趣味物理：漫步平行宇宙(全四册)(txt+pdf+epub+mobi电子书下载)

作者：李然、王爽、【意】卡洛·罗韦利

出版社：天津博集新媒科技有限公司

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趣味物理：漫步平行宇宙(全四册)试读：

科学是永无止境的，它是一个永恒之谜。阿尔伯特·爱因斯坦第一站　从太阳开始的征途地球绕着太阳转

我们的世界，从诞生以来就一直围绕着一个巨大的火球年复一年地转动，永不止息。

这并不是显而易见的事实——人类从地球获得的经验恰恰与此相反——大地似乎才是亘古不变、稳定不动的，太阳从东方升起，从西方落下，划分日夜。太阳的地位在古代神话中也有所反映，它往往扮演了一个对人世重要但对天庭无关紧要的角色。例如，在希腊神话中，太阳仅仅是阿波罗（Apollo）手中的金球；在中国古代神话中，太阳也不过是天神的马车上的车轮。在人类的日常经验中，太阳和月球的大小似乎相差不多。这也对人类认识太阳和地球的关系造成了障碍。人们自然而然会觉得太阳和月球是地位类似的天体，因为从视觉上来说，它们都在离地球差不多遥远的地方。

为了研究天体运动，古希腊天文学家提出了“天球”的概念。这是一个假想的球面，以观察者或者地球的中心为中心。日月和夜晚的星辰，都可以在这个球面上标出来。大多数星辰在天球上的相对位置似乎永远不变，因此被称作恒星。星空以一年为周期围绕地球转动。对北半球中纬度的观测者来说，每年的夏夜，他们总是在天顶附近看到明亮的织女星和牛郎星隔着银河相望。到了冬季，整个天空最亮的恒星——天狼星就会如约出现在东南方向。古希腊天文学家将夜空中的恒星划分为不同的星座以方便人们记忆。每年的同一个夜晚，天空中出现的星座总是相同的（整个天空有88个不同的星座）。

太阳和其他恒星不同，它在天球上的位置会移动。如果我们让大地变成透明的，并且暂时抽去地球上的大气，我们就可以在任何时刻看见整个天空的星辰。我们会发现，4月的时候，太阳和白羊座的恒星待在一起，8月的时候会移动到狮子座，而隆冬12月时则从蛇夫座移入人马座。每一年，太阳都会沿着这条线路走一圈，途经13个星座1。太阳在天球上的这条路径被称作黄道，相对应的星座有时被称作黄道星座。

除了月亮，在天球上还有5个天体的行为明显有别于恒星，它们就是水星、金星、火星、木星、土星。这5个天体都明亮而容易用肉眼观察。尤其金星，是夜空中仅次于月亮的明亮天体，比夜空中最亮的恒星天狼星明亮20倍。人们称这五颗亮星为“行星”，因为和静止不动的恒星不同，它们在天球上的运动显而易见。例如，木星以12年为一周期在天球上运转。中国古代天文学家将其称作岁星，并以此为基础制定了地支纪年。

如何理解这些天体的运动？古希腊天文学家认为，宇宙实际上是由一系列同心圆构成，地球处在圆心，太阳、月亮、水星、金星、火星、木星、土星，每一个天体占据了一层宇宙，在同心圆上绕着地球转动。而其他星体则集体在最外层占据了一个球面，这个球面绕着天轴转动。这种宇宙观反映了当时的哲学理念：宇宙应该是完美的，天体系统应该永恒平稳地运转。

然而，希腊人发现他们“完美”的宇宙模型上有点小问题，那就是行星的“逆行”。这是一个行星运动中令人困惑的现象。在夜空中，行星在天球上的运动轨迹大致是自西向东。但在某些时候，人们会观测到行星运动的速度渐渐变慢，直到停滞不前，并向反方向短暂地运动一段时间。在不久后，它们又会再次“扭头”踏上原来的轨道。在“完美”的宇宙模型中，行星的逆行显得不合规矩，但希腊人也对此无可奈何，只能忍痛对宇宙模型修修补补。到了公元140年前后，这套模型已经变得无比繁复。出生在希腊的罗马天文学家克罗狄斯·托勒密（Claudius Ptolemaeus）被公认是古代天文学理论的集大成者。在他出版的天文巨著《天文学大成》（Almagest）中展示了当时最先进的宇宙。在这本书里，地球已经被稍稍地移开了宇宙的中心，所有行星的轨道变成了偏心圆。除此以外，每个行星都有一个属于自己的小轨道，被称作“本轮”。本轮套在偏心圆轨道上运动，而行星则在本轮上运动。

直到16世纪为止，托勒密的理论统治了天体运行理论1000多年。这很奇怪，托勒密的理论计算繁复，而且也并不是纯正的地心理论。它实际上违背了古希腊人所崇尚的完美和平衡的宇宙观——偏心轮这样的构造更像是出现在机械匠人手工间里的奇巧淫技，而不应该出现在神灵创造的天空中。但另一方面，托勒密体系确实也很好地解释了行星的运动和逆行现象。16世纪，尼古拉·哥白尼（Nicolaus Copernicus）提出了革命性的太阳中心理论。在哥白尼的宇宙模型中，太阳被放到了宇宙的中心，一切天体都围绕着太阳转动。但直到哥白尼去世半个世纪后，日心说仍然无法压倒托勒密的地心理论，从预言的准确程度上来看，它们差不太多。而不管哪一套理论，都无法准确地预言行星的运动，大行星似乎总是在某些时候走得过快了一些，有时又走得慢了一点。图1.1　托勒密的地心说模型，地球、行星轨道示意图。行星在一个被称作本轮的小圆上运行，小圆又套在一个被称作均轮的大圆上运行。均轮的圆心用五角星代表，稍稍偏离地球

地心说的缺陷毕竟在一步一步地暴露。17世纪初，望远镜在荷兰诞生。这种仪器是将两个透镜用一根金属长管连接起来。第一个透镜被称作物镜，用来收集光线，并汇聚起来。这些光线被第二个透镜修正后生成人眼可以直接观察的实像。望远镜收集光线的能力和物镜的面积成正比例关系。物镜直径增加10倍，望远镜收集光线的能力就增加100倍。望远镜还可以使观测者分辨更精细的图像，这种能力和望远镜的直径成正比例关系。人类的眼睛本身是一套精巧的光学系统，但人眼收集光线的面积很小，大致等于瞳孔尺寸。这样的能力足以使人类在自然界分辨敌害，甚至也足以使得人在昏暗的蜡烛或油灯下分辨羊皮纸上手写的小字。但说到仰望星空，人眼能力终究有限。早期的望远镜非常简陋，但物镜的面积要比人眼的瞳孔大上几十倍，早期的望远镜大大提高了人类的视力。

