银河系有多大？太阳在银河系哪里？这些问题的答案如今可在随意一本天文科普书中找到，但对于1920年的人们来说，这是一个关乎于人类在宇宙秩序中位置的关键问题。因为在当时，银河系就等同于全部宇宙。另一方面，当时天文学家通过传统的恒星统计方法和新发现的造父变星方法得到了两个不同的答案，对螺旋状星云的组成也没有统一解释，由此两方代表展开了一场载入史册的天文学“大辩论”。这场辩论并没有胜者，但却是科学史上的经典案例。

 

撰文 | 范贤娟（宁德师范学院副教授）

 

银河系在夜空中是一袭轻浅的光带，中国古人把那想成天上的河流，因此而有“银河”“天河”“河汉”等称呼，欧洲人则用神话想象称呼那为“牛奶路”（Milky Way）。

 

根据现在的科学研究发现，银河系是由上千亿颗恒星所组成的扁平漩涡状星系，外型像个荷包蛋，直径长达10万光年，厚度则约3000光年。太阳是银河系中的一颗普通的恒星，带着包括地球在内的八大行星一起绕着银河中心旋转。

银河系结构示意图丨来源：欧洲航天局

 

我们在许多场合都能看到银河系的类似图像，想必大家都很熟悉。但问题是，既然我们身处其中，那如何获得这样的图像呢？毕竟银河系的空间维度这么大，一定要有足够长的“自拍神器”伸出去，或者是离足够远的宇宙飞船，才能够捕捉到完整的样貌。但人类的探测器至今连最近的恒星比邻星（距离地球4.3光年）都还无法前往，更不用说飞越银河系这种动辄以万光年计的空间距离！

 

能够绘制出这样的银河系结构图，需要科学家对银河系中的天体进行测量，这是一项浩繁的工程。今天我们就回顾一下人类是如何从平面到立体地去认识银河系的。

 

针对银河系尺度的估计，科学家曾经有过精彩的辩论。在双方看似都有理的情况下，真相最终是介于不同的估计值之间。这一点很有启发性，留给后人一个理性争辩的典范。

 

发现天王星后，他开始数星星

 

最早想用科学方法研究银河系的是威廉‧赫歇尔（William Herschel, 1738—1822）。他是出生在德国的英国天文学家，原本擅长音乐，是一位颇有建树的音乐家，还能够自制乐器，后来在闲暇之余用自制的望远镜去观察星空。1781年，他用自制的15厘米反射式望远镜发现了天王星，同时计算出它的轨道比土星到太阳的距离还远上一倍，当时造成极大的轰动。自此赫歇尔告别音乐专业，专心做个天文学家，继续去制作更大型望远镜，展开更加雄心勃勃的观察。

威廉‧赫歇尔丨来源：英国国家肖像馆

展示威廉‧赫歇尔的望远镜的木版画丨来源：英国皇家天文学会

 

他在天文观察上确定了几个目标，其中之一是想要了解银河系的结构。当时有其他人凭直觉猜测银河系的结构，但他是唯一采取行动来实际进行系统性观测的人。赫歇尔采取恒星计数（star gaging）的方式来计算银河在各个面向的恒星数量与分布情况。进行观测时，他基于以下两项基础假设：

 

1. 恒星在银河系中大致是均匀的，而在银河系的边界外则没有。

 

2. 用来做恒星计数的望远镜能够观测到银河系当中的所有恒星。

 

他把天空分成683个区域，经过仔细观察和测量，在1785年描绘出一个椭圆形的结构，中心在人马座方向。在这个过程中，他还了解到太阳虽然是银河中的一员，但并非位于中心的位置。但是在他的模型中，太阳距离银河中心还不算太远。

赫歇尔在1785年用恒星计数的方法所描绘出的银河系，太阳在是中心偏右处的圆点丨来源：Wikicommons

 

老方法与新方法的矛盾

 

