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《宇宙学》作者：阿西莫夫【完结】 >
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宇宙学 [美]I. 阿西莫夫 著 朱 岚 译
宇宙的大小
人们在偶尔眺望星空的时候，并不觉得天空有多么遥远。小
孩子很容易接受“牛跳过月亮”和“他跳得真高，摸到了天”之
类的幻想。在流传神话的时代，古希腊人让阿特拉斯背负天体，
一点也不觉得滑稽。当然这位天神可能是无比的高大，然而另一
个神话表明并非如此。英雄赫喇克勒斯在完成闻名于世的“十二
件奇迹”中的第十一件——去取圣园里的金苹果时，他让阿特拉
斯帮助他去取金苹果，而自己站在山上扛着天穹。即使赫刺克勒
斯算得上一个大个子，但他不是一个巨人。由此可以看出，当时
希腊人非常平静地接受了这样的观念：天空比山顶仅高出几米而
已。
在开始的时候，人们自然地认为，天空只不过是一个坚硬的
天篷，那闪耀着的天体就是天篷上的钻石。早在公元前6～4世纪，
希腊天文学家就已经认识到，天篷必定不止一层，因为那些“固
定的”恒星在以一个整体绕地球运转时，显然没有改变它们之间
的相对位置，但是太阳、月球和水星、金星、火星、木星、土星
等五颗明亮的天体却不是这样：事实上，它们各行其路。当时把
这七个天体叫做行星（希腊语“流浪者”的意思），很明显，它
们不可能属于恒星的天篷。
希腊人曾经设想，每个行星都固定在各自看不见的天篷上，
而且天篷是一层套一层，最近的一层属于移动最快的行星。移动
最快的行星是月球，每27+(1/3)天绕天空一周。希腊人认为，月
球以外的几个行星的次序是：水星、金星、太阳、火星、木星和
土星。
早期的测量
对宇宙距离第一次进行科学测量大约是在公元前240年。 亚
历山大图书馆（当时世界上最先进的科学机构）馆长埃拉托色尼
考虑了这样一个事实：6月21日中午， 在埃及塞伊尼城（译注：
即现在的阿斯旺）的太阳正好在头顶上的时候，在塞伊尼城北边
8000公里（碧声注：汗……是800 公里罢？是不是书印错了？）
的亚历山大城，太阳并不在天顶。埃拉托色尼断定，一定是因为
地面弯曲而偏离太阳，才会发生这种情况。根据夏至那天中午在
亚历山大城测到的日影的长度，运用简单的几何学知识，就可以
计算出从塞伊尼城到亚历山大城8000公里距离内地面弯曲的程度，
如果设想地球是球形的话（那时希腊天文学家已经愿意接受“地
球是球形的”说法了），可以进而计算出地球的周长和直径。
埃拉托色尼利用地球的曲率测量了地球的大小： 6月21日
中午太阳位于塞伊尼城的头顶，同一时间，阳光却在亚历
山大城形成7.5°的影子。 由于知道两城之间的距离和在
亚历山大城影子的长度，所以埃拉托色尼计算出了地球的
大小。
埃拉托色尼用希腊单位求出了这个答案。如果换算成我们今
天的单位，他的数据是：地球的直径约为12800公里（8000英里），
周长约为40000公里（25000英里），这些数字碰巧与正确的数值
差不多，可惜的是，这些关于地球大小的准确数值没有被人们广
泛地接受。大约在公元前100年， 另一位希腊天文学家波西多留
斯重复了这一工作，他所得到的地球周长是28800公里（18000英
里）。
这个较小的数字从古代到中古时代却广为人们所接受，哥伦
布接受了较小的数字，认为只要向西航行4800公里（3000英里）
就可到达亚洲。如果他知道地球的真实大小，也许就不敢如此冒
险了。直到1521－1523年，麦哲伦的船队（确切他说，是船队中
幸存下来的一条船）环绕地球一周后，才最终证实埃拉托色尼的
数值是正确的。
根据地球的直径，喜帕恰斯用一百多年前最大胆的希腊天文
学家阿利斯塔克所发明的方法，在公元前 150年计算出了地球到
月球的距离。当时希腊人已经猜测到，月食是因为地球走到太阳
与月球之间而引起的。阿利斯塔克认为，掠过月面的地球阴影应
该能够显示出地球和月球的相对大小。在此基础上，利用几何的