1609年，伽利略第一次将望远镜技术应用到天文观测中。他惊奇地发现，夜空中横亘的银河原来是由无数的星星构成的。当他将望远镜指向木星时，他发现在木星周围居然还有四颗小小的天体。很明显，这些天体是在围绕着木星做周期转动的卫星。其中，转动最快的一个卫星，在一个晚上就能发现它明显的位移。既然有天体可以围绕着木星转动，而不是以地球为中心，那么太阳有什么理由一定要围绕地球转动呢？

1573年，哥白尼去世18年后，约翰尼斯·开普勒（johannes kepler）出生于德国的威尔德斯达特镇。开普勒幼年贫穷，由祖父抚养长大。他的视力很差，可能是幼年的天花造成的。终其一生，开普勒很少真正坐到望远镜前，但他仍然被认为是欧洲一流的天文学专家，因为在数学计算方面，开普勒罕有敌手。开普勒是哥白尼学说的信徒，不仅仅是科学上的原因，也有神学上的动机。在开普勒的想象中，上帝创造的世界一定具有完美的几何特性。几何学一共存在5种不同的正多面体：正四面体、正六面体、正八面体、正十二面体和正二十面体。每一个正多面体总是存在一个内接球（内部能放下的最大球体）和一个外接球（正好包裹多面体的球体）。如果将5种正多面体嵌套起来，就可以将空间分为6层。开普勒相信这并不是巧合。在他的假想中，如果将太阳放到宇宙的中心，那么水、金、地、火、木、土这6颗行星的轨道应该正好可以放入5个层层嵌套的正多面体分割的6层球壳中（图1.2）。这是多么完美！

1596年，在开普勒的第一本天文学著作《宇宙之谜》（The mystery of the Universe）中，他热情地描述了自己完美的宇宙理论，并辅以初步的计算结果。然而，欧洲的天文学家并不十分买账。在哥白尼之后的半个多世纪里，天文学观测精度提高了不少。而开普勒仍然在用哥白尼时代的旧数据去验证自己的理论，显得不那么合适。数据的质量在之后很多年里困扰着开普勒。1600年，开普勒接到当时最著名的天文学家第谷·布拉赫（Tycho Brahe）的邀请，前往布拉格，去做他的助手。这正是开普勒梦寐以求的机会。

第谷可能是望远镜发明以前最伟大的观测天文学家。他改造了六分仪和四分仪，使得它们对角度的分辨力大大提高。第谷可以用自己改造的仪器在1角分的精度上研究行星的运动。读者可以将自己的手臂向前伸直，与眼平齐，竖起食指，此时食指所能遮掩的角度大约是1度。第谷的观测精度是这个角度的1/60。图1.2　开普勒最初的宇宙模型。水、金、地、火、木、土这6颗行星的轨道应该正好可以放入由5个层层嵌套的正多面体定义的轨道上。《宇宙的奥秘》（Mysterium Cosmographicum）（1596）

第谷的一生都致力于高精度测量行星的运动。在邀请开普勒时，第谷是神圣罗马帝国皇帝鲁道夫二世的皇家天文学家，他的工作是将自己一生积累的行星观测结果编为一个以他的赞助人鲁道夫二世命名的星表。这些数据正是开普勒所需要的，他深信这些数据可以证明自己的正多面体模型，于是欣然踏上了旅程。

第谷和开普勒的合作并不愉快。第谷有自己的一套宇宙模型，介于日心说和地心说之间，在这个模型里，所有的大行星都绕着太阳转动，而太阳又绕着地球转动。第谷希望利用开普勒的数学才华来研究自己的模型，但开普勒却是坚定的哥白尼门徒。开普勒无法从第谷那里获得行星运动的全貌，因为第谷对他充满了戒心，只是一点一点地、施舍式地提供给他只鳞片爪的数据。开普勒没有能够取得研究的进展，反倒是花了大量的精力为第谷撰写攻击研究对手的文章。

这份合作非常短暂，6个月后第谷不幸因一场突如其来的疾病去世。在弥留时刻，第谷终于将所有的数据交给了开普勒。他对开普勒说：“不要辜负我的一生。”

在随后的数年里，开普勒终于能全身心投入解决太阳系运行的问题里。他很快发现自己的正多面体模型有严重的问题。水星的运动完全无法用这个模型预测。其他行星的运动也只是勉强和模型对得上。是第谷的数据错了吗？开普勒拒绝相信这个原因，和第谷一起工作过的他完全信任数据的精确度。开普勒只好痛苦地承认，自己“完美”的宇宙模型出了问题。但他距离真正的答案已经不远了。在重新审视了数据后，开普勒发现了解开谜团的关键之处——行星的轨道是椭圆曲线，而不是正圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。这就是开普勒第一定律。而他也找到了正确描述行星运动的法则：行星在椭圆轨道上运行，当它远离太阳的时候，它的速度就会变慢；当它接近太阳的时候，它的速度会加快。如果我们将行星和太阳连成一条线，那么，这条线在单位时间内扫过的面积总是相同的。这就是开普勒第二定律。在数年后，开普勒又发现了开普勒第三定律：行星围绕太阳运动的周期平方正比于其轨道半长轴的三次方。开普勒的研究取得了巨大的成功。从此以后，只要确定任意时刻的行星位置，根据开普勒定律，人们就可以完全、精确地预测它之后的运动。

为什么行星会如此运动？1687年，艾萨克·牛顿（Isaac Newton）最终找到了蕴含在开普勒定律里的奥秘——万有引力定律。牛顿认为宇宙中任意两个物体之间都存在相互吸引的力，这个力的大小与其距离的平方成反比。而开普勒的行星运动定律，正是牛顿引力定律的直接推论。音乐家的大发现

18世纪末，太阳系的运动秩序建立起来了，但人类对于太阳系本身的认识还不充分。人们还不知道天空中是否只有5颗行星，也不知道太阳系的边际在何处。

1781年3月，英国的度假胜地巴斯，一位名叫威廉·赫歇尔（William Herschel）的天文学家用自己制作的望远镜发现了一个奇怪的天体。当时，赫歇尔正在对夜空中的双星进行系统研究。他观测的目标，大都是恒星，它们离地球非常远，即使在望远镜中也呈现为点状的发光体，而没有具体的形态。但是赫歇尔发现的这个天体，在200倍率放大下呈现为一个朦胧的光斑，当他换上更高倍率的目镜时，光斑的大小随之增加。赫歇尔猜测这个天体可能是一颗彗星。但和普通的彗星不同，这个天体没有彗星常见的长长的扫帚尾巴。谨慎起见，赫歇尔仍称这个天体为彗星，并将该发现通知了皇家学会的天文学同行们。此时的赫歇尔还没有意识到，这是他一生伟大天文探险之旅收获的第一个奖品。

