巡天遥测十亿岛

M31（仙女星系）的视星等是4等左右。全天亮于20等的河外星系约有2000万个，平均说来，在满月那么大小的一块天空上就有100来个。若从最亮的星系开始，一直观测到目前最大的望远镜力所能及的最暗星系（可暗于26等），则总数可达数百亿，甚至上千亿个。然而，我们如何得知这数以亿计的岛宇宙的距离呢？

其实，天文学家在19世纪后期已经发现，有一类星云具有某种旋涡状的结构，它们的光谱与恒星相似，然而却无法分辨出其中的单个恒星，仙女座大星云就是典型的一例。直至20世纪20年代初，这类“旋涡星云”的本质依然是个谜。问题的要害在于它们究竟是银河系内的天体，还是处于银河系外。对此，天文学家发生了持久而激烈的争论。

1917年，美国天文学家乔治·威利斯·里奇（George Willis Ritchey，1864—1945）从在威尔逊山天文台所拍摄的一张星云照片中发现了一颗新星。这个星云名叫NGC 6949，NGC是1888—1910年出版的《星云星团新总表》（New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars）的简称，NGC6949则是该表中编号为6949的天体。同年，另一位美国天文学家柯蒂斯（Heber Doust Curtis，1872—1942）也在仙女座大星云M31和其他类似的“星云”中发现了新星。

柯蒂斯起初是加利福尼亚州纳帕学院的拉丁语和希腊语教授，在那里他对望远镜产生了兴趣，并由此而涉猎天文学，后来成为天文学教授。到了1918年，柯蒂斯在仙女座大星云M31里发现的新星已经很多，这使他认为必须当真将这个“星云”看作十分遥远而巨大的恒星系统了。因为新星在天空中原是很罕见的，所以除非M31中包含着极其众多的恒星，否则是不会在其中涌现出那么多新星的。可是，这块星云看上去却那么暗、那么小，因此它必定远得出奇。况且，所有这些新星的视亮度都比人们偶然见到的普通新星暗得多，这就又为它们距离遥远增添了一个佐证。柯蒂斯由此估计，M31同我们的距离远达500 000光年。

1918年末，地处美国加利福尼亚州的威尔逊山天文台上落成一架新的望远镜，它的反射镜口径达2.54米。在30年之内，它一直是天文望远镜之王。直到1948年，其冠军宝座才让位于那时刚落成的帕洛玛山天文台口径5.08米的反射望远镜。1923—1924年间，美国天文学家哈勃（Edwin Powell Hubble，1889—1953，图56）借助这架2.54米的反射望远镜，终于在M31的边缘部分分解出大量暗弱的单个恒星。

图56　20世纪最杰出的天文学家哈勃，他被人们尊称为“星系天文学之父”

哈勃是一位非常重要的天文学家，他于1910年从芝加哥大学天文学系毕业，又前往英国牛津大学攻读法学。1913年哈勃回到美国开过一家律师事务所，但是第二年就前往芝加哥大学叶凯士天文台，做美国天文学家弗罗斯特（Edwin Brant Frost，1866—1935）的助手和研究生，并于1917年取得博士学位。当时美国天文学界的领军人物、威尔逊山天文台台长海尔（George Ellery Hale，1868—1938）注意到哈勃的天文观测才能，便建议他去威尔逊山天文台工作。但此时第一次世界大战犹酣，哈勃应征入伍，随军赴欧洲服役。他于1919年10月回国后，随即赴威尔逊山与海尔共事，正是那里落成未久的2.54米反射望远镜，为他做出一系列历史性的发现提供了极有利的条件。哈勃史无前例地在几个旋涡星云的外围区域辨认出许多造父变星，并利用周光关系推算出它们的距离，结果毋庸置疑地证明，M31和M33这两个旋涡星云都远远位于银河系以外，它们都是与银河系很相似的庞大恒星集团。当时它们被称为“河外星云”，多年以后又更合理地改称为“河外星系”，或简称为“星系”。