此后，天文学家采用赫歇尔的恒星计数方法继续探索银河系。随着望远镜越造越大、越造越好，大家对了解银河系越来越有信心。到了20世纪初期，天文学家得出共识，认为银河系盘面的直径应该不会超过3万光年。

 

然而此时有人提出了不同的方法。有的天文学家分析太阳附近的造父变星的数据，发现其周期与亮度呈线性关系，这可以反过来让我们研究遥远的、原本不确定距离的造父变星，从其周期得到亮度，进而反推出它到地球的距离。用这样的方法去观测银河系盘面的球状星团，天文学家发现有的距离达到30万光年。支持这一方法的学者认为数据很可靠。

上图是造父变星的亮度随时间的变化情况，下图是不同造父变星的亮度与周期的关系丨来源：astarmathsandphysics.com

 

双方都觉得自己的方法和结论无懈可击，因此对这10倍的差距，都认定是对方错了。真的是这样吗？

 

美国国家科学院就在1920年4月举办了一场辩论，请双方各自派出一位代表来进行演讲，谈谈各自的立场以及对对方结果的分析。这就是后来被称为 “大辩论”（Great Debate）的沙普利-柯蒂斯之争。

“大辩论”的新闻稿丨图源：nasonline.org

 

“大辩论”的时代与学术背景

 

在开始介绍这场辩论之前，先让我们回到一个世纪前，了解是在什么样的时代背景下产生这样的辩论。

 

1920年，第一次世界大战刚结束2年，狭义相对论已推出15年，广义相对论面世也有5年，当时也刚通过对日食的观测确认了广义相对论的预测更胜牛顿力学。有学者对爱因斯坦的创新理论很感兴趣，建议将相关内容作为此次辩论的主题，但主办单位却对这很厌烦，不认为这能吸引太多人注意，因此后来选了银河尺度来作为辩论的主题。

 

这时候的天文学受到近代物理的影响还不大，天文学家甚至还不知道恒星的发光机制。虽然有人猜测相对论的质能转换公式E=mc2也许有机会解释恒星的能量来源，但细节还没被勾勒出来。当时恒星光谱类型已经广为学者所熟悉，赫罗图（H-R Diagram）对恒星亮度与温度（颜色）的分析也已确立，但当时还没领悟到这在恒星演化上的意义。天文学家使用的距离单位除了光年之外，还有“秒差距”（parsec, 简写成pc，1pc=3.26光年）这样的概念。

 

天文学家此时除了可以测量恒星的位置、亮度和光谱之外，还能利用谱线的多普勒效应测量出恒星的径向速度。相较之下，与之垂直的自行（proper motion）则只能针对较近的恒星测量出些微的差异。

 

虽然处在一个动荡的年代里，但天文学界在第一次世界大战后还是乐于支持成立一个国际性的组织，于是在1919年成立了国际天文学联合会（International Astronomical Union，IAU）。许多天文学界的标准、规则等都是由这个机构发布，跟我们这个主题相关的就是银河系的大小。

 

银河系究竟有多大呢？

 

不同学者估算的的数值会有些差异，但多落在某个范围内，最大的问题在于两种迥异的方法带来的差距高达10倍。虽然在天文学当中，某个范围内的误差可以容忍，但在这个议题上相差一个数量级让学者们无法接受。就在这样的背景下，美国国家科学委员会决定来场讨论。

 

虽然事后许多学者会用“大辩论”（Great Debate）来称呼这件事，但其实这次并非采取辩论的方式，而是举办了两场演讲，由双方代表阐述各自的观点。

 

把太阳从中心移走的沙普利

 

哈罗·沙普利（Harlow Shapley，1885-1972）率先发言。当时年仅35岁的他是威尔逊天文台台长，本来他也跟随前辈用传统的恒星计数方法来研究银河系结构，但是后来改用亮星来确定距离，这让他更有踏实感。沙普利甚至分析出太阳不是银河系的中心，而是同中心还有段距离，因此觉得这样比起以前的方法应该更好、更精确。

哈罗·沙普利丨来源：supernova.eso.org

 