方法，就可以计算出地球到月球的距离（以地球直径来表示），
喜帕恰斯重复了这项工作，算得地球到月球的距离是地球直径的
30倍。如果埃拉托色尼求得的地球直径为12800公里是正确的话，
月球到地球的距离就是38.4万公里（24万英里）了。这个数字碰
巧也是一个近乎正确的数字。
然而在设法解决宇宙大小的问题上，希腊天文学只是求出了
月球的距离，至少从正确性方面来说是如此。阿利斯洛克曾经大
胆地试图测定太阳到地球的距离。他用的几何方法在理论上是绝
对正确的，但这个方法涉及到要测出角度的极小差值，不用现代
的仪器是无法得到精确数据的。他断定地球到太阳的距离为地球
到月球距离的20倍（事实上大约为400倍）。 虽然他计算的结果
是错误的，但他从这些数据中推断出太阳至少比地球大7倍； 从
而指出大的太阳绕小的地球运转是不合逻辑的，于是他断定是地
球绕太阳运转。
遗憾的是，没有人相信他的话。以后的天文学家从喜帕恰斯
开始到托勒玫为止，都是以不动的地球位于宇宙中心为基础来描
述所有天体运动的，除了月球距离地球384000公里以外；其他天
体都在更远而尚未确定的距离上，这个体系一直统治到1543年，
那一年哥白尼出版了他的书，重新回到阿利斯塔克的观点，永远
废除了地球作为宇宙中心的地位。
测量太阳系
太阳位于太阳系的中心，仅仅这个事实本身并无助于测定行
星间的距离。哥白尼采用了希腊人所测定的地球到月球的距离，
但他并不知道地球到太阳的距离。直到1650年，比利时天文学家
温德林以改进的仪器重复阿利斯塔克的观察，才断定到太阳的距
离并不是到月球的20倍，而是240倍， 即9600万公里（6000万英
里）。这个估计仍然太小，但比过去精确多了。
在此期间，1609年，德国天文学家开普勒发现行星轨道是椭
圆形而不是圆形，从而开辟了正确测定距离的途径。人们不仅第
一次能够精确计算出行星的轨道，而且可以绘制出太阳系的比例
图，就是说能够绘制出太阳系所有已知行星的相对距离和轨道形
状。因此，只要测出太阳系中任何两个行星间的距离有多少公里，
所有其他行星的距离就可以立即计算出来。于是，太阳的距离不
必像阿利斯塔克和温德林那样去直接计算，而只要测出地球与月
球系统以外任何一个较近的天体（如火星或金星）的距离就可以
了。
另一种用来估计宇宙距离的方法是利用视差。要说明什么是
视差并不困难。将你的手指放在眼前大约8厘米远处， 先以左眼
看，再用右眼看，你的手指会相对于背影而移动了位置，这是因
为你已经改变了你的观察点。假若你重复这一过程，把手指放远
一些，比如说一臂远，你的手指仍会相对于背影位移，但这回移
动得没有那么多。所以，可以利用移动的量来测定手指到眼睛的
距离。
如果一个物体在50米远的地方，那么两眼可观察到的位移将
会大小而测不出来，因此必须利用比双眼距离更宽的“基线”。
但是我们只要先从某一点看那个物体，然后向右移20米再来观察
它，便可以加大视差而很容易地测出物体的距离。测量员就是用
这种方法测量河流或溪谷的宽度。
用同样的方法，以恒星为背景，可以精确地测出月球的距离。
例如，从加利福尼亚天文台观测到月球相对于恒星的某个位置，
而同时在英国的天文台观测，月球的位置则会稍有不同。从这种
位置的改变，以及已知的两个天文台穿过地球的直线距离，便可
以计算出月球和地球的距离。当然，在理论上，我们可以从地球
两侧相对的两个天文台进行观测，这样就可以把基线扩展为地球
的直径，这时基线长度为12800公里。这样得到的视差角度除以2
就是地心视差。
天体在天空的位移是以度或分、秒为单位来测量的。 1度为
环绕天空1周的1/360，1度又分为60弧分，1弧分再分为60弧秒。
因此1弧分为天空1周的1/（360×60）或1/21600， 而1弧秒为天
空1周的1/（21600×60）或1/1296000。
托勒玫利用三角学根据视差测出了月球的距离，而他的结果
和早期喜帕恰斯的数据相吻合。月球的地心视差为57弧分（接近
1度），这个位移相当于从5米处看到的一枚5分硬币的宽度。 这
即使用肉眼也可以测量出来。但是，如果要测量太阳或一个行星
