第十章 不斷擴展的視野
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首先，在太陽上的觀察者看來，與太陽同軌道同速度的兩顆恒星（D和E）顯然是靜止的。
與太陽處于同一半徑的兩顆恒星（B和G）也是如此，因為它們的運動平行于太陽，在視線方向沒有速度分量。
那麼，處于外層的恒星A和C的情況如何呢？由于它們的速度比太陽低得多，所以從圖上可以清楚地看出，恒星A會落在後面，恒星C會被太陽超過。
因此，與A的距離會增大，與C的距離會減小，從這兩顆恒星發出的光會分别顯示出多普勒紅移效應和紫移效應。
對于内層的恒星F和H來說，情況則正好相反，F會顯示出紫移效應，H會顯示出紅移效應。
假設剛才描述的現象僅由恒星的圓周運動所引起，那麼這種圓周運動的存在使我們不僅可以證明這種假設，還能估算出恒星運動的軌道半徑和速度。
通過收集整個天空中恒星視運動的觀測資料，奧爾特成功地證明，所預期的多普勒紅移和紫移效應的确存在，從而确定無疑地證明銀河系在旋轉。
同樣也能證明，銀河系旋轉的效應會影響恒星在垂直于視線方向上的視速度。
雖然精确測量這個速度分量要難得多（因為遙遠的恒星即使有很大的線速度，也隻對應于天球上極小的角位移），但這種效應還是被奧爾特等人觀測到了。
對恒星運動的奧爾特效應進行精确測量，我們就能得出恒星的軌道和運行周期。
使用這種計算方法，我們已經知道，以人馬座為中心的太陽軌道的半徑是3萬光年，約為整個銀河系最外層半徑的三分之二。
太陽繞銀心運轉一周所需的時間約為兩億年。
這當然是段漫長的時間，但不要忘了，我們的銀河系已經有50億歲了，在這段時間裡，我們的太陽已經帶着它的行星家族轉了差不多20圈。
遵照&ldquo地球年&rdquo這個術語，我們可以把太陽的旋轉周期稱為&ldquo太陽年&rdquo，說宇宙隻有20歲。
在恒星世界，事情的确發生得很慢，因此把太陽年作為對宇宙曆史進行時間測量的單位會非常方便。
三、走向未知事物的邊界 前已提到，孤零零地飄浮在廣袤宇宙空間中的恒星群體并非隻有銀河系。
望遠鏡研究已經表明，太空深處還有許多與銀河系非常類似的巨大星群。
其中距離最近的是著名的仙女座星雲，用肉眼就可以看到。
在我們眼中，它是一片又小又暗的拉得相當長的星雲。
插圖7的a和b是用威爾遜山天文台的大型望遠鏡拍攝的這樣兩個天體，它們是從側面看到的後發座星雲和從上面看到的大熊座星雲。
我們注意到，作為銀河系所特有的透鏡形狀的一部分，這些星雲有一種典型的螺旋結構，因此被稱為&ldquo螺旋星雲&rdquo。
許多證據表明，銀河系也是一個螺旋星雲，但我們很難從内部确定這種結構的形狀。
事實上，太陽很可能位于&ldquo銀河大星雲&rdquo的一條旋臂末端。
長期以來，天文學家們并未意識到螺旋星雲是與我們銀河系類似的巨大星系，而是将它們與獵戶座星雲那樣的普通彌漫星雲相混淆，後者是由飄浮在銀河系内的恒星之間的星際塵埃所組成的巨大雲團。
但後來人們發現，這些霧蒙蒙的螺旋狀物體根本不是雲霧，而是一顆顆星星。
如果放大到最高倍數，可以看到它們是一個個小點。
但它們太過遙遠，無法通過測量視差求出其實際距離。
這樣一來，我們測量天體距離的手段似乎已經窮盡。
但并非如此！當我們碰到某個無法克服的困難時，耽擱通常隻是暫時的；總會發生某種新的事情，使我們能夠繼續前進。
就這裡的情況而言，哈佛大學的天文學家沙普利（HarlowShapley）在所謂的脈動星或造父變星那裡找到了一種全新的&ldquo量尺&rdquo。
86 天上星辰密布。
雖然大多數恒星都甯靜地發着光，但也有一些恒星的亮度發生規則的明暗變化。
這些巨大的星體像心髒一樣有規則的脈動，其亮度也随着這種脈動而發生周期性的變化。
87恒星越大，其脈動周期就越長，就像鐘擺越長，擺動周期就越長一樣。
很小的恒星（就恒星而言）幾個小時就完成了自己的周期，而巨大的恒星則需要很多年才能完成一次脈動。
既然恒星越大就越亮，那麼恒星的脈動周期與該星的平均亮度之間一定存在着明顯的關聯。
通過觀測造父變星，可将這種關系确定下來，造父變星距離我們足夠近，它們的距離和實際亮度能夠直接測量出來。
