第十章 不断扩展的视野_从一到无穷大

一、地球及其附近

现在，让我们把旅行从分子、原子和原子核拉回到尺寸较为熟悉的物体。不过，即将开始的新旅行是朝着相反的方向，即朝着太阳、星星、遥远的星云和宇宙深处。和微观世界的情况一样，科学沿这个方向的发展也使我们越来越远离熟悉的物体，视野变得愈发广阔。

在人类文明之初，所谓的宇宙被认为小得可怜。人们认为大地是一个巨大的扁盘，漂浮在四面环绕的海洋上。大地下方是深不可测的海水，上方是诸神的居所——天空。这个巨大的盘子足以支撑住当时地理学已知的所有陆地，包括地中海的各个海岸以及邻近的部分欧洲和非洲，还有亚洲的一小块地方；大地的北边以高山山脉为界，夜间太阳就在山后的“世界大洋”洋面上休憩。图104比较准确地显示了古人所认为的世界的样子。然而到了公元前3世纪，有个人对这种公认的简单世界图像提出了异议。他就是著名的希腊哲学家（当时用这个名称来称呼科学家）亚里士多德（Aristotle）。

图104　古人所理解的世界

亚里士多德在《论天》一书中提出了一种理论，认为大地其实是一个球体，上面覆盖着陆地和水，周围是气。他提出了许多论证来支持自己的观点，这些论证在我们现在看来非常熟悉和平凡。他指出，船消失在地平线上时总是船身先消失，桅杆还露在水面上，这表明海洋不是平的，而是弯曲的。他还指出，月食一定是因为地球的影子掠过了月亮表面。既然这个影子是圆的，所以大地本身也必定是圆的。但当时相信他的人并不多。人们不能理解，如果他说的是对的，那么生活在地球另一端（即所谓的对跖点）的人怎么会头朝下走路而不掉下去呢？那里的水为何不流向他们所说的天空呢（图105）？

图105　反驳大地为球形的论证

你瞧，当时的人并没有意识到，物体下落是因为受到了地球的吸引。对他们来说，“上”和“下”是空间中的绝对方向，在哪里都应该是一样的。认为绕地球转半圈，“上”“下”就可以互换，这种想法在他们看来就像爱因斯坦相对论的许多陈述</a>在今天的人看来一样疯狂。当时，重物的下落不是像今天这样通过地球的吸引来解释，而是被解释成一切物体都有向下运动的“自然倾向”。因此，你若敢站在地球的下面一半，会向下掉到蓝天中去！这种反驳是如此有力，对旧观念进行调整是如此艰难，以至于直到亚里士多德去世后两千年的15世纪，仍然可以看到有人把地球对面的居民画成头朝下站着，以此来嘲笑大地是球形的观念。就连伟大的哥伦布（Christopher Columbus）在动身寻找通向印度的“相反道路”时，也未必确信自己的计划是可靠的。事实上，他因为美洲大陆的阻挡而并未实现这项计划。直到麦哲伦（Ferdinand de Magen）作了著名的环球航行之后，关于大地是球形的最后一丝疑虑才彻底打消。

人们 如果从太阳或地球上看，这八颗恒星的运动会如何呢？我们这里谈的是沿视线的运动，根据所谓的多普勒效应最容易观测到它。首先，在太阳上的观察者看来，与太阳同轨道同速度的两颗恒星（D和E）显然是静止的。与太阳处于同一半径的两颗恒星（B和G）也是如此，因为它们的运动平行于太阳，在视线方向没有速度分量。

那么，处于外层的恒星A和C的情况如何呢？由于它们的速度比太阳低得多，所以从图上可以清楚地看出，恒星A会落在后面，恒星C会被太阳超过。因此，与A的距离会增大，与C的距离会减小，从这两颗恒星发出的光会分别显示出多普勒红移效应和紫移效应。对于内层的恒星F和H来说，情况则正好相反，F会显示出紫移效应，H会显示出红移效应。

假设刚才描述的现象仅由恒星的圆周运动所引起，那么这种圆周运动的存在使我们不仅可以证明这种假设，还能估算出恒星运动的轨道半径和速度。通过收集整个天空中恒星视运动的观测资料，奥尔特成功地证明，所预期的多普勒红移和紫移效应的确存在，从而确定无疑地证明银河系在旋转。

同样也能证明，银河系旋转的效应会影响恒星在垂直于视线方向上的视速度。虽然精确测量这个速度分量要难得多（因为遥远的恒星即使有很大的线速度，也只对应于天球上极小的角位移），但这种效应还是被奥尔特等人观测到了。

对恒星运动的奥尔特效应进行精确测量，我们就能得出恒星的轨道和</a>运行周期。使用这种计算方法，我们已经知道，以人马座为中心的太阳轨道的半径是3万光年，约为整个银河系最外层半径的三分之二。太阳绕银心运转一周所需的时间约为两亿年。这当然是段漫长的时间，但不要忘了，我们的银河系已经有50亿岁了，在这段时间里，我们的太阳已经带着它的行星家族转了差不多20圈。遵照“地球年”这个术语，我们可以把太阳的旋转周期称为“太阳年”，说宇宙只有20岁。在恒星世界，事情的确发生得很慢，因此把太阳年作为对宇宙历史进行时间测量的单位会非常方便。