对沙普利而言，把宇宙（当时的宇宙跟银河系同义）的中心从太阳这里移开，是一项巨大的成就。因此他开宗明义，人类知识的发展导致从以人为中心转变为以地球为中心，以太阳为中心更是人类科学的一大飞越，那说不定现在就是要从以太阳为中心的观点再进一步的时刻。接下来他开始介绍几位学者所采用的方法，然后再讲自己的不同看法。

 

他表示银河系是个庞大的系统，过去已知内部有许多恒星、星云和星团等，不过现在发现看似不在盘面上的球状星团，其实也属于这个系统。

 

沙普利的方法基础是测量恒星距离的新进展。测量恒星的距离，最可靠的是视差法（parallax）。这种方法利用地球在公转轨道上半年的空间差距，去观察较近的恒星，可以看到它们在更远的背景恒星前有位置改变，用几何的方式可以推得其距离。不过当天体太远时，地球公转轨道所造成的视差角度太小，以至于无法测量。这个方法的极限是只能测量数百光年的距离，再远就要换用别的方法。

 

天文学家发现相同光谱的恒星亮度会落在某个范围，因此接下来反过来用恒星光谱与所应有的亮度，与实际测量到的亮度进行比较，就可换算出天体的距离。打个比方，当你知道一支蜡烛的真实亮度后，发现距离越远，蜡烛的亮度越暗，这时就可以根据变暗的情况来推算同远处蜡烛的距离。在这里，沙普利建议可以用星团与光谱类型B的亮星或者红巨星来当作参照，因此也被称为“标准烛光”。他认为这些天体在太阳附近呈现出规律性，那物理定律自然可以推广到宇宙的其他地方。

 

此外还可利用造父变星（Cepheid variables）的周期与亮度的固定关系，先测量周期，推测应有的亮度，再推导出到地球的距离。造父变星的这种特性在当时是新的发现，许多学者对其信心不足，但沙普利认为借助造父变星测量的星团距离，与使用红巨星和B型星的结果一致，因此没必要怀疑。

 

在论证自己测量距离的方法有坚实的基础后，沙普利得出银河系的直径至少为30万光年，太阳距离银河中心最少有5万光年。

 

至于当时发现的“螺旋状星云”（spiral nebulae），有许多人猜测那些可能是堪与银河系相比的恒星系统。但是，沙普利觉得在我们自己银河系都已经这么大、恒星这么多的情况下，要去把那么多的螺旋状星云视为相当的结构是有困难的。

 

换句话说，他认为这个宇宙已经容纳了一个这么庞大的银河系，恐怕无法再容纳其他那么多的相同系统。但沙普利并不排除在银河系外面还会有别的恒星系统，但他认为当时还没观察到；而“螺旋状星云”应该就是一般星云，并不是在尺度上同银河系一样巨大的恒星系统。

 

坚持传统方法的柯蒂斯

 

接下来轮到希伯·柯蒂斯（Heber D. Curtis，1872-1942）来陈述他的看法。他针对沙普利的一个基本假设，“远处恒星的性质与太阳附近的恒星的性质相同”，认为这虽然合理，但未必正确。我们真正能够用视差法明确了解的区域大约只有500光年。而这所显示的结果就是每种光谱形态所对应的恒星亮度其实有相当大的范围，因此柯蒂斯不认为可以选用哪一种亮度的恒星来当距离的标准烛光，特别当你偏好亮星，认为这在遥远处也可被看见，这样就会造成取样上的偏差，所以应该还是用传统的恒星计数方式，拿普通的恒星来探讨，这样得出的结果会比较可靠。

希伯·柯蒂斯丨来源：Wikicommons

 

他引用不同学者对银河系直径的估计，都在1.4万到6万光年之间，其中包括了沙普利在1915年得出的2万光年的结果。

 