事实上，在几年之前，赫歇尔在英国广为人知的身份是管风琴演奏家和作曲家。他出身于德国汉诺威的一个音乐世家，兄弟姐妹有10人之多。父亲艾萨克·赫歇尔（Isaac Herschel）是乐团里的一位演奏家。虽然并非富豪，父亲还是决定让他的所有孩子（至少是所有男孩子）都受到良好的教育，不仅在音乐方面，也包括科学和数学。据赫歇尔的妹妹卡罗琳·赫歇尔（Caroline Herschel）回忆，晚饭后父亲和赫歇尔会长时间讨论音乐演奏相关事项，但是有时，话题会突然转移到哲学和科学方面。牛顿、莱昂哈德·欧拉（Leonhard Euler）、威廉·莱布尼茨（Wilhelm Leibniz）等人的名字频繁出现。讨论的气氛会变得非常热烈，其中尤以威廉·赫歇尔最为活跃。有时讨论过于投入，以至母亲不得不出面干预，以免谈论的声音惊扰了第二天早上要上学的小孩子们。

受到家庭教育的影响，赫歇尔成长为一位优秀的管风琴和双簧管演奏家，在乐团获得常任职位。因为战争，在19岁的时候，赫歇尔离开德国去英国发展音乐事业。1766年，他收到了来自Bath（巴斯）的Octagon Chapel（八角教堂）的邀请，成为其常任的管风琴师。Bath是英国著名的时尚休闲城市，有众多慷慨的上流名士愿意为音乐家事业提供赞助。英俊帅气的外表、精湛的技艺令赫歇尔很快在圈子里崭露头角。作为一个音乐家，赫歇尔不但获得了优越的生活，职业生涯也在巴斯达到了巅峰。

夏天是音乐家繁忙的季节，需要应付不同的演出，并且Bath访客云集。但到了冬天，这里就变得安静闲逸。赫歇尔有了充足的个人时间来重拾自己在天文学上的爱好。35岁那年，赫歇尔偶然购买到了詹姆斯·弗格森（james Ferguson）的学术专著《天文学》，这本书让他重新燃起对于神秘夜空的兴趣。晚饭后，他常常带着这本书回到卧室，让对星空宇宙的遐想伴他入眠。此时的赫歇尔已经不仅仅满足于像年轻时一样只是作为科学爱好者，在沙龙上高谈阔论。他想要亲自观察书中所描述的奇妙夜空。这意味着，他需要一个望远镜。

在伽利略自制望远镜用于天文观测后，望远镜的制作技术取得了很大的进展。在赫歇尔的时代，望远镜已经可以从光学器材商店里买到，只是价格昂贵。在Bath的光学器材商店里就恰好有一架。但是望远镜口径太小，不能满足赫歇尔的期望。赫歇尔想要看别人没有看到过的星空，他希望拥有的是一架在那个时代最优秀的望远镜。按照他的计划，这样的望远镜镜面至少要达到20英寸（约50厘米）。于是，自制望远镜成了他唯一的选择。

赫歇尔小时候有一些制作乐器的经历，但是光学望远镜是完全不同的东西，对设计和加工精度有着极高的要求。没有人知道赫歇尔为什么能成为一个伟大的望远镜制造者。他在开始的时候，似乎所有的参考资料只是罗伯特·史密斯（Robert Smith）所著作的《光学》。但在经过最初的一些不成功的尝试后，赫歇尔很快掌握了制作望远镜的诀窍。磨镜是非常单调的体力工作，赫歇尔表现出的专注却非常惊人。他甚至可以连续16个小时不离开手头的工作。他的妹妹卡罗琳不得不在他工作的时候用勺子喂他吃饭，免得他在工作中晕倒。

赫歇尔陆续制作了一系列大小不同的望远镜，最常使用的一个镜面直径约50厘米，焦距达到7米。虽然是自学成才的新手，但赫歇尔的望远镜事实上是整个时代最优秀的作品，远远超过他那些追逐彗星的同行使用的小型光学设备。事实上，在不久后，整个欧洲的天文学家都对一架赫歇尔手制的望远镜梦寐以求。

谁拥有口径最大的望远镜，谁就能有最伟大的发现，这是天文学研究的铁律。1781年，赫歇尔发现的这个奇怪天体，就是他得到的第一份重大回报。英国皇家学会的天文同行们跟进了赫歇尔的观测，他们很快发现新天体的运动轨道是一个接近圆形的椭圆。这意味着新天体不是一颗彗星，因为彗星总是在非常扁长的轨道上运行。最终，天文界承认赫歇尔发现的天体实际上是一颗行星，我们今天称其为天王星。

事实上，回顾历史资料，人们发现天王星在此之前已经被不同的天文学家观测并记录过，但他们都没有意识到天王星是一颗大行星。这是因为天王星比其他几颗行星暗得多，运动速度也要慢得多。天王星的亮度是6等左右，只是勉强能被肉眼看到。它和太阳之间的距离是日地距离的18倍，每84年才绕太阳运动一周，因此科学家很难注意到它的运动。但在赫歇尔的大口径望远镜中，天王星的形态使得它的真身为人所知。

赫歇尔的发现让整个科学界沸腾了，这是人类有历史记载以来，第一次由个人独立发现的新行星。赫歇尔以一己之力拓展了太阳系的疆域。赫歇尔被授予皇家学会会员资格（Royal Society fellow），并获得了科普利奖章（Copley medal）。作为无可争议的发现者，他被请求为新的行星命名。

赫歇尔将发现新行星的荣誉奉献给英王乔治三世。国王雅好科学，赫歇尔希望新的行星能够帮助自己获得皇家天文学家的职位。然而，“乔治星”的名字最终没能在其他国家站稳脚跟，在法国，科学家们宁可称呼新的行星为“赫歇尔”。几经博弈后，天文学家们接受用“Uranus”为新的行星命名。这个名字来自希腊神话中天空之神的名字乌拉诺斯神，中文翻译为天王星。占星学界也很快高兴地接受了这一颗新行星，将其纳入自己的理论体系中。占星家们为天王星设计了独特的符号——圆形的球体上托起赫歇尔名字的首字母H。

虽然“乔治星”的名字只在英国受到欢迎，但是，它却毫不意外地让赫歇尔备受皇室欢迎。他被请到白金汉宫成为英王的座上宾，并被邀请和皇室一起观赏歌剧。他的望远镜也从家乡运至格林尼治天文台，以便国王本人可以看到以自己的名字命名的星星。皇家天文学会的同行们在看过赫歇尔的望远镜后对自己原有的老古董再也提不起兴趣，纷纷请求赫歇尔为他们制作新的望远镜。赫歇尔也乐于出售望远镜而获取利润，大约60架望远镜卖给了皇家学会的同仁和欧洲大陆的天文学家们。作为天文学家和顶级望远镜的制作者，赫歇尔一时声势无两。在他的一生中，赫歇尔取得了一系列伟大的发现：他发现了一颗新的大行星——天王星；他（和他的妹妹还有儿子）建立了史上最大的，至今仍然在使用的星云团全表；他制作了一份双星全表，证明了很大比例的双星不仅仅在视觉上，而且在物理上是相互联系的；他发现了红外线的存在……在本书后面，我们还会看到赫歇尔的名字，现在，让我们继续太阳系边疆的探索之旅。太阳系的边疆