的视差，所涉及的角度就太小了。可以得出的惟一的结论是，其
他天体比月球远得多。至于究竟有多远，没有人说得出来。
虽然中古时代的阿拉伯人及16世纪的欧洲数学家进一步完善
了三角学，但是单靠三角学还是无法得到答案。直到1609年望远
镜发明以后，才有可能测量微小的视差角度。（1609年，伽利略
在听到荷兰眼镜师做成放大镜筒之后，几个月内便发明了望远镜，
并用来观测天空。）
意大利出生的法国天文学家J.D.卡西尼于1673年测出火星的
视差，使视差法越出了月球。在他测定出火星相对于恒星的位置
的同时，在同一天的黄昏，法国天文学家里奇在法属圭亚那也在
进行同样的观测。卡西尼将两个结果结合起来得到了火星的视差，
从而计算出了太阳系的大小。他算出的地球到太阳的距离为13800
万公里，比实际距离仅少7％。
从那时起，对太阳系中各种视差的测量越来越准确。1931年，
人们制定了一个测量小行星爱神星视差的庞大国际计划。当时，
除了月球以外，爱神星是最接近地球的一个天体。此时爱神星显
示出较大的视差，因此可以测量得非常精确，从而可以比以前任
何时候都更精确地测定太阳系的大小。根据这些计算和利用比视
差法更为精确的方法，现在我们已知道，地球与太阳间的平均距
离约为1.5×l0^8公里，误差约为1600公里。 （因为地球的轨道
为椭圆形，所以实际距离变化为14710万～15220万公里）
日地的平均距离叫做二个天文单位（A.U.），太阳系内的其
他距离也用天文单位表示。比方说土星和太阳的平均距离为14.3
×10^8公里，等于9.54个天文单位。随着天王星、海王星及冥王
星等外行星的发现，太阳系的边界向外不断扩展。冥王星离太阳
的平均距离为59×l0^8公里，相当于39.87个天文单位， 而有些
替星距离太阳更远。
到1830年时，已经知道太阳系横跨数十亿里的空间，但显然
这绝非整个宇宙的大小，因为宇宙中还有许多其他恒星。
更遥远的恒星
在古代人们自然地认为，天上的恒星可能是固定在固体天篷
上的小物体，而这个天篷就是宇宙的边界，比太阳系的外缘稍远
一点点而已。这种观点虽然有些学者不同意，但直到1700年仍受
到相当的尊重。
早在1440年，德国学者尼古拉斯即认为空间是无限的，而恒
星是向各个方向无限延伸出去的太阳，每个太阳都跟随着一些可
居住的行星。恒星之所以看上去不像太阳而像微小的光点，是因
为它们的距离太遥远。可惜的是，尼古拉斯没有证据证实这些观
点，而只是提出来作为一种见解。这种见解似乎只是一种胡乱猜
测，所以没有受到人们的重视。
然而，1718年，正在努力用望远镜测定各种恒星在天空的准
确位置的英国天文学家哈雷，发现三颗最亮的恒星——天狼星、
南河三和大角星一的位置与希腊天文学家的记录不符。这项差异
太大了，因此不可能是误差，即使考虑到希腊人必须用肉眼观察
这个事实，也不会有这么大的误差。哈雷的结论是，恒星并非固
定在天篷上，而是像蜂群中的蜜蜂一样独立移动。这种移动非常
缓慢，所以看上去恒星像是固定住似的，直到有了望远镜才观测
到恒星的移动。
恒星距离我们非常遥远，所以这种自行显得非常小。天狼星、
南河三及大角星属于比较近的恒星，因此终于探测出它们的自行。
由于它们离我们比较近，所以看上去显得特别亮。一般说来，恒
星越暗距离就越远，所以它们的自行在从古希腊到现代的漫长时
间里一直未能探测出来。
这种自行本身虽然可以证实恒星的距离，但并不能给我们以
实际的距离。当然，与更远的恒星相比较时，比较近的恒星应该
显示出视差，但是这种视差是无法探测出来的。即使天文学家以
地球绕太阳的轨道直径（大约3×10^8公里）作基线， 在轨道相
对的两端以半年的间隔进行观测，仍然观测不出视差。因此，即
使最近的恒星也必定极其遥远。由于愈来愈好的望远镜仍无法测
出恒星的视差，因此对恒星距离的估计也愈来愈远。恒星如此遥
远我们仍能看见它们的亮光，可见它们必定像太阳一样是一些巨
大的火球。这也证实尼古拉斯是正确的。
但望远镜和其他仪器在继续改进，在19世纪明年代，德国天