如果你發觀一顆脈動星超出了視差測量的範圍，那麼你隻需用望遠鏡觀測出它的脈動周期，就能知道它的實際亮度。
再将實際亮度與視亮度進行對比，就能立刻知道這顆星的距離。
沙普利運用這種巧妙的方法，成功地測出了銀河系中特别遙遠的距離，此方法對于估算我們銀河系的總體尺寸非常有用。
在用這種方法來測量巨大的仙女座星雲中幾顆脈動星的距離時，沙普利大吃一驚：從地球到這些恒星的距離&mdash&mdash當然也是到仙女座星雲本身的距離&mdash&mdash竟然有1700000光年，也就是說遠大于銀河系的估算直徑。
仙女座星雲的尺寸原來隻比我們整個銀河系略小一些。
本書插圖7中的兩個螺旋星雲距離要更遠，其直徑與仙女座星雲差不多。
這一發現徹底駁倒了之前認為的螺旋星雲是銀河系中的&ldquo小家夥&rdquo的觀點，螺旋星雲也因此成為與銀河系類似的獨立星系。
現在已經不再有天文學家懷疑，如果有位觀測者站在仙女座星雲中某顆恒星的小行星上，他所看到的銀河系将與我們看到的仙女座星雲非常相像。
主要由于威爾遜天文台著名的星系觀測家哈勃（EdwinPowellHubble）的工作，對這些遙遠恒星群體的進一步研究向我們揭示了許多有趣而重要的事實。
首先，與肉眼相比，用強大的望遠鏡所能觀測到的星系要多得多，它們并不都是螺旋狀的，而是有各種各樣的種類：有看起來像邊界模糊的規則圓盤的球狀星系，有伸長程度各不相同的橢球狀星系，螺旋星系也因&ldquo盤繞的松緊程度&rdquo而彼此不同，此外還有形狀非常奇特的&ldquo棒旋星系&rdquo。
一個極為重要的事實是，所有這些觀測到的星系形狀都能規則地排列起來（圖115）,這可能對應着這些巨大星系的不同演化階段。
圖115 正常星系演化的各個階段 雖然我們對星系演化的細節還知之甚少，但這種演化很可能緣于漸進的收縮過程。
大家知道，一個緩慢旋轉的氣體球逐步收縮時，其旋轉速度會增加，形狀也會變成橢球體。
在某個收縮階段，當極半徑與赤道半徑之比等于7／10時，該旋轉體就會呈透鏡形，沿其赤道出現一條明顯的棱。
如果進一步收縮，這種透鏡形不會變化，但構成旋轉體的氣體會開始沿這條明顯的赤道棱流入周圍的空間，在赤道面形成一
首先，在太陽上的觀察者看來，與太陽同軌道同速度的兩顆恒星（D和E）顯然是靜止的。
與太陽處于同一半徑的兩顆恒星（B和G）也是如此，因為它們的運動平行于太陽，在視線方向沒有速度分量。
那麼，處于外層的恒星A和C的情況如何呢？由于它們的速度比太陽低得多，所以從圖上可以清楚地看出，恒星A會落在後面，恒星C會被太陽超過。
因此，與A的距離會增大，與C的距離會減小，從這兩顆恒星發出的光會分别顯示出多普勒紅移效應和紫移效應。
對于内層的恒星F和H來說，情況則正好相反，F會顯示出紫移效應，H會顯示出紅移效應。
假設剛才描述的現象僅由恒星的圓周運動所引起，那麼這種圓周運動的存在使我們不僅可以證明這種假設，還能估算出恒星運動的軌道半徑和速度。
通過收集整個天空中恒星視運動的觀測資料，奧爾特成功地證明，所預期的多普勒紅移和紫移效應的确存在，從而确定無疑地證明銀河系在旋轉。
同樣也能證明，銀河系旋轉的效應會影響恒星在垂直于視線方向上的視速度。
雖然精确測量這個速度分量要難得多（因為遙遠的恒星即使有很大的線速度，也隻對應于天球上極小的角位移），但這種效應還是被奧爾特等人觀測到了。
對恒星運動的奧爾特效應進行精确測量，我們就能得出恒星的軌道和運行周期。
使用這種計算方法，我們已經知道，以人馬座為中心的太陽軌道的半徑是3萬光年，約為整個銀河系最外層半徑的三分之二。
太陽繞銀心運轉一周所需的時間約為兩億年。
這當然是段漫長的時間，但不要忘了，我們的銀河系已經有50億歲了，在這段時間裡，我們的太陽已經帶着它的行星家族轉了差不多20圈。
遵照&ldquo地球年&rdquo這個術語，我們可以把太陽的旋轉周期稱為&ldquo太陽年&rdquo，說宇宙隻有20歲。
在恒星世界，事情的确發生得很慢，因此把太陽年作為對宇宙曆史進行時間測量的單位會非常方便。
三、走向未知事物的邊界 前已提到，孤零零地飄浮在廣袤宇宙空間中的恒星群體并非隻有銀河系。
望遠鏡研究已經表明，太空深處還有許多與銀河系非常類似的巨大星群。