三、走向未知事物的边界

前已提到，孤零零地飘浮在广袤宇宙空间中的恒星群体并非只有银河系。望远镜研究已经表明，太空深处还有许多与银河系非常类似的巨大星群。其中距离最近的是著名的仙女座星云，用肉眼就可以看到。在我们眼中，它是一片又小又暗的拉得相当长的星云。插图7的a 和b 是用威尔逊山天文台的大型望远镜拍摄的这样两个天体，它们是从侧面看到的后发座星云和从上面看到的大熊座星云。我们注意到，作为银河系所特有的透镜形状的一部分，这些星云有一种典型的螺旋结构，因此被称为“螺旋星云”。许多证据表明，银河系也是一个螺旋星云，但我们很难从内部确定这种结构的形状。事实上，太阳很可能位于“银河大星云”的一条旋臂末端。

长期以来，天文学家们并未意识到螺旋星云是与我们银河系类似的巨大星系，而是将它们与猎户座星云那样的普通弥漫星云相混淆，后者是由飘浮在银河系内的恒星之间的星际尘埃所组成的巨大云团。但后来人们发现，这些雾蒙蒙的螺旋状物体根本不是云雾，而是一颗颗星星。如果放大到最高倍数，可以看到它们是一个个小点。但它们太过遥远，无法通过测量视差求出其实际距离。

这样一来，我们测量天体距离的手段似乎已经穷尽。但并非如此！当我们碰到某个无法克服的困难时，耽搁通常只是暂时的；总会发生某种新的事情，使我们能够继续前进。就这里的情况而言，哈佛大学</a>的天文学家沙普利（Harlow Shapley）在所谓的脉动星或造父变星那里找到了一种全新的“量尺”。86

天上星辰密布。虽然大多数恒星都宁静地发着光，但也有一些恒星的亮度发生规则的明暗变化。这些巨大的星体像心脏一样有规则的脉动，其亮度也随着这种脉动而发生周期性的变化。87恒星越大，其脉动周期就越长，就像钟摆越长，摆动周期就越长一样。很小的恒星（就恒星而言）几个小时就完成了自己的周期，而巨大的恒星则需要很多年才能完成一次脉动。既然恒星越大就越亮，那么恒星的脉动周期与该星的平均亮度之间一定存在着明显的关联。通过观测造父变星，可将这种关系确定下来，造父变星距离我们足够近，它们的距离和实际亮度能够直接测量出来。

如果你发观一颗脉动星超出了视差测量的范围，那么你只需用望远镜观测出它的脉动周期，就能知道它的实际亮度。再将实际亮度与视亮度进行对比，就能立刻知道这颗星的距离。沙普利运用这种巧妙的方法，成功地测出了银河系中特别遥远的距离，此方法对于估算我们银河系的总体尺寸非常有用。

在用这种方法来测量巨大的仙女座星云中几颗脉动星的距离时，沙普利大吃一惊：从地球到这些恒星的距离——当然也是到仙女座星云本身的距离——竟然有1 700 000光年，也就是说远大于银河系的估算直径。仙女座星云的尺寸原来只比我们整个银河系略小一些。本书插图7中的两个螺旋星云距离要更远，其直径与仙女座星云差不多。

这一发现彻底驳倒了之前认为的螺旋星云是银河系中的“小家伙”的观点，螺旋星云也因此成为与银河系类似的独立星系。现在已经不再有天文学家怀疑，如果有位观测者站在仙女座星云中某颗恒星的小行星上，他所看到的银河系将与我们看到的仙女座星云非常相像。

主要由于威尔逊天文台著名的星系观测家哈勃（Edwin Powell Hubble）的工作，对这些遥远恒星群体的进一步研究向我们揭示了许多有趣而重要的事实。首先，与肉眼相比，用强大的望远镜所能观测到的星系要多得多，它们并不都是螺旋状的，而是有各种各样的种类：有看起来像边界模糊的规则圆盘的球状星系，有伸长程度各不相同的椭球状星系，螺旋星系也因“盘绕的松紧程度”而彼此不同，此外还有形状非常奇特的“棒旋星系”。

一个极为重要的事实是，所有这些观测到的星系形状都能规则地排列起来（图115）,这可能对应着这些巨大星系的不同演化阶段。

图115　正常星系演化的各个阶段

虽然我们对星系演化的细节还知之甚少，但这种演化很可能缘于渐进的收缩过程。大家知道，一个缓慢旋转的气体球逐步收缩时，其旋转速度会增加，形状也会变成椭球体。在某个收缩阶段，当极半径与赤道半径之比等于7／10时，该旋转体就会呈透镜形，沿其赤道出现一条明显的棱。如果进一步收缩，这种透镜形不会变化，但构成旋转体的气体会开始沿这条明显的赤道棱流入周围的空间，在赤道面形成一层气体薄幕。

