾状的亮斑，故称为星云。此后的一两个世纪中，随着望远镜口径的增大和成像质量的提高，人们发现的星云越来越多。当人们逐渐认识到恒星是遥远的太阳，并用望远镜发现星空中还存在无数星云时，新的问题又摆在人们面前：漫布全天的无数恒星之间有何内部联系，它们与横贯夜空的银河之间有何关系？看上去像云雾状亮斑的星云同恒星、银河之间又有什么联系？

对上述问题的探讨始于18世纪上半叶，在前后三四十年中，有好几位学者对恒星世界的结构和星云的本质做出了猜测。十八世纪二十至三十年代，瑞典学者斯维登堡提出，恒星与银河同属于一个动力学上完整的天体系统，这样的天体系统在宇宙中不是惟一的。1750年，英国天文学家赖特指出：银河和所有恒星共同构成了一个磨盘状的天体系统，它的直径比厚度大得多，由于我们位于这个系统的内部，向四周望去才看到了银河系漫布全天的恒星。1755年，德国哲学家康德指出，银河和全天的恒星共同组成一个扁平状的巨大的天体系统，我们的太阳位于它的内部，在我们这个天体系统之外还存在着无数个类似的天体系统，而看上去呈云雾状的“星云”很可能正是这样的天体系统。1761年，德国科学家朗博提出了一种无限阶梯式的宇宙结构模型，他认为太阳是第一级系统，太阳与它附近的恒星所构成的庞大的恒星集团是第二级系统，银河是这种庞大的恒星集团的集合，它构成了更为巨大的第三级系统，我们这个银河系之外还有其他的银河系统，它们的集合构成了第四级系统……

现在我们知道，斯维登堡、赖特、康德和朗博的上述猜测是天才的预见，他们的这些见解有力地推动了银河系概念的建立和河外星系的发现。

第一个银河系结构模型

率先用实测手段来研究银河系结构的是著名的英国天文学家威廉·赫歇尔，他本是一位乐师，但他的业余爱好是天文学，在妹妹卡洛琳·赫歇尔的协助下，他辛勤地磨制望远镜，通宵达旦地观测星空。1781年他因发现天王星而声名大噪，从此被任命为皇家天文学家，开始了专职的天文工作。他对斯维登堡、赖特、康德和朗博关于银河系结构的猜想深感兴趣，并决心通过天文学观测来验证这种猜想是否正确。他想到的第一个办法是对恒星进行取样统计。当时，他已拥有一台口径46厘米的反射望远镜，这在当时是世界上口径最大的望远镜。他事先选定了许多特定的天区，一一数出这些天区中的星数，并统计出亮星和暗星的比例。由于当时既没有恒星距离也没有恒星光度的资料，所以他在从事上述工作中不得不做出如下假定：

①宇宙空间完全透明，而且他的望远镜已能看到银河系最外沿的恒星。

②恒星在空间中是均匀分布的，在某一天空恒星越密集，表明这个方向上恒星延伸越远。

③一切恒星的光度都是一样的，在某一方向上观测到的暗星越多，表明该方向上离我们较远的星越多。

在他妹妹的协助下，他用望远镜计数了683个取样天区的117600颗恒星，并从以上三个假定出发分析观测资料，1785年获得了一幅扁而平、轮廓参差、太阳居中的银河系结构图。由于威廉·赫歇尔的上述三个假定相当粗略，是当时不得已而为之的一种简化假设，因此他的结构图，除认为银河系直径约为其厚度的五倍这一点基本正确外，其余的如对银河系大小的估计，以及认为太阳居于银河系中心等见解都不正确！但他率先用望远镜实测证实了银河系的客观存在，并提出了第一个银河系结构的模型，这一历史贡献是不可磨灭的！

银河系的新图像

在威廉·赫歇尔的银河系图像中，太阳位于它的中心，这种观念一直维持了一个多世纪之久，直到20世纪10年代才被美国天文学家哈罗·沙普利所破除。1916～1917年，哈罗·沙普利测量了近百个球状星团的造父视差。所谓的造父视差是一种利用造父变星来测量天体距离的方法，造父变星存在着令人惊奇的周光关系，即其光变周期和其本身的真实光度（以绝对星等表示）存在着某种对应关系，于是通过观测其光变周期，便可求得其真实光度，而将真实光度与其视亮度（以视星等表示）作比较，便可很快推算出该造父变星用视差值表示的距离，这就叫造父视差。如果在某个球状星团中发现了一颗造父变星，我们测得了该变星的视差值，那么我们也可以认为该视差值就是该球状星团的视差值。就像我们测出了北京某个人与南京的距离，也就相当于测出了北京到南京的距离，两者的道理是一样的。在测得了这些球状星团的造父视差后，哈罗·沙普利进一步研究了它们的空间分布。他发现它们有三分之一位于占天空面积仅有百分之2的人马座之内，百分之90以上位于以人马座为中心的半个天球上。哈罗·沙普利认为球状星团实际上是对称而均匀地分布在银河系中的，只是由于太阳不在银河系中心，才造成这种表观上的不对称。1917年哈罗·沙普利提出了一个直径30万光年、厚度3万光年、银心位于人马座方向距太阳5万光年处的银河系模型，从而为建立正确的银河系模型迈出了非常关键的一步。

1926年，瑞典天文学家林德布拉德指出，银河系在不断地围绕银心自转。次年，荷兰天文学家奥尔特进一步发现银河系存在着“较差自转”并指出了造成较差自转的原因：银河系的大部分物质集中在银心附近，离银心较远的天体像行星绕太阳那样做开普勒旋转，距离银心越远的天体，其自转角速度越慢，这就是银河系的较差自转。通过分析观测资料，他测得：银心位于人马座方向上距离太阳约一万七千光年处，在太阳附近银河系的自转速度为272公里每秒。

