宇宙島的迷思

陳厚尊

宇宙島和島宇宙是歷史上天文學家對星系的兩種稱呼，如今我們很少去區分它們。從語源學的角度看，這種看似不經意的文字倒置其實大有深意。在前一個稱呼中，人們將宇宙比作浩瀚的海洋，將星系比作散落的島嶼；后一個稱呼則反映了某種舊觀念的殘留，因為100多年前，許多天文學家還以為銀河系就是宇宙的全部，因而將河外星系視為“島嶼”一樣的其他宇宙，簡稱“島宇宙”。

的確，每當我們用天文望遠鏡凝望遙遠星空的時候，總會看到許許多多掩埋于群星深處的星系。它們長相各異，千姿百態，三五成群，仿佛游弋于海底的深海生物。20世紀初，天文學家也曾如早期的博物學家那樣，將全天的星系按照形態詳加歸類，系統研究。其中，最基本的哈勃分類法（又稱哈勃序列，Hubble Sequence）將星系歸為四大類，即橢圓星系（E）、透鏡星系（S0）、旋渦星系（S）和不規則星系（Irr）。后來，哈勃序列又有諸多變種。從現代星系學的角度看，這種以星系形態為基礎的劃分方法確實能反映出許多關于星系的內稟性質。今天，我們就來簡要回顧一下星系物理學的百年發展史，以及其中未解的奧秘。

一場世紀天文大辯論

時間退回到1920年4月26日。當天，眾多天文學前沿的大佬云集華盛頓美國國家科學院史密森尼學會的自然史博物館內，參加了一場注定會載入史冊的“世紀天文大辯論”（the Great Debate）。辯論在貝爾德（Baird）的主持下進行，參辯雙方是具有影響力的天文學家哈羅·沙普利（Harlow Shapley）與希伯·柯蒂斯（Heber Curtis），主題是宇宙的尺度大小。沙普利一方認為銀河系是一個龐大的恒星系統，它囊括了全部的可見宇宙，所有的星云、星團都是銀河系的內部成員；而柯蒂斯一方認為銀河系之外還有許多其他星系，天空中隨處可見的旋渦狀星云就是其中的代表。事實上，“大辯論”這一冠名是有些用詞不當，原因是當時的會議并未以論戰的形式舉行，而是雙方先通過半小時的簡短演講陳述自己的論據，之后在黃昏時進行了一次綜合討論。沙普利的演講主要是在闡述他的“大銀河系模型”，對旋渦星云的性質一筆帶過。因為沙普利自攻讀博士學位開始就一直從事球狀星團和造父變星方面的研究，并利用造父變星的“量天尺”特性，估算了許多球狀星團的距離，并據此構建起一個直徑達30萬光年的大銀河系模型，太陽距離銀河系中心4.9萬光年。沙普利認為，他的模型擴大了已知宇宙的尺度，以至于很難有人相信還有更遙遠的天體存在。進一步說，天空中的旋渦星云普遍具有相當小的張角，如果它們與沙普利的“大銀河系”尺寸相當，它們到地球的距離將達到數百萬光年。沙普利根據兩項觀測結果否定了這種可能：第一，1885年在仙女座大星云M31中發現的超新星SN1885A的亮度達到峰值時幾乎肉眼可見，如果M31距地球百萬光年，那么SN1885A的亮度將相當于太陽的10億倍。在當時看來，沒有任何物理機制能提供如此巨大的產能，因而是荒謬的；第二，天文學家范·馬納恩（Adriaan vanMaanen）聲稱自己觀測到了位于大熊座的旋渦狀星云M101的自轉現象，自轉周期約為10萬年。這說明旋渦星云的尺度很小，否則其邊緣的旋轉速度將超過光速，違背了狹義相對

論。

而柯蒂斯曾詳細研究過旋渦星云的光譜，發現其中存在吸收介質，許多星云還有極高的退行速度，這暗示它們并非銀河系內的天體。另外，柯蒂斯還從造父變星的校準、恒星的平均亮度等方面，反駁沙普利的“大銀河系模型”。相較之下，他選擇支持卡普坦（Jacobus Cornelius Kapteyn）于1906年提出的“小銀河系模型”。早前，荷蘭天文學家卡普坦利用剛誕生不久的天體照相技術，改進了英國天文學家威廉·赫歇爾的恒星計數工作。他在天空中均勻且隨機地選取了206個區域（即卡普坦選區），由世界各地的天文臺分工協作進行恒星計數。根據這些計數結果，卡普坦推斷出空間中恒星完整的三維分布，進而提出了“卡普坦宇宙模型”。他認為銀河系是透鏡狀的，直徑為5.5萬光年，厚度1.1萬光年，太陽位于其中心附近，距離銀心2000光年。太陽這么接近中心的位置造成了“卡普坦宇宙”以太陽為中心的結論。這與哥白尼原理是相悖的，卡普坦為此深感不安。事實上，卡普坦本人曾十分清楚地意識到，如果恒星之間的星際介質ISM）對星光有吸收作用，那么，無論恒星系統的真實分布如何，都會令我們產生太陽位于銀河系中