天王星的发现使得天文学家猜测，可能还有大的行星存在于太阳系外围。毕竟太阳的质量非常大，比所有大行星的质量加起来还要大数百倍，完全可以在几十倍日地距离的地方控制更多的天体。可以预想到，天王星之外的大行星可能比天王星看起来更加暗淡，公转周期也更长，但天文学家还是可以通过细致的巡天观测来寻找可疑的候选者。

然而，令人感到意外的是，下一颗大行星存在的证据却是由一个数学家发现的，而线索就藏在天王星的运动数据中。在开普勒的太阳系模型中，大行星都在自己的椭圆轨道上规矩地运行，互相毫不干涉。另外，我们知道这只是一种对实际情况的简化。因为牛顿的引力定律指出任何两个天体之间都会存在互相吸引的力。不同的行星公转周期不同，因此相互间会周期性地靠近。当两颗大行星靠近彼此时，它们的引力就会使得对方都稍微偏离完美的椭圆轨道，这种偏离被称作“摄动”。

海王星的发现则要归功于法国天文学家奥本·尚·约瑟夫·勒维耶（Urbain jean joseph Le Verrier）杰出的数学能力。在发现天王星后，一些数学家和天文学家意识到天王星的轨道似乎受到了另一个大行星的干扰。勒维耶精确地计算出了这个可能天体的大小、轨道和应该出现的位置。在他的再三请求下，柏林天文台在他预测的位置发现了这个大行星，勒维耶根据其他行星命名的惯例，用海洋之神尼普顿（Neptune）的名字命名其为海王星。

水星、金星、地球和火星一般被称为类地行星。顾名思义，这类行星像地球一样，有坚实的表面，并且都有铁质的核心。而木星、土星、海王星和天王星则是比地球巨大得多的行星。在过去，人们曾笼统地将这四颗行星称作类木行星，但现在我们已经知道这些行星可以分为两类：木星和土星这样的主要成分是氢、氦元素的“气态巨行星”；海王星、天王星这样的主要由冰冻的水、氨与甲烷构成的“冰巨星”。

在海王星外是否还有大行星存在？我们至今还没有发现。1930年，美国科学家克莱德·威廉·汤博（Clyde William Tombaugh）发现了冥王星。这是一个太阳系外围的小天体，距离太阳约40倍日地距离，质量只有月球的1/6。在之后的70多年里，冥王星被定义为太阳的第九大行星。但人们从一开始就发现，冥王星和其他八大行星有很多不同。其他的八大行星轨道都非常接近圆，而冥王星的轨道椭率（ellipticity）较大，甚至和海王星轨道交会。有的时候，冥王星会运行到比海王星更靠近太阳的地方。更重要的是，冥王星的质量太低，在自己的轨道上不占据主导地位。围绕冥王星地位的争论自发现之后一直不曾停止。从20世纪90年代起，天文学家开始不断地发现冥王星外的小天体。2005年，人们找到了比冥王星还要重的Eris（阋神星，136199 Eris）。这成了压倒冥王星地位的最后一根稻草。在2006年的天文学年会上，天文学家用投票的方式为行星颁布了新的定义，要求一个绕太阳运动的天体必须质量大得可以清除轨道上的其他天体才能被称作行星。而冥王星只比它的卫星稍大一点点，于是被剥离出了行星的队伍。天文学家为冥王星、阋神星以及小行星带中最大的天体——谷神星这样的天体开辟了一个新的小众分类“矮行星”。这次投票在当时引起了公众的强烈反对，但随着时间的推演，人们慢慢接受了这个新的更加合理的分类方法。

冥王星和阋神星附近的轨道上还存在大量的小天体，这些天体合起来构成了一个圆盘状的区域，被称作“柯伊伯带”2。虽然像冥王星和阋神星这样的天体主要是由岩石和金属构成，但柯伊伯带中的小天体大多是由冻结的水、氨和甲烷构成，和彗星的构成成分类似。这些小天体大多在柯伊伯带中年复一年地围绕太阳转动，但也会有很少的小天体偶然地游荡到太阳系中心区域，当这些小天体靠近太阳时，太阳的光热会使得冰升华，在小天体背后形成长长的尾巴。这时，小天体就变成了一颗彗星。彗星在人类历史中向来是坏运气的代名词。在中国，彗星的出现被认为伴随着战乱。甚至到20世纪初，人类还是会因为哈雷彗星彗尾扫过地球而感到恐慌。彗星和小行星一样在各类科幻电影中扮演着人类杀手的角色。在电影《彗星来的那一夜》（Coherence）中，彗星甚至扮演了连接平行世界的角色。然而，从彗星主体上解离下来的碎片却是地球上美丽流星雨的来源，当地球运行过彗星的轨道时，这些碎片落入地球，在和大气层摩擦的过程中形成了流星雨。

柯伊伯带的位置距离太阳中心40-50个日地距离3，但这里还不是太阳系的边界。整个太阳系其实被包裹在一个被称作“奥尔特云”的结构中。奥尔特云由大量的微小天体构成，成分主要为水冰4、甲烷等物质。奥尔特云的外边界大约在10万倍日地距离处，这也是太阳引力影响范围的边缘。距离太阳最近的恒星——比邻星到太阳的距离是奥尔特云外缘的两倍。

地球和太阳之间的距离是1.5亿公里，光需要8分钟才能从太阳来到地球。为了更好地在脑海中形成图像，我们可以将太阳系的物理的尺度缩小10亿倍。在这个缩小版的太阳系里，人的大小和一个原子差不多，地球只有1.3厘米，比葡萄略小一些。地球的卫星月亮悬挂在30厘米之外，大小和葡萄籽一样。在我们的微缩版太阳系中，太阳是一个直径1.5米的火球，离地球150米，只需要步行一分钟。按照离太阳的距离由近到远，地球是太阳的第三颗大行星。从地球步行前往太阳，途中你会经过和地球差不多大小的金星，以及比月球略大一些的水星。从太阳到木星（大小和柚子差不多），需要坐一站公交车（约800米距离），如果我们不下车再坐一站就到了土星（和苹果差不多大）。天王星和海王星的大小和柠檬差不多，分别距离太阳4站和6站公交车车程。海王星外是由小天体构成的柯伊伯带，更远处的奥尔特云外边缘大约距离太阳2光年。在我们的微缩版太阳系中，抵达奥尔特云的边界需要20，000公里，差不多需要坐飞机飞行20小时；而距离太阳最近的比邻星，需要乘飞机40小时才能到达（40，000公里外）。图1.3　太阳系大行星位置示意图第二站　璀璨的银河银河的形状

如果我们用看待天体的眼光来看待恒星，我们就会发现它们距离地球非常遥远，因为恒星在天球上的位置几乎不发生改变。汽车的速度远不如飞机，但是人们会觉得近处的汽车飞驰而过，而飞机却在天空中缓缓划过。这种感觉上的差别正是由于两者之间的距离差异造成的。恒星和行星也是如此，恒星的运动速度实际上比行星要快得多，但是，由于恒星距离我们非常遥远，我们几乎感觉不到它的运动。