银河系中的成员有什么呢？恒星、星云、行星状星云和星团，但当时也发现有一种螺旋状星云，这似乎跟银河系的结构没有关系，因此柯蒂斯认为那有可能不是银河系的成员，而是在银河系外，说不定是跟我们的银河系类似的天体系统。如果真是那样的话，说不定可以把我们的银河系模拟成那样的结构，也有漩涡臂。虽然当时这方面的证据还不多，但并非不可能。

 

柯提斯还称呼这些为岛宇宙（island universe），认为如果宇宙中还要容纳这么多同银河系相当的结构，那我们的银河系自然不可能太大，否则整个宇宙会庞大到令人难以想象的地步。因此他认为银河系的直径不会超过3万光年，厚度大约5000光年。我们当时所看到的天体，除了螺旋状星云之外，都是银河系的成员。而各式各样的岛宇宙到我们的距离，从50万光年到1000万光年，甚至会更远。

 

至于如果把星团视为银河系成员，为什么沙普利估计的距离会那么大？柯蒂斯认为那是因为它的基础假设有问题——把星团的大小视为相同、利用造父变星的变化周期与亮度关系、选用最亮的恒星来估计，这在当时其实是新的理论，观测证据还不充足（仅有11个样本）。另有一些不符合沙普利预期的观测结果就被删除，没被纳入讨论范围。因此柯蒂斯认为沙普利的方法存在问题，难以信赖，这方面还需要更多的数据才能够被拿来作为标准。

漩涡状星系丨来源：NASA

 

柯蒂斯还引用当时利用多普勒效应观察到这些螺旋状星云都在高速远离我们的情况，除了银河盘面之外，任何方向都有，平均径向远离的速度高达1200 km/s。他认为这样的速度与空间分布，没办法用银河系内的动力来维持，或者根本也没办法为银河系的空间所容纳，因此更强化那是发生在银河系外的结论。

 

而从光谱上来看，也显示这些螺旋状星云跟银河系在整体上相当。另外柯蒂斯猜测银河系要维持自身类似的漩涡状结构，可能还要有许多不发光的物质存在。

 

辩论的意义更在胜负之外

 

双方交锋各有论点，到底谁对呢？

 

十多年后，天文学界才知道，其实双方各有对错。但针对这次辩论的主题——银河系的大小——而言，目前接受的结果恰恰介于双方的估计值之间。现在，我们一般认为银河系的直径为10万光年。

 

造成双方估计会有误差的原因在于星际介质的消光效应。虽然宇宙中许多地方看起来是真空，所含物质非常稀少，但是经过长距离的累积，星光被遮蔽的效应并非如沙普利假设的那样可以忽略。这会让银河盘面之外的球状星团看起来更暗些，因此距离会被高估，沙普利于是得到一个较大的银河系尺寸。银河盘面的消光现象更严重，不容易看清楚位于更远的恒星，因此采用恒星计数方法估计出的距离会被低估，所以采用此法的人都会得到一个比较小的银河系直径。

 

这个“辩论”还有个有趣之处，双方关心的重点大不相同：沙普利的重心在于用标准烛光来估计天体距离，此螺旋状天体不是他讨论的重点；柯蒂斯的重心在于建立岛宇宙的模型，他不认为能够拿亮星或造父变星来当标准烛光。

 

双方各有思考脉络，也有其信念的坚持，在当时无法论断对错，幸好双方都很礼貌地给予对手尊重，期待能有更多的证据。

 

这样的辩论，让持不同观点的人能在一起讨论、交锋，又相互尊重，是科学史上的经典案例。因此多年以来常被天文学界拿出来探讨、怀念，或者自我提醒不要太早下定论。

 

今年是这次辩论的100周年，谨以此文加以回顾。今人不该只以一个历史事件来看待，而该如华裔天文学家徐遐生（Frank Shu）所述：“这段辩论最精彩之处在于双方科学家都是在证据不完整的情况下从自身立场去进行推理，因此得出部分对又有部分错的理论。”这样的辩论恰可以说明在科学前沿的研究中，想要成功选择正确的道路是有多么不容易。当我国科学越发进步之时，此类辩论的意义也就越发值得重视。