心附近的錯覺。實際上，有大量證據顯示銀河系的一些區域確實被塵埃遮蔽了：用肉眼就能清晰地看出銀河系的中心平面上有一條暗黑的裂縫。為了評估星際介質的吸收對計數結果究竟有多大影響，卡普坦將恒星的底片亮度與視亮度作對比，以此來檢驗瑞利散射對星光的紅化效應?？ㄆ仗乖谄鋽祿兄话l現了很小的紅化偏移，因而得出了“遮蔽不重要”的結論。

今天我們知道，星際塵埃對星光的影響主要是吸收而不是紅化，卡普坦宇宙與赫歇爾的銀河系模型都是不正確的。沙普利的“大銀河系模型”建立在他對球狀星團的統計工作基礎上，受介質吸收的影響小，因而獲得了與現代較為接近的銀河系模型，其中的差別僅來自造父變星作為測距標準的校準問題（這一問題直到1989年“依巴谷”衛星升空以后才得到徹底解決）。但是另一方面，沙普利又堅持認為銀河系即全部宇宙，否認河外星系的存在。從這個意義上講，沙普利與柯蒂斯都錯了，包括馬納恩對M101自轉的測量結果也是錯的。這場所謂的“世紀天文大辯論”

沒有真正的贏家。這一切的疑問還要等5年后，一個叫埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）的年輕人來徹底澄清。

星云世界的水手

20世紀20年代，哈勃利用美國威爾遜山天文臺新建成的口徑2.54米的胡克反射式望遠鏡（Hooker Telescope），一口氣做出了兩項震驚天文學界的偉大成果：其一，利用從仙女座大星云M31中確認的造父變星測定出M31到地球的距離為150萬光年，遠在沙普利的“大銀河系模型”范圍之外，終結了河外星系是否存在的大辯論；其二，河外星系的紅移與其距離之間存在一個線性關系，即，越遠的星系紅移值越大，退行速度越高。這就是所謂的哈勃定律（Hubbles Law）。1926年，哈勃在目視觀測了眾多星系的照相底片后，又提出了著名的哈勃序列，又稱哈勃音叉圖。時至今日，無論是專業的天文研究還是業余的天文觀測，哈勃序列都是最常用的星系分類法。

依照星系的形態，哈勃最初將星系分成了三大類：橢圓星系E、旋渦星系S和不規則星系Irr，每個大類又細分為若干亞型。其中，橢圓星系依照橢率的大小分成8個亞型：E0至E7，E0最圓，E7最扁。迄今，天文學家還沒有發現比E7更扁的橢圓星系。旋渦星系按照其核心是否存在棒狀結構（Bar）被分成兩類：正常的旋渦星系S和棒旋星系SB，進一步又各自被分成a、b、c 三個亞型。劃分的標準有三點：一是旋臂的松緊程度，二是核球相對于盤面的占比，三是星團和HII區在旋臂上的顯著程度。哈勃發現，在旋渦星系中這三點是有聯系的，即a 型旋渦星系常常具有最緊的旋臂、占比最大的核球，以及不明顯的星團和HII 區；而c型旋渦星系的旋臂更加舒展，核球最不明顯，HII區和星團在旋臂上的辨識度最高。不規則星系在最早的哈勃序列中只有兩個亞型——IrrI型和IrrII型，前者的特點是沒有明顯的旋臂，但在底片上能看出許多明亮的“節”，后者雖然在外形上也沒有對稱性，但是圖像更加平滑，通常能顯示出塵埃帶。

事實上，在一開始的時候，哈勃序列是作為一種星系的演化序列被提出的。哈勃認為，宇宙中所有的星系都是從橢圓星系E0開始演化，橢率逐漸上升，然后經過中間階段的旋渦星系或棒旋星系，最后終結于破碎的不規則星系。鑒于橢圓星系與旋渦星系的外形差別巨大，哈勃猜測應當有一種形態上介于二者之間的“過渡型”星系。不久，哈勃的這一想法就被觀測證實了。在哈勃序列示意圖的交會處，有一種被稱為透鏡狀星系（Lenticular Galaxy）的特殊類型，標記為S0。與橢圓星系類似，透鏡星系看起來就像是一個巨大的旋渦星系核，所不同的是沒有旋臂。與此同時，透鏡星系有明顯的薄盤，甚至有凸出的塵埃帶，這些都是旋渦星系的特點。

