球状星团和银河系的大小

银河系的大小是将造父视差法应用于球状星团而定出的。

在茫茫太空中，恒星的“群居”乃是一种很普遍的现象。前面我们已经谈到过双星，它的两颗子星在万有引力作用之下互相绕转不已。如果是3颗星这样聚集在一起，它们就组成了“三合星”，半人马α双星加上比邻星便是这样一个三合星系统。同样还有四合星、五合星，如此等等。不过，通常当3颗以上到10来颗恒星聚集在一起时，我们又将它们称作“聚星”。更多的星星“抱成一团”时，便形成了“星团”。

星团可以分为球状星团和疏散星团两种。疏散星团中包含的恒星从几十颗至1000颗以上，其中的成员星彼此相距较远，一般容易用望远镜将它们分解为单个的恒星。至20世纪末，共计已经发现1000多个疏散星团。因为疏散星团大多位于银河带附近，所以又称为银河星团。

球状星团由成千上万乃至几十万、上百万颗恒星聚集而成，整个星团形成一个庞大的圆球，其直径从几十光年到四五百光年不等。在球状星团内恒星非常密集，平均密度要比太阳附近恒星分布的密度大50倍光景。在球状星团中心，恒星分布的密度更是大到太阳附近恒星密度的千倍以上。迄20世纪末，在银河系中发现的球状星团约有150个，估计在整个银河系中这样的星团也许有500个左右。

第一个球状星团是恒星天文学之父威廉·赫歇尔发现的。他的观测纠正了康德认为天上所有的云雾状斑块——当时统称为“星云”——都是“岛宇宙”的看法。比康德晚出生6年的法国天文学家梅西叶（Charles Messier，1730—1817）首先编出了一份包含有103个貌似云雾状斑块的天体表。

在法国，梅西叶第一个看到了哈雷彗星1758年那一次著名的回归，这激励他成为一位执着的彗星搜索者。然而，他在搜索的过程中却经常将那些星云与彗星相混淆。于是，他决定将自己观测到的星云列成一个表，“猎彗者”们就不会再受它们的捉弄了。倘若在天空中看到了一颗疑似的彗星，那么首先就应该拿梅西叶的表来检验一下，然后再宣布究竟发现了什么东西。此后，人们就用梅西叶表中的编号来称呼这些天体，例如M1、M2、M3……这里，M便是梅西叶姓氏的第一个字母。在梅西叶表中，仙女座大星云（现代更正确的名称是“仙女座星系”或“仙女星系”）列为第31号，故又名M31。赫歇尔用威力更大的望远镜观测到更多的这类天体，发现梅西叶表中的某些星云其实是由一大群暗星密集而成的。例如，早在1714年哈雷已曾注意过的M13，便是这样一个巨大的星团，也许含有上百万颗恒星。它位于武仙座中，因此人们称它为武仙座大星团——银河系内的一个巨大的球状星团（图53）。

图53　球状星团M13，即著名的“武仙座大星团”，其中包含着上百万颗恒星

球状星团里有许多变星。例如，20世纪80年代初，人们累计已在银河系内的96个球状星团中发现了2000多颗变星，其中大部分是“天琴RR型变星”，其余的则多为“室女W型变星”。天琴RR型变星又叫“短周期造父变星”，其光度变化周期仅为四五小时到一天多。正因为它们常出现于球状星团中，故又称为“星团变星”。室女W型变星又叫“第二类造父变星”，光变周期以10～20天的居多，其典型代表便是室女W星。相应地，仙王δ型变星又称为“第一类造父变星”。天琴RR型变星和室女W型变星也像仙王δ型变星一样，各自存在着确定的周光关系。

在图54中，一并画出了上述三类变星的周光关系。我们可以清楚地看到，天琴RR型变星的绝对星等几乎总是同一个数值：0等左右。因此它们仿佛是太空中一支支标准的蜡烛，或是一盏盏瓦数固定的天灯，我们观测了它的视星等便可推算出它的距离。室女W型变星的周光关系与仙王δ型变星非常相似。但是，第二类造父变星的绝对星等要比具有同样光变周期的第一类造父变星的绝对星等暗1.5～2等。总之，由于所有这些变星的周光关系都相当明确，所以都可以作为我们的“量天尺”和“示距天体”。

图54　第一类造父变星、第二类造父变星和短周期造父变星的周光关系

球状星团虽大，但是其本身的大小同它到我们这里的距离相比仍然微不足道——其理由和前面说到小麦云时的情况是一样的，因此球状星团内这些“示距天体”所指示的距离便可以看作整个球状星团同我们之间的距离。

求出每个球状星团的距离后，就可以勾画出一幅球状星团在我们银河系内的三维分布图了。结果表明，所有这些球状星团合在一起，又形成了一个更大的球——由一个个球状星团组成的更庞大的集团。它分布在整个银河系中，仿佛勾画出了银河系大致的轮廓。

最先从事这种研究的，是美国天文学家沙普利（Harlow Shapley，1885—1972）。沙普利于1913年在罗素指导下取得普林斯顿大学的博士学位，1914年到加利福尼亚州的威尔逊山天文台工作，1921年起长期担任哈佛天文台台长，直至1952年。1956年以后他是哈佛大学的名誉教授。

沙普利在威尔逊山天文台发现，当时已知的那些球状星团在天穹上的分布是不均匀的，绝大多数都位于半边天空中，并且有1/3左右集中在只占整个天空面积2%的人马座内。他由此推断：我们所处的太阳系并不像赫歇尔和卡普坦以为的那样位于银河系的中心，而是远离中心，偏向于同人马座方向相反的那一侧。银河系的中心，应该正是由众多球状星团构成的那个庞大球体的中心，它就在人马座的方向上（图55）。沙普利利用造父变星的周光关系来确定当时所知的那些球状星团的距离，于1918年构建了一个新的银河系模型：银河系的形状似透镜，直径约70 000秒差距，厚度约7000秒差距。这要比卡普坦估算的数值大得多。

图55　球状星团的不均匀分布，意味着太阳并不在银河系的中心。图中每一小团星代表一个球状星团。显然，从太阳的位置上看，右半边的球状星团比左半边多得多

沙普利的工作战胜了同他尖锐对立的意见，第一次提出了一幅比较真实地反映银河系大小的图景。就像哥白尼把地球从想象中的宇宙中心赶下台那样，沙普利又把太阳从想象中的银河系中心赶了出去。不过，后来的研究表明，沙普利却有点走过头了。他把银河系估计得过高了——银河系并没有他估算的那么大。其原因是他没有考虑到银河系内有许多虽然组成物质很稀薄，但是却非常巨大的“星际尘埃云”，它们阻碍了天文学家的视线。沙普利所研究的一些球状星团被尘埃云所遮蔽，使这些星团中的造父变星看起来显得更暗了，这使人们以为它们处于更加遥远的地方，结果便是把银河系估计得过大。

如何估计这种“星际消光”造成的影响，这也是一件很麻烦的事情。不过，天文学家们终究还是想法解决了这个问题。修正了星际消光的影响后，推算得到的银河系直径大致为100 000光年。