夜空中的恒星是否也有远近之分，还是均匀地分布在一个球面上？这样的问题不需要专业的望远镜，我们也可以通过个人经验做出一些判断。在夜空中，恒星的分布在各个方向基本均匀，只有在银河的方向恒星的分布才非常密集，形成横亘天空的亮带。不论在盛夏还是寒冬，我们都可以看到银河。很容易想象，银河的三维形态应该是一个扁平的盘状分布。太阳系就在银河系的盘面上。在地球的不同季节，我们在夜空中看到的银河，便是这个恒星盘的不同部分。

我们是否有办法知道太阳在银河盘中的确切位置？依照直觉的判断是，我们应该测量所有恒星到太阳的距离，这样就可以画出银河系的形状和大小，以及太阳在银河系中的坐标。如何测定恒星的距离？

对于临近的恒星，天文学家可以借助视差法：地球围绕太阳转动，如果天上所有恒星的距离都一样，那么在不同季节，恒星相互之间的位置则完全不会发生变化。但如果恒星有远有近，那么当地球运行到公转轨道的不同位置时，近处的恒星就会相对整个恒星背景移动一个小角度。

我们知道地球到太阳的距离大约为1.5亿公里，利用三角学原理，天文学家就可以计算出目标恒星到太阳的距离。这种方法就被称作三角视差法。

三角视差法至今仍然是人类掌握的最精确的天文测距方法。但是，三角视差法的运用要求观测者精确测量恒星在天空中的位置及位置移动。我们之前提到过，第谷利用手中的仪器，可以达到的最精确位置测量是1角分。如果我们简单地计算一下，就会发现第谷的仪器能够测量的最远的恒星距离大约是7000倍日地距离，这远远小于太阳系的大小，更不用提及太阳系外其他恒星的距离了。直到19世纪上半叶，天文学家才真正有了测量恒星距离的能力。这要归功于量日仪（heliometer）的发明。

顾名思义，量日仪最初是为了测量太阳的半径，它的构造和普通的折射望远镜类似。不同的是，量日仪的物镜从正中分成两半，观测者可以调节两半透镜的相对位置，使得天体的像分成两半。当观测者将望远镜对准一小片星空的时候，分开的物镜会使得视野中所有的恒星都产生两个像。观测者可以从中选择两颗恒星，令它们产生的重像对齐。此时两片物镜分离的程度就代表了两颗恒星在天球上的角距离。为了精确测量相对背景恒星的周年视差，观测者需要测量多组恒星相互间的距离。19世纪初，测量恒星距离成了一顶吸引人的桂冠，几位天文学家为此展开了激烈的竞争，最终是德国数学家和天文学家弗里德里希·威廉·贝塞尔（Friedrich Wilhelm Bessel）摘得了这项荣誉。第一颗被测量距离的恒星被称作61 Cygni（天鹅座61），是天鹅座的一颗暗淡的恒星。贝塞尔测定它的距离为10.3光年，和现代精确测量的数值差别不到10%。然而，相对银河盘的尺度，10光年依然是一个非常小的距离。利用这种方法，天文学家无法测定更为遥远的恒星的距离，也无法确定整个银河系的结构。图2.1　三角视差法

相比直接测量恒星的距离，赫歇尔在更早的时候提出过一个间接方法来研究银河系：记录在银河不同部分的恒星数目。这和我们确定银河系是盘状的道理差不多。假设银河盘中恒星分布是近似均匀的，而太阳系又正好在银河系中心，那么向不同方向看去，恒星密集程度应该非常类似。反之，如果太阳处在银河系的边疆，那么向银河中心方向望去，恒星应该非常密集，而与之相反的方向则不会有太多的恒星。这是一项工作量巨大的研究，赫歇尔望远镜的视野只有几十角分，相比之下全天有40，000平方度（1平方度等于3600平方角分），凭个人之力完成全天的巡视绝无可能。作为妥协，赫歇尔在银河各方向随机抽取了数百个小天区，作为银河系恒星分布的代表。图2.2是赫歇尔发表的银河系形状，他的观测显示，银河的形状是一个椭圆，太阳系并不在银河系中心，但是也相距中心不远。

但在后来的研究中，赫歇尔自己意识到这一工作的缺陷。当他建成了更大的望远镜巡视银河时，他发现有更多的恒星浮现了出来，这意味着他之前的观测是不完备的。当他用望远镜观察银河时，并没有观察到所有的恒星。许多更远处的恒星太暗淡了，无法在望远镜中显现出来。

其后的一百多年里，天文学家一直用同样的办法测量银河系的形态。1922年，荷兰天文学家雅各布斯·科内利乌斯·卡普坦（jacobus Cornelius kapteyn）进一步完善了赫歇尔的方法，利用更好的观测设备，他测定出银河系的大小是40，000光年。同样，卡普坦认为太阳在银河系中心附近。但卡普坦和赫歇尔一样，获得的是不完备的银河恒星样本。今天我们知道，银河系的盘面上存在大量细小的尘埃。这些尘埃会散射远处恒星发出的光芒，让远处的恒星看上去更红，也更暗。尘埃蒙蔽了卡普坦和赫歇尔这些聪明的科学家，使得他们大大低估了银河中心方向的恒星数目，从而得到一个更小的银河系，并且误以为太阳在银河系中心。图2.2　赫歇尔绘制的银河系全图图2.3　赫歇尔建造的最大望远镜标准烛光

20世纪初，人类终于发明了一个崭新的天文距离测量方法——造父变星测距法。发明人是哈佛天文台的一位女性天文学家亨丽爱塔·勒维特（Henrietta Swan Leavitt）。勒维特从1893年开始在哈佛大学天文台工作。在那个年代，女性不被允许亲手操作望远镜，她们的工作主要是检查男性同行们拍摄的天文底片。勒维特的主要工作之一是建立所谓的“北极星序”，即精确测量北极星附近的恒星的“视星等”，作为其他恒星亮度测量的基准。所谓“视星等”，就是地球上的观测者看到的天体的亮度。星等的概念最早来自古希腊天文学家喜帕恰斯（Hipparchus），他将天上的恒星分为6个等级，1等星最亮，6等星最暗。现代天文学测定了星等和亮度的关系。天体的星等每减少一等，亮度就提高2.5倍。1等星比6等星要亮100倍。人类肉眼能够看到的最暗的恒星差不多就是6等星。银河系中还有大量的恒星非常暗淡，必须用望远镜才能观察到，它们的视星等就会高于6等。另外，1等星也不是最亮的恒星，织女星的视星等大约是0等，而太阳的目视星等更是达到了-26.7等。

读者看到这里就会发现，视星等并不能够反映恒星的发光能力。恒星即使发光能力超强，如果它的距离遥远，也会显得非常暗淡。用数学的语言说，恒星的视亮度反比于它距离的平方，天文学家因此引进了绝对星等的概念来描述恒星的发光能力。如果能够确定恒星的距离，天文学家就可以直接计算恒星的绝对星等。