今天我們知道，星系并不會按照哈勃序列從左向右逐漸演化。當哈勃空間望遠鏡遙望宇宙深處的時候，我們可以看到許多正常星系的早期形態，它們中的絕大部分并不具有明確的哈勃型。因此，天文學家很少對紅移值大于2的高紅移星系做形態學上的分類。即便如此，“早型星系”和“晚型星系”的說法還是被保留了下來，以指代哈勃序列左側和右側的星系亞型。順便提一句，在哈勃序列中，銀河系屬于有棒的SBb型星系，而仙女座大星系M31屬于Sb型星系。

橢圓星系、旋渦星系與球狀星團

既然橢圓星系與旋渦星系并非簡單的演化關系，那為什么有的星系看起來渾圓光滑，毫無特點，而有的星系卻擁有令人印象深刻的美麗旋臂呢？我們不得不承認，直到今天，這個問題依舊是無解的。我們知道的，僅僅是某些觀測手段揭示出的二者間的表象差異，比如面亮度輪廓、天體速度彌散、氣體比重、恒星年齡等。至于為何會產生這樣的差異，卻沒有一套深層次的解釋。從統計學角度看，橢圓星系在星系數量中的占比是很高的，達到了61%，而旋渦星系的占比只有34%，其余的5%是透鏡狀星系與不規則星系。但是，若從質量占比看，橢圓星系的總質量只占到全部星系質量的25%，旋渦星系則逆襲到73%，其余的2%屬于透鏡狀星系和不規則星系。何以如此呢？原因就在于，相較于旋渦星系，橢圓星系的質量跨度很大：從1000萬倍太陽質量到100萬億倍太陽質量都有分布，相差了7個數量級。與此同時，橢圓星系內部的“貧富差距”也很大，絕大部分橢圓星系都屬于小質量的矮橢圓星系，即dE星系，M31的伴星系M32、M110、NGC185、NGC147等，都屬于此類。最大的橢圓星系是一種被稱為cD星系的巨型橢圓星系，比如著名的巨無霸星系IC1101以及室女座星系團中心的巨橢圓星系M87等。cD星系往往寄居于富星系團的中心附近，直徑超過100萬光年。它們很可能是多個星系相互并合的產物。

我們再來看旋渦星系。粗看起來，S星系的核心就像是一個縮小版的橢圓星系，許多觀測結果也支持了這一看法。旋渦星系的核球區與橢圓星系有著相似的面亮度輪廓，其中的恒星都在圍繞核球中心做無規則的圓周運動。相比之下，旋渦星系盤面上的天體運動更加整齊劃一，幾乎沒有什么彌散。類比于熱力學中的情況，如果將旋渦星系的核球區視為熱力學溫度較高的區域，那么旋渦星系的盤面就屬于熱力學溫度較低的區域。在旋渦星系的盤面之外，更廣闊的空間范圍內，分布著所謂的暈族天體（銀河系中絕大多數的球狀星團就屬于暈族天體）。它們的運動情況又

一次變得雜亂無章，所以，旋渦星系的暈明顯屬于高熱力學溫度區。

在天文學界，曾有人猜測球狀星團是歷史上某些被銀河系這樣更龐大的系統吞并的矮星系的殘余核心。的確，有些球狀星團的來源疑似如此（比如半人馬座Ω星團），但是，并非所有球狀星團都能被看作矮星系的核心，即便它們具有相似的面亮度輪廓。但從結構上看，有時可將球狀星團視為一種質量極小的橢圓星系，因為二者在力學上有著相似的穩定性。

值得注意的是，有時候，一個星系的哈勃類型并沒有它初看上去那么明顯，其結果取決于你的觀察方式。以著名的草帽星系M104為例，從可見光圖像上看，M104具有明顯的Sa型旋渦星系的特征：濃厚的塵埃帶、緊致的旋臂、巨大的核球。可是近年來的一些研究表明，M104盤面天體的彌散速度比正常的旋渦星系來得大，而這正是橢圓星系的特點。另外，該星系的面亮度輪廓也更貼近橢圓星系。對M104的哈勃型持懷疑態度的天文學家認為，前人對M104的錯誤分類導致我們將原本適用于旋渦星系的T-F測距法盲目地套用在M104的身上，以至于得到了誤差較大的測距結果，而那些不依賴于M104哈勃型的測距方法得出的結果之間明顯要更自洽一些。

年輕的星系物理學

回顧過去的100年，毫無疑問，我們對于星系本質的理解更加深刻了。但是，我們還應當看到，該領域的許多基本問題依然懸而未決。這說明，星系物理學是一門相對年輕的學科，“宇宙島”的奧秘仍在前方等著年輕的人們去探索，去開拓。