英国著名物理学家和天文学家金斯（James Hopwood Jeans）已经用数学证明，上述说法对于旋转的气体球是成立的，但它们也完全适用于被我们称为星系的巨大星云。事实上，我们可以把这样聚集在一起的亿万颗恒星看成一团气体，把恒星看成一个个分子。

将金斯的理论计算与哈勃对星系的经验分类作一对比，就会发现这些巨大的恒星群体遵循的正是该理论所描述的演化进程。特别是，我们发现，拉伸最长的椭球状星云的半径之比为7/10（E7），这是我们注意到有明显赤道棱的 在 首先要说的是，基于脉动星的测距法虽然在用于银河系附近的一些星系时给出了很好的结果，但进入空间深处时就不管用了，因为此时我们所到达的距离已经大到无法分辨各个星星的程度，即使透过最强大的望远镜，所看到的星系也像是微小的长条星云。再往深处走，我们就只能凭借可见尺寸来判断距离，因为与恒星不同，所有同类型的星系都大约是同一尺寸。如果所有人都是同一高度，既无侏儒又无巨人，你就总可以通过观察一个人的视大小来说出他的远近。

哈勃用这种方法估算了遥远星系的距离，他表明，就我们目之所及（辅以最强大的望远镜），星系在空间中或多或少是均匀分布的。之所以说“或多或少”，是因为在许多情况下，星系成群地聚集在一起，有时竟包含数千个成员，就像众多恒星聚集成星系一样。

我们的银河系似乎属于一个较小的星系群，其成员包括三个螺旋星系（包括银河系和仙女座星云）、六个椭球状星系及四个不规则星云（其中两个是大小麦哲伦星云）。

不过，除了这种偶尔的聚集，从帕洛马山天文台口径200英寸的望远镜看过去，各个星系其实是非常均匀地散布在10亿光年以内的整个空间中。两个相邻星系的平均距离约为500万光年，可见的宇宙视野包含有数十亿个恒星世界！

如果还用我们之前的比喻，认为帝国大厦是颗细菌，地球是颗豌豆，太阳是个南瓜，那么银河系就是大致分布在木星轨道之内的数十亿个南瓜的聚集体，而许许多多这样的南瓜堆又散布在半径略小于地球与最近恒星之间距离的一个球形体积内。不错，我们的确难以找到一种表示宇宙距离的恰当尺度。即使把地球比做一颗豌豆，已知宇宙的尺寸仍然是个天文数字！图116试图表明天文学家是如何一步步勘测宇宙距离的：从地球开始，到月亮，再到太阳、恒星，然后到遥远的星系，一直到未知事物的边界。

图116　宇宙勘测的里程碑，用光年表示的距离

现在，我们准备回答宇宙尺寸这个基本问题。宇宙是无限扩展的，还是占据着某个极为巨大但仍然有限的体积？随着望远镜制造得越来越强大、越来越精良，天文学家是否总能发现一些尚未勘测的新空间区域呢？抑或与此相反，宇宙至少原则上是可以勘测到最后一颗星的？

当我们说宇宙可能“尺寸有限”时，当然并不是指在几十亿光年以外的某个地方，空间探险家会碰到一堵墙，上面写着“严禁擅自进入”字样。

事实上，我们在 当然，这就像一位古希腊探险家从家乡雅典出发一路西行，许久之后却发现又从东门进入了这座城市。

正如我们无需环游世界，只通过研究一小块地方的几何学就可以确定地面的曲率一样，我们在现有望远镜的视程内做出类似的测量，就可以回答三维宇宙空间的曲率问题。在 在我们的宇宙中，“均匀散布的物体”就是各个星系，因此要想解决宇宙曲率的问题，我们只需数出不同距离处的各个星系的数目。

哈勃实际做过这种计数，他发现星系的数目似乎比距离的立方增长得慢一些，因此空间可能是正曲率和有限的。但要注意，哈勃观测到这种效应非常小，几乎已达威尔逊山那架口径100英寸望远镜的观测极限。最近用帕洛马山那架口径200英寸的新反射式望远镜所作的观测尚未对这个重大问题给出更进一步的答案。

现在之所以还不能对宇宙是否有限这个问题给出最终的确切回答，还因为遥远星系的距离只能基于它们的视亮度（平方反比律）来判断。这种方法需要假设所有星系都有同样的亮度，但若星系的亮度随时间而变化，从而暗示亮度与年代有关，就会导出错误的结论。别忘了，透过帕洛马山望远镜可以看到的最遥远的星系在10亿光年以外，因此我们看到的是它们在10亿年以前的状态。如果各个星系随着衰老而逐渐变暗（也许是因为活动恒星的数量越来越少），哈勃的结论就必须加以修正。事实上，只要星系的亮度在10亿年里（约为其整个寿命的1/7）改变一点点，就能把目前关于宇宙有限的结论颠倒过来。

于是我们看到，要想确定我们的宇宙是有限还是无限，还有许多工作要做呢。