在进行恒星亮度测定的同时，勒维特也为哈佛天文台的威廉·亨利·皮克林（William Henry Pickering）工作，检查天文底片上数以千计的变星。所谓变星，就是亮度随时间变化的恒星。勒维特对这些恒星中一类被称作造父变星的天体尤其感兴趣。这些天体得名于仙王座δ星，中文名为造父二。造父变星的亮度有明显的周期变化。勒维特选择了麦哲伦星云中的变星底片来研究。大小麦哲伦星云是银河系的两个伴星系，质量比银河系小得多。在南半球的夜空中，这两个小星云是天球上最引人注目的天象。20世纪初，人们不知道这两个星云的确切距离，但可以确定的是，这两个星云都是由恒星构成的独立系统，只是远不如银河系巨大。研究麦哲伦云中的变星有一个好处——不同变星之间的距离远小于它们到达地球的距离。换句话说，从地球上观测者的角度来看，所有麦哲伦云中的恒星几乎都位于同一距离处。

1912年，勒维特报告了小麦哲伦云中25颗造父变星的星等和光变周期测量。她将这些变星的星等和亮度变化的周期画在一张图上。人人都可以看到，造父变星的星等和亮度变化的周期呈现出非常紧密的关系。一颗造父变星的周期越长，它的视星等也就越亮，这被称作周光关系。因为同在小麦哲伦云中，这些造父变星的距离几乎一样，所以它们的视星等差别就完全反映了绝对星等的差别。换句话说，造父变星的周期和它们的绝对发光能力也应该有非常紧密的关系。

天文界很快意识到勒维特实际上提供了一把测量天文距离的尺子。像造父变星这样的天体现在被称作标准烛光，它们就好像一些标准的灯泡。观测者只需要研究它的光度变化就可以确定它们的绝对星等。只要比较绝对星等和视星等的差别，观测者就可以精确地推定造父变星的距离。

美国天文学家哈洛·沙普利（Harlow Shapley）很快将这把尺子用于测量球状星团的距离。所谓球状星团，是天空中一些密集的恒星集团。这些星团中的恒星从数万颗到数百万颗不等，形态为球状。沙普利认为这些球状星团应该在银河系的各个角落都存在，可以作为银河系形态的参考坐标。如果能够测定出每一个球状星团距离地球的位置，人们就可以知道银河系的大小和形状。

沙普利要做的第一步就是在球状星团中尽可能地寻找造父变星。一旦找到造父变星，球状星团的距离就可以直接通过造父变星法确定。知道了球状星团的距离和再测定视亮度，沙普利就可以确定计算每个球状星团的发光能力。沙普利假设所有的球状星团真实发光能力很类似，这样他就可以进而推测其他球状星团的真实距离了。从1914年开始，沙普利对银河系中的球状星团进行了大规模的研究。他的测量显示地球到银河中心的距离是银河半径的2/3，这让人们正确地认识了太阳系在银河系中的地位。但沙普利的银河系从一端到另一端的距离达到30万光年，这差不多是我们现代测量值（8万光年左右）的近4倍。世纪大辩论和河外星系

20世纪初，借助球状星团、恒星计数，天文学家逐渐厘清银河系的疆域。但天文学家还不清楚，银河系是不是宇宙的全部。天文学家虽然知道大小麦哲伦云也是独立的恒星系统，但它们距离银河并不太远，看起来就更像是银河的附庸。天文学家不确定是否有其他和银河一样巨大的恒星世界独立于银河系而存在。

回顾银河外宇宙的探索史，人们绝不会忽略掉1920年4月26日在华盛顿史密森国家自然历史博物馆举办的宇宙“大辩论”。这场辩论实际上是美国科学院的年度演讲。辩论的主题围绕着银河系的地位和宇宙的大小展开。这个主题是美国著名天文学家乔治·埃勒里·海尔（George Ellery Hale）建议的。海尔是一位太阳物理学家，同时也是美国最优秀的天文台——威尔逊天文台的台长。他本来想建议美国科学院邀请爱因斯坦来演讲自己的广义相对论理论，但是，美国科学院的秘书担心广义相对论对大多数科学院的会员和听众来说都太过艰涩，于是海尔转而建议邀请美国自己的天文学家来讨论关于宇宙尺度的问题。

海尔邀请的两位天文学家都来自美国加州。其中一位就是在上一节中提到的沙普利。此时他正在海尔的威尔逊天文台任职，刚刚通过球状星团确定了银河系的形状和大小。辩论的另一方是来自利克天文台的希伯·柯蒂斯（Heber Curtis），他是一位更年长的科学家。作为美国科学院的年度演讲活动，这场辩论缺乏真正的唇枪舌剑。虽然在原定计划中，辩论会由双方各一个45分钟的演说和相互诘问组成，但由于柯蒂斯以他的口才著称，沙普利担心在诘问的环节中自己会因为不善言辞而不能充分表达自己的观点，所以和组织者协商，将辩论会去掉了相互提问的部分。

整场讨论的焦点在于银河系中被称作星云的奇异天体。这些天体早在19世纪就引起了赫歇尔的注意，他和他的儿子用两代人的精力在整个夜空中寻找这些天体，编制成包含2500个天体的《通用星云团表》。赫歇尔一度坚信星云也是和银河系一样的巨大恒星系统，只是距离我们太遥远而无法分辨。但是，他自己随后在一些星云中心分辨出了恒星状的点源。这些观测使得他相信星云中的云雾结构并不是恒星，于是放弃了自己的假设。

到了20世纪初，人们渐渐意识到赫歇尔的星云可以分为很多类。其中有的星云确实只是银河系中的气体云，但另一些呈现出旋涡状结构的星云仍然有可能是巨大的恒星系统，并且距离银河系十分遥远。1920年的大辩论就围绕这些旋涡星云的地位展开。

沙普利率先发言，他认为银河系就是整个宇宙。在他的演讲中，他首先汇报了自己长久以来的工作。这涉及测量球状星团距离并使用球状星团来定义银河系的边界的方法。通过这样的方法，他得到太阳系的实际位置并不是在银河系的中心而是偏于银河的一隅（这是正确的结论）。并且他提出银河系的大小是300，000光年。虽然这个数据比今天知道的大了很多，但并不是非常离谱。那么人们观测到的旋涡星云是什么呢？沙普利认为这些旋涡星云完全是由气态的星云物质组成的，它们都在银河系内。对于这个观点，他提出了3个论据。图2.4　18世纪天文学家梅西耶对仙女座大星云的素描

首先，沙普利提示大家注意旋涡星云在天空中的分布情况。在当时，人们发现的旋涡星云分布向银河系的两极呈增加趋势（垂直于银河系的盘面），而在银河系的盘面附近则几乎没有旋涡星云被发现。如果旋涡星云和银河系是同等地位的星系，那么它们应该在宇宙中均匀地分布。也就是说，从银河系向四处看去，旋涡星云的分布应该是各向均匀的。