1938年，奥尔特还发现，在银心与反银心方向上各有一个恒星密集的区域，他认为这是银河系的两条旋臂。后来的射电天文观测发现了银河系具有更多的旋臂。

现已得知，银河系实际上是一个旋涡星系。其侧面则呈透镜状，恒星较为密集的盘状区域称为银盘，其直径约10万光年，厚度不足一万光年，太阳距离银心约三万光年。在银盘之外，由球状星团等天体构成了一个比银盘大得多的扁球状的晕，称为银晕。

探索星云的本质一再受挫

康德等人认为云雾状的“星云”可能是和我们银河系同类的天体系统。威廉·赫歇尔率先用实测手段来考察这一点。他当时想到，不妨用望远镜来分解星云，如果它能分解为恒星，康德等人的推测就是正确的，否则就是错误的。十八世纪八十年代，梅西耶星云星团表一经刊发，威廉·赫歇尔就在其中挑选了29个被梅西耶称为“没有星的星云”的观测对象，用他拥有的口径46厘米的反射望远镜来观测它们，结果它们几乎全部被分解为恒星，于是他断言星云确实是河外星系。实际上，他所挑选的这29个观测对象并不是星云，而是银河系内的球状星团和疏散星团，它们在分辨率不高的望远镜中也呈现为云雾状的亮斑。所以他实际上是错把星团当成星云而得出这一结论的。1790年，他观测星云NGC 1514时，发现它不能分解为恒星，后来他发现许多弥漫星云也都无法分解为恒星，于是他又否认了星云就是河外星系的见解。由于他的名望，许多人深信他的结论，于是河外星系存在的论证遭到了第一次挫折。

1845年，英国天文学家罗斯伯爵三世建成了口径1.83米的反射望远镜，用这架当时举世无双的望远镜来观测云雾状的天体，结果将这类天体中不少威廉·赫歇尔未能分解的也分解成了恒星（实际上，当时罗斯伯爵分解的也都是星团）。于是河外星系存在的见解再度活跃起来。但不久后，天体分光术诞生了，人们发现，在分光镜中，恒星的光呈现为带吸收线的连续光谱，而稀薄气体发出的光则呈现为明线光谱。英国天文学家哈金斯想到，这可以作为判别星云本质的依据。1864年，他用分光镜观测天龙座中的一个行星状星云，发现它的光谱是明线光谱，此后他又观测了不少星云（实际上他观测的往往是银河系内的弥漫星云），也发现它们的光谱是明线光谱。于是他做出结论说，星云都是由发光的气体组成的。这样，河外星系存在问题的论证再次受挫。

1899年，德国天文学家沙依纳用长时间的曝光，拍得“仙女座大星云”的光谱是带有吸收线的连续光谱。沙依纳由此推论，所谓的“仙女座大星云”乃是一个遥远的星系。但1912年，美国天文学家斯里弗发现昴星团星云的光谱也是带吸收线的连续光谱，而该星云当时已确认属于银河系，它实质上是一个反射星云，其光谱只是对把它照亮的恒星光谱的直接复制。斯里弗当时认为，“仙女座大星云”的光谱大概也是由于气体星云物质直接反射附近恒星的光而造成的。这样，到了20世纪初，星云的本质之谜依然未能揭示。

埃德温·哈勃发现了河外星系

鉴于18世纪后期到20世纪初用分解恒星方法和分光方法探索星云本质的失败，天文学家们想到，需要设法测出星云的距离和银河系的尺度，若是前者远大于后者，则说明该星云远在银河系之外，它很可能是河外星系，反之，它理应是银河系内的天体。

二十世纪初，人们发现天空中有大量的“旋涡星云”，其暗弱的光度表明它们或许比较遥远，要研究星云是否是河外星系，理应从“旋涡星云”入手。20世纪10年代末美国天文学家柯蒂斯提出了一种用“旋涡星云”中发现的新星来估算该星云的距离的办法。他假定这类星云中出现的新星和银河系中的新星在最亮时具有相同的绝对星等，只是由于距离的因素才使其显得十分暗弱，于是通过比较“旋涡星云”中的新星和银河系中的新星的视星等，可求得前者的距离。起先，他用“仙女座大星云”中出现的新星测出该星云的距离为一千万光年，后来他又修正其结果，认为该星云的距离为五十万光年。这表明它远在银河系之外。但哈罗·沙普利认为柯蒂斯的测量有问题，他不赞同“旋涡星云”就是河外星系的见解。此二人成为当时关于“旋涡星云”本质的两种对立观点的代表人物。1920年四月，在美国科学院召开的关于“宇宙的尺度”的辩论会上，他们展开了面对面的论战，这就是天文学史上著名的“沙普利-柯蒂斯辩论”。当时这场辩论双方胜负未分。

这以后，形势发展很快。1923年，美国天文学家埃德温·哈勃用当时最大的、口径2.5米的反射望远镜拍摄了“仙女座大星云”的照片，照片上该星云的外围已被分解为恒星，他在其中证认出第一颗造父变星。次年他又在该星云中证认出更多的造父变星，并在三角座星云M33和人马座星云NGC 6822中发现了一些造父变星。于是他用前面提到的造父视差法证实了这三个星云远在银河系之外，它们是跟银河系一样的星系。1924年，他在美国天文学会上宣布了这一发现，河外星系的存在首次得以证实。人类从此翻开了探索大宇宙的新篇章！

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