宇宙中的众多星系亦如世界上的众多生物，为了研究就应该对它们分类。首先有效地进行星系分类的也是哈勃：旋涡星系具有旋涡状的结构，中心区域呈透镜状，周围绕有扁平的圆盘，从星系核心部分伸出若干条螺旋状“旋臂”，叠加到圆盘上。椭圆星系呈椭球形或圆球状，中心区域最亮，向边缘亮度逐渐减小。不同椭圆星系的质量差异非常大，质量最小的矮椭圆星系仅与球状星团相仿，大致相当于100万个太阳；质量最大的超巨椭圆星系则可达太阳质量的数万亿倍。不规则星系的外形不规则，也没有明显的核心和旋臂，在全天的亮星系中它们只占5%左右。仙女星系M31和银河系都是旋涡星系，大小麦云则均属不规则星系之列。哈勃描述的星系形态序列表明，众多的星系宛如同一家族中互有联系的成员，从而为人们进入神秘的星系世界提供了一幅导游图。

16世纪的哥白尼使人类认识了太阳系，18世纪的威廉·赫歇尔又使人类认识了银河系，现在哈勃更是将人类的视野引向了无比广阔的星系世界，他因此而被誉为20世纪的哥白尼。1929年，哈勃又做出一项极其重要的发现，即著名的“哈勃定律”，这将在后文“耐人寻味的红移”一节中再详细介绍。

哈勃的一生极具传奇色彩。他英俊魁梧，篮球、网球、橄榄球、跳高、撑竿跳、铅球、链球、拳击、射击等许多体育项目皆成绩不俗。哈勃在晚年颇有希望荣获诺贝尔物理学奖，但是死神突然来临了——他因突发脑血栓而猝死。遵照哈勃的遗愿，没有丧礼，没有追悼会，也没有坟墓，他的骨灰埋葬在一个秘密的地方。

第二次世界大战期间，洛杉矶市一度实行战时灯火管制，从而使威尔逊山附近的夜空分外黑暗，这对天文观测而言真是难得的好机会。1942年，德国天文学家巴德（Walter Baade，1893—1960）抓住这一时机，使用威尔逊山天文台的2.54米反射望远镜（图57），首先成功地分辨出M31内部区域的单颗恒星。巴德是在德国出生的，1919年获格丁根大学博士学位，1931年到美国威尔逊山天文台，后来又到帕洛玛山天文台工作，对天文学做出不少重要贡献。前面谈到的第1566号小行星伊卡鲁斯就是巴德于1948年发现的。1958年，巴德回到德国，两年后在格丁根去世。

图57　美国威尔逊山天文台口径2.54米的反射望远镜

当初，哈勃在1924年利用造父变星的周光关系，推断M31的距离要比小麦云远5倍以上。当时认为小麦云离我们约160 000光年，于是M31与我们相距应达800 000光年以上。可是1/4个世纪以后，巴德弄清了M31的实际距离比这还要远。因为在相当长一段时间内，人们不知道有第一类造父变星和第二类造父变星之别，所以当初哈勃是将M31中的第一类造父变星与小麦云中的第二类造父变星不加区别地进行比较的。考虑到这一点（以及一些别的因素）后，重新确定的M31的距离是2 200 000光年。

人们由此进一步推断，既然M31和其他星系比过去设想的还要远得多，那么它们必定也要大得多，这样从地球上看去它们才会显得那样亮。我们的银河系并不是一个特大号的星系，而只是普通尺码。例如，M31就比它大。如同哥白尼把地球赶下台、沙普利把太阳赶下台一样，巴德也把我们的银河系从佼佼者的位置上赶下台了。

造父变星是测定一切河外星系距离的出发点。只要在某一个河外星系中发现了造父变星，我们便可以推算出它的距离。然而，有那么多的星系是如此遥远，以至于用世界上最大的天文望远镜也无法看到它里面的最亮的造父变星，这时又该如何处置呢？