沙普利认为这一事实说明旋涡星云必然和银河系有某种联系，银河系的某种性质主导了旋涡星云的分布，所以，旋涡星云理应离银河系并不太远。之后，沙普利引用了1885年在仙女座大星云中心爆发的一颗新星的事件。在这次著名的新星爆发事件中，被称作仙女座S新星的天体，亮度在短暂的时间里竟然可以与整个星系的亮度相匹敌。沙普利指出，如果认为仙女座大星云是恒星的集合体，那么，为什么一颗新星的亮度可以和千亿颗恒星的亮度相比？这样的产能率是不可想象的，甚至是荒谬的。所以只有一种可能，仙女座大星云中并没有太多的恒星，甚至没有恒星。这个证据说明，旋涡星云只是由所谓的星云物质组成的。

最后，沙普利引用了自己好友——观测天文学家阿德里安·范·马南（Adriaan van maanen）对旋涡星云旋臂旋转速度的观测。范·马南的工作涉及比较不同时期拍摄的星云图片。如果能够发现旋涡星云的旋臂有所变化，那么就可以证明旋涡星云的旋转。当时范·马南已经宣称自己在旋涡星系m101的照片中发现了这种旋转的证据。虽然辩论主题本身并不涉及旋涡星云的位置问题，但沙普利指出，假设旋涡星云和银河系有相同的大小，我们就可以估计得到旋涡星云的距离。如果旋涡星云具有观测到的旋转角速度，那么考虑旋涡星云的巨大距离，它真实的旋转速度将是不可思议地大，以致星云自身会因为这种旋转而解体。

因此，结论只有一个，旋涡星云并没有离我们太远，也并不是很大。

柯蒂斯接着沙普利而进行演讲。他将演讲的主要部分放在反驳沙普利的观点上。

首先，他反驳了沙普利关于大银河系的观点。他指出沙普利对球状星团的测距主要依靠造父变星的周光关系，而这种测量存在很大的不确定性。在他看来，银河系的大小只有30，000光年（这个数值比真实偏小，但也不是小得太过分）。

其次，他反驳了沙普利关于旋涡星云分布和银河系的观点。他指出，旋涡星云的分布特点很可能是由于星际尘埃造成的选择效应。因为银河盘面附近的星际尘埃吸收散射了远处旋涡星系的光，使得它们变得很难观测到。至于沙普利关于新星的论据，柯蒂斯也有自己的观点。他引用了自己对新星的观测，并理论上讨论了并不能排除一类特殊新星可能达到超乎常人想象的亮度。（这也是正确的，后来人们知道，仙女座大星云S新星事实上是一颗超新星，亮度确实可以匹敌整个星系。）柯蒂斯并没有对范·马南的观测提出有力的反驳，但他认为，范·马南的观测涉及不同时期照片的比较，照片质量的差异可能造成虚假的结果，他需要等待更长的时间、更多的比较才能让人信服他的观测是正确的。柯蒂斯也提出了自己的正面观点，对旋涡星云的光谱观测使得他相信，旋涡星云发出的光更像是很多恒星发出的光的集合。

有意思的是，在离开华盛顿的时候，柯蒂斯和沙普利都认为自己赢得了辩论的胜利。柯蒂斯和他的追随者认为，辩论明晰地驳斥了大银河系的观点。而在沙普利的拥护者看来，沙普利提出的都是有说服力的正面观点，而柯蒂斯只能给出不令人信服的反驳。在这个时候，沙普利和柯蒂斯都没有意识到，在不久之后，银河系的地位问题将被一个叫埃德温·哈勃（Edwin Hubble）的年轻人解决。

哈勃出生在美国马什菲尔德。他的父亲是当地有名的律师。哈勃是家中的第三个孩子。少年时期的哈勃是学校最优秀的学生，不仅仅学习成绩名列前茅，并且在体育方面显示出过人的天赋。他在跳高、撑竿跳、掷链球以及铁饼等项目上的成绩都载入了中学的历史记录当中。在大学，哈勃是全国最优秀的大学篮球中锋之一。然而少年的哈勃最希望从事的专业却是天文学，可能他在高中时期的自然科学教师起了重要作用。和今天多数的家长一样，哈勃的父亲坚决反对哈勃从事这样没有“钱途”的事业。哈勃并没有和父亲过多争执，事实上他解决问题的方法是取得一个法律学位来满足他的父亲。

哈勃中学毕业后进入芝加哥大学，以优异的成绩得到准学士学位。之后他获得了非常难得到的罗兹奖学金去欧洲深造，并在牛津大学的女王学院拿到了他父亲所希望的法律学位。但在哈勃的父亲去世后，他又转回了天文学领域。在莫尔顿（moulton, Forest Ray）的推荐下，他开始在叶凯士天文台攻读博士学位。在读博期间，哈勃主要致力于为暗星云拍照的工作。虽然成绩卓著，但他的注意力开始由简单的观测星云转移到探究星云的本质上。

1920年，哈勃也是威尔逊山天文台的年轻天文学家。大辩论之后，沙普利赢得了哈佛天文台台长的职务，这对他来说是一份巨大的荣誉，但同时，他离开了威尔逊山的2.5米望远镜，这使得他永远地失去了获得天文史上最伟大发现的机会。而哈勃则成为威尔逊山天文台星云研究的旗手人物。那时的哈勃早已经敏锐地意识到，解决大辩论争议的关键是如何定出所谓的“旋涡星云”的位置。而研究的路径其实已经被沙普利指明了，那就是去寻找旋涡星云中的造父变星。那时的哈勃拥有世界上最优秀的望远镜以及大量的观测时间，解决世纪争论只是时间问题。

1923年，在沙普利仍在和各路人马论战的时候，哈勃观测到了仙女座大星云旋臂上的一颗亮星。这颗恒星在发现不久前还非常暗淡，但是在1923年10月初的几天里突然变亮。一开始，哈勃认为这是一个新星。新星是白矮星短暂的爆发现象。

所谓白矮星，是小质量恒星演化的终点，密度非常高。白矮星有时会和其他恒星组成双星系统。在这些双星中，有的白矮星会通过引力作用吸积同伴的物质。这些物质在白矮星表面慢慢堆积，最终会产生短暂的核反应，从而使得亮度迅速升高。哈勃通过检视之前的底片，突然意识到，这个突然出现的天体其实并不是一颗新星，而是一颗造父变星。这样，哈勃就可以测量仙女座大星云的距离了。

利用造父变星的周期——光度关系，哈勃测得仙女座大星云距离地球100万光年，这个距离是沙普利银河系模型的3倍。这不但意味着仙女座大星云是独立于银河系的存在，也意味着它原本应该非常亮，发光能力不逊色于银河系。仙女座大星云一定也是一个巨大的恒星世界。