其中距離最近的是著名的仙女座星雲，用肉眼就可以看到。
在我們眼中，它是一片又小又暗的拉得相當長的星雲。
插圖7的a和b是用威爾遜山天文台的大型望遠鏡拍攝的這樣兩個天體，它們是從側面看到的後發座星雲和從上面看到的大熊座星雲。
我們注意到，作為銀河系所特有的透鏡形狀的一部分，這些星雲有一種典型的螺旋結構，因此被稱為&ldquo螺旋星雲&rdquo。
許多證據表明，銀河系也是一個螺旋星雲，但我們很難從内部确定這種結構的形狀。
事實上，太陽很可能位于&ldquo銀河大星雲&rdquo的一條旋臂末端。
長期以來，天文學家們并未意識到螺旋星雲是與我們銀河系類似的巨大星系，而是将它們與獵戶座星雲那樣的普通彌漫星雲相混淆，後者是由飄浮在銀河系内的恒星之間的星際塵埃所組成的巨大雲團。
但後來人們發現，這些霧蒙蒙的螺旋狀物體根本不是雲霧，而是一顆顆星星。
如果放大到最高倍數，可以看到它們是一個個小點。
但它們太過遙遠，無法通過測量視差求出其實際距離。
這樣一來，我們測量天體距離的手段似乎已經窮盡。
但并非如此！當我們碰到某個無法克服的困難時，耽擱通常隻是暫時的；總會發生某種新的事情，使我們能夠繼續前進。
就這裡的情況而言，哈佛大學的天文學家沙普利（HarlowShapley）在所謂的脈動星或造父變星那裡找到了一種全新的&ldquo量尺&rdquo。
86 天上星辰密布。
雖然大多數恒星都甯靜地發着光，但也有一些恒星的亮度發生規則的明暗變化。
這些巨大的星體像心髒一樣有規則的脈動，其亮度也随着這種脈動而發生周期性的變化。
87恒星越大，其脈動周期就越長，就像鐘擺越長，擺動周期就越長一樣。
很小的恒星（就恒星而言）幾個小時就完成了自己的周期，而巨大的恒星則需要很多年才能完成一次脈動。
既然恒星越大就越亮，那麼恒星的脈動周期與該星的平均亮度之間一定存在着明顯的關聯。
通過觀測造父變星，可将這種關系确定下來，造父變星距離我們足夠近，它們的距離和實際亮度能夠直接測量出來。
如果你發觀一顆脈動星超出了視差測量的範圍，那麼你隻需用望遠鏡觀測出它的脈動周期，就能知道它的實際亮度。
再将實際亮度與視亮度進行對比，就能立刻知道這顆星的距離。
沙普利運用這種巧妙的方法，成功地測出了銀河系中特别遙遠的距離，此方法對于估算我們銀河系的總體尺寸非常有用。
在用這種方法來測量巨大的仙女座星雲中幾顆脈動星的距離時，沙普利大吃一驚：從地球到這些恒星的距離&mdash&mdash當然也是到仙女座星雲本身的距離&mdash&mdash竟然有1700000光年，也就是說遠大于銀河系的估算直徑。
仙女座星雲的尺寸原來隻比我們整個銀河系略小一些。
本書插圖7中的兩個螺旋星雲距離要更遠，其直徑與仙女座星雲差不多。
這一發現徹底駁倒了之前認為的螺旋星雲是銀河系中的&ldquo小家夥&rdquo的觀點，螺旋星雲也因此成為與銀河系類似的獨立星系。
現在已經不再有天文學家懷疑，如果有位觀測者站在仙女座星雲中某顆恒星的小行星上，他所看到的銀河系将與我們看到的仙女座星雲非常相像。
主要由于威爾遜天文台著名的星系觀測家哈勃（EdwinPowellHubble）的工作，對這些遙遠恒星群體的進一步研究向我們揭示了許多有趣而重要的事實。
首先，與肉眼相比，用強大的望遠鏡所能觀測到的星系要多得多，它們并不都是螺旋狀的，而是有各種各樣的種類：有看起來像邊界模糊的規則圓盤的球狀星系，有伸長程度各不相同的橢球狀星系，螺旋星系也因&ldquo盤繞的松緊程度&rdquo而彼此不同，此外還有形狀非常奇特的&ldquo棒旋星系&rdquo。
一個極為重要的事實是，所有這些觀測到的星系形狀都能規則地排列起來（圖115）,這可能對應着這些巨大星系的不同演化階段。
圖115 正常星系演化的各個階段 雖然我們對星系演化的細節還知之甚少，但這種演化很可能緣于漸進的收縮過程。
大家知道，一個緩慢旋轉的氣體球逐步收縮時，其旋轉速度會增加，形狀也會變成橢球體。
在某個收縮階段，當極半徑與赤道半徑之比等于7／10時，該旋轉體就會呈透鏡形，沿其赤道出現一條明顯的棱。
如果進一步收縮，這種透鏡形不會變化，但構成旋轉體的氣體會開始沿這條明顯的赤道棱流入周圍的空間，在赤道面形成一