正如三角视差法和分光视差法各有自己的“势力范围”一样，造父视差法也有自己的极限。当星系的距离远到约5000万光年时，就必须采用一些更间接的方法来测量它们的距离了。

就像恒星喜好群居那样，宇宙中的星系也有明显的“抱团”倾向，星系团就是由十几个、几十个乃至成千上万个星系群居在一起组成的集团。星系团中的每一个星系都称为这个星系团的成员星系，各成员星系之间有着力学上的联系（通常就是它们彼此间的万有引力）。目前已发现的星系团数以万计，大多数星系都是各种星系团的成员。

成员星系数目在100以下的、较小的星系团，通常又称为“星系群”。我们银河系身处其中的这个星系群称为“本星系群”，它由银河系、仙女星系等数十个大小不等的星系组成。就像光度和质量大的恒星叫巨星、光度和质量小的恒星叫矮星那样，光度和质量大的星系叫巨星系、光度和质量小的便叫矮星系。又好比恒星有双星、三合星……那样，星系也有双重星系、三重星系等类似的名称。本星系群的几十个成员中有两个是巨星系，它们就是银河系和仙女星系M31。它们各与一些离它们较近的较小星系聚集成银河系“次群”和仙女星系“次群”，我们可以这样来概括本星系群中主要成员星系的组合情况：

图58是本星系群部分成员的分布示意图。表5列出本星系群之外某些较亮星系的概况，其中也包括它们的距离。

图58　银河系的近邻——本星系群的部分成员。图中数码代表：1.天龙星系　2.小熊星系　3.大熊星系　4.六分仪C　5.狮子Ⅰ　6.狮子Ⅱ　7.飞马星系　8.玉夫星系　9.天炉星系10.NGC 221　11.NGC 205　12.NGC 185　13.NGC 147

表5　一些较亮星系的概况（不包括本星系群的星系）^*

*资料来源参见http://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/VizieR?-source=J/AJ/145/101。

**视向速度为“+”表示运动方向是离我们而去，“-”表示向我们而来。事实上，总的说来，除了本星系群中的一些星系正在朝向我们运动而外，较远的星系几乎都在退离我们，而且总的说来，越远的星系退行得越快。详见“耐人寻味的红移”一节。

在本星系群以外，离我们最近的那个星系团位于室女座内，故称室女星系团。它与我们相距6000万光年，其成员星系多达2500个以上。

图59是哈勃空间望远镜拍摄的星系团A370的照片（局部）。除了密密麻麻、形态大小各异的众多星系外，画面右侧那个巨大的圆弧也很引人注目。经过复杂而细致的分析和计算，天文学家断定它其实并非星系团本身的结构，而是一个更遥远的天体受到所谓“引力透镜效应”的影响，从而畸变失真的形象。

图59　哈勃空间望远镜拍摄的星系团A370（局部）

有些大的星系团，例如著名的后发星系团，可以有上千个比较明亮的成员。后发星系团位于后发座方向，距离我们约350 000 000光年，它的直径达800万光年左右，包含的星系总数可能超过10 000个。那儿的星系比较密集，各星系间的平均距离大约只有300 000光年，而银河系附近星系的平均距离则差不多为3 000 000光年。

有趣的是，星系团又会聚集成更高一级的集团，称为“超星系团”，或者称为“二级星系团”。本星系群同附近50个以上的星系群和星系团构成的超星系团称为“本超星系团”，其中也包括上面所说的室女星系团。超星系团的外形往往是扁长的，本超星系团的长径大约有1亿～2亿光年。

人们早就想到：超星系团是否还会进一步聚集形成更高级的“三级”“四级”星系团呢？这种想法很吸引人，不过天文观测并未显示出这样的迹象。

下面，让我们继续考察天文学家怎样量出了更加遥远的星系的距离。

(1)　蒭藁：chúgǎo。