哈勃发现造父变星后，沙普利是他第一个写信通知的同行。这个消息对沙普利来说犹如晴天霹雳，更不要说，这击破他宇宙模型的一击利用的就是他自己研究出的武器，甚至哈勃用来测量周光关系的底片，有很多都属于沙普利。一段时间内，沙普利似乎希望这是哈勃犯下了低级错误，但不断有更多的变星在其他的旋涡星云中被发现，所有的数据都在支持哈勃的论断：星云确实是和银河系一样巨大的恒星系统，宇宙的疆域远远大于银河系。第三站　膨胀中的宇宙红移-距离关系

1928年的一天，哈勃询问他的观测助手米尔顿·赫马森（milton L Humason）：“你是否愿意和我一起试验一下测量星云的红移？”这一年哈勃39岁，是美国科学院最年轻的院士。4年前，他测量了一系列星云的距离，使人类第一次确定，银河系并非宇宙的全部，夜空中的旋涡星云实际上是一个个和银河一样璀璨的恒星世界，也就是所谓的河外星系。这个伟大的发现为他带来了巨大的声誉。当他和妻子在欧洲旅行的时候，处处受到人们的欢迎，好像他们是皇家贵族。频繁的社会活动使得哈勃亲自爬上望远镜的时间减少，却没有减少他对探索星系世界奥秘的渴求。在欧洲的旅行中，哈勃获得了灵感，开始酝酿一个新的观测计划。

所谓红移是指星系光谱的移动。星系发出的光并不是单色的，而是由不同波长的光组合成的。用光谱仪把星系的光分解成不同频率的光，我们就得到了星系的光谱。如果星系相对地球有运动，按照多普勒效应，星系的光谱会发生移动。当星系朝向地球运动时，星系发出的光，波长会变短一些；如果星系远离地球而去，它发出来的光，波长就会变得长一些。天文学家习惯将短波长方向称作蓝端，而将长波长方向称作红端。因此，星系光谱的变化就被对应地称作“红移”或者“蓝移”。

早在1914年，美国天文学家维斯托·梅尔文·斯里弗（Vesto melvin Slipher）就宣称，夜空中的星云都在远离地球而去，因为它们的光谱普遍存在红移的现象。而且，斯里弗发现，越暗的星云远离太阳系的速度就越快。但是在1914年，斯里弗还无法确定星云的本质是什么，也就无法确切地阐释这一现象背后的原因。在进行了十几年的研究后，被测量误差困扰的斯里弗不得不放弃了这个领域。

然而，哈勃在1924年的发现让人类知道了星云其实是银河系外的恒星世界。测量星云红移（或者应该正确地称作河外星系红移）实际上就是测量星系远离银河系的速度。在哈勃看来，研究光谱移动将为绘制河外空间的疆域提供重要线索。

哈勃知道自己具有两个斯里弗不具备的优势。第一个优势是，哈勃有办法测定河外星系的距离，因此他可以研究河外星系红移和距离之间的关系，而这对探索宇宙的结构具有重要的意义。哈勃的第二个优势是，他可以使用当时世界上最好的望远镜——威尔逊山天文台的100英寸胡克望远镜。当时科学界对斯里弗工作的数据质量表示怀疑，猜测他观测到的红移可能不够准确。胡克望远镜远比斯里弗使用的洛厄尔天文台的望远镜强大，因此哈勃不但可以比斯里弗拍摄更暗的星系，而且可以以更高的精度获得红移。图3.1　星系的红移和蓝移示意图。当星系向观测者运动时，观测者接收到的星光频率会变高（蓝移），当星系远离观测者时，观测者接收到的星光频率会降低（红移）

事实上，哈勃还有第三个优势，那就是赫马森的经验。拍摄星云的光谱，需要长时间的曝光，对天文学家的观测技巧和耐心要求很高，而赫马森是威尔逊山天文台最优秀的观测天文学家。赫马森14岁辍学，没有受过高等教育，最开始是以杂工的身份加入威尔逊山天文台，但他高超的望远镜操作能力很快折服了天文台的天文学家沙普利和台长海尔，成为正式的驻站观测人员。在过去的十几年里，威尔逊山天文台很多重要的观测结果都有他的功劳。当然，哈勃自己也是一个优秀的观测家，但是，他已经慢慢离开观测第一线，赫马森就成了保证他计划成功的重要一环。

让我们来稍微回顾一下哈勃测量星系距离的手段。在上一章，我们已经谈论过三角视差法，这是天文学最准确的距离测量方法。地球在公转轨道上运行的时候，近处的恒星在天球上的位置会因为观测者视线方向的变化而产生相对恒星背景的位移。观测者通过观测目标天体在一年中相对恒星背景的变化，就可以通过三角视差法计算出目标天体的距离。但是三角视差法无法测量非常远的天体，那些非常远的天体在天球上的移动角度太小了。例如哈勃当初就无法用视差法测量河外星系的距离，而不得不使用造父变星测距。

造父变星测距的思路和三角视差法完全不同。造父变星是一种所谓的标准烛光，它们就好比一个个出厂功率标定的灯泡。天文学家通过比较这些灯泡的观测亮度和它们的真实亮度，就可以计算它们的距离。读者需要注意，就好像灯泡的额定功率需要实验校准，造父变星的周光关系也需要其他独立的观测校准。怎么做呢？天文学家先要对太阳系附近的造父变星进行视差法测距，这样，这些造父变星就有了一个独立而精准的距离测量，通过这个距离就可以标定它的周光关系。之后，天文学家就可以将标定好的周光关系用于更远处的造父变星了。图3.2　造父变星是一种脉动天体，它的体积会周期性地变化。当造父变星变大时，就会显得更亮。而越亮的造父变星，光变周期也越长

造父变星在恒星中算是比较明亮的，但它毕竟只是一颗恒星。当河外星系距离银河系超过150万光年后，即使威尔逊山天文台的望远镜也无法分辨出其中的造父变星。这时候，哈勃必须寻找新的标准烛光来测量距离。而新的标准烛光，则需要造父变星来进行校准。利用不同的测距方法，一级接着一级向宇宙深处迈进，这样一来，哈勃就可以构建宇宙的“距离阶梯”了。

三角测距是哈勃的第一级阶梯，造父变星是第二级阶梯。哈勃和赫马森寻找的第三级阶梯是星系中最亮的恒星。哈勃做了一个简单的假设，认为它们的绝对亮度和银河系中最亮的恒星相同。这种假设的前提是所有的星系都有非常相似的恒星亮度分布。哈勃的第四级阶梯则是星系团的亮星系，他假设在星系团中第五亮的星系总是具有相似的亮度。哈勃的第三和第四阶梯经过观测检验，用今天的眼光来看，这两级新的距离阶梯远不如前两级阶梯稳固。无论如何，哈勃利用它们开始了自己的宇宙探索。

哈勃的计划野心勃勃，他们观测的第一个星系就比斯里弗观测的所有的星系都暗，这显示了胡克望远镜的强大威力。这个星系像预料中的一样，显示出比以前所有星系都高的红移，它以大约3000公里/秒的速度逃离地球，是之前斯里弗测量到的最高的红移星系的两倍。到1929年，哈勃和赫马森已经收集了四十多个星系的红移，虽然能够测量距离的星系只有24个。

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