文学家贝塞尔使用了一种叫做量日仪的新仪器，因为这种仪器最初
是想用来精密地测量太阳的直径的。但用它同样能够测量天体间
的其他距离，贝塞尔就用它来测量两个恒星之间的距离。贝塞尔
月复一月地注意这些距离的变化，终于成功地测出了一个恒星的
视差（见图2－2）。他选择的是天鹅座的一颗小星，叫做天鹅座
61星。他之所以选定这颗星，是因为这颗星相对于其他恒星背景
每年都显示出特别大的自行，因此它一定比其他恒星离我们近。
（不要把这种自行与恒星相对于背景的前后移动相混淆，后者表
示的是视差。）贝塞尔以附近“固定的”恒星（可能要远得多）
为基准，测定天鹅座61星连续移动的位置，持续观测了一年多。
最后在1838年，他报告说天鹅座61星的视差为0.31弧秒，即相当
于把一枚5分的硬币放在16公里远处的宽度。 这个视差是以地球
轨道的直径为基线观测到的， 这表明天鹅座61星在大约100万亿
公里（64×10^12英里）远处，为我们太阳系宽度的9000倍。 因
此，即使和最近的恒星相比，太阳系也像是空间的一个小点。
因为用万亿公里计算距离相当不方便，天文学家便以光的速
度来计算距离，以便缩小数字。光速是每秒299792.458公里。光
一年走的距离约为94605亿公里，叫做1光年。利用这个单位，天
鹅座61星距离地球约11光年。
在贝塞尔成功后仅两个月，英国天文学家亨德森就算出了半
人马座α星的距离。这颗星是天空中第三颗最亮的星，但因位于
南天低空处，所以在美国佛罗里达州坦帕纬度以北的地方看不到
它。结果表明，半人马座α星的视差为0.75弧秒，是天鹅座61星
的两倍多。因此，半人马座α星相应地距离地球近多了。实际上，
它距离太阳系只有4.3光年， 是我们太阳系最近的恒星邻居。其
实它并不是一颗单独的星，而是由三颗恒星组成的。
1840年，在德国出生的俄国天文学家斯特鲁维宣布了天空中
第四颗最亮的星织女星的视差。后来发现他的测量结果有点误差，
但这是可以谅解的，因为织女星距离地球远达27光年，视差非常
小。
到1900年，约有70颗恒星已经用视差法测定出来（到20世纪
80年代，已有数千颗），即使使用最精密的仪器，能够精确测量
的极限距离也只有大约100光年，而更远处还有无数颗恒星。
我们的肉眼大约能看到6000多颗恒星，而望远镜的发明使我
们立刻明白了，肉眼所看到的只是宇宙很小的一部分。当伽利略
1609年把他的望远镜指向天空时，不仅发现了以前看不到的新恒
星，而且当他对准银河时，更使他大吃一惊。用肉眼看来，银河
只是一条朦胧的亮带。伽利略的望远镜则将这朦胧的亮带分成无
数颗恒星，就像爽身粉粒一样难以数计。
第一位想要弄明白银河真相的是在德国出生的英国天文学家
W.赫歇耳。1785年，W.赫歇耳提出，天上的恒星是以透镜的形状
排列的。如果我们朝银河望去，可以观察到很多恒星；而当我们
朝与这个圆轮垂直的方向望去，天空中能看到的恒星就少多了。
于是W.赫歇耳推断，天体沿着银河的长轴形成了一个扁平的系统。
我们现在知道，在一定的范围内，这个图像是正确的。所以我们
把我们的星系叫做银河系。
W.赫歇耳试图估计银河系的大小。他假设所有的恒星具有大
约相同的自身亮度，于是便可以根据恒星的亮度来估计恒星的距
离。（根据一个著名的定律，亮度与距离的平方成反比，因此，
如果A星的亮度是B星的1/9，A星的距离便是B星的3倍。）
W.赫歇耳认为在银河系内约有1亿颗恒星。 他又根据这些恒星
的亮度等级， 断定银河系的直径约为到明亮的天狼星距离的850
倍，而银河系的厚度是这个距离的150倍。
我们现在知道，到天狼星的距离是8.8光年， 因此W.赫歇耳
的估计相当于银河系的直径为7500光年，厚度为1300光年。后来
证明这个估计大保守了。但是就像阿利斯塔克过于保守地测量到
太阳的距离一样，这是朝正确方向迈出的一步。
人们很容易相信，银河系里的恒星就像一群蜜蜂一样运动着
（正如我在前面所说的那样），同时，W.赫歇耳证明，太阳本身
也在这样运动着）。
1805年，在他花费了20年时间测定许多恒星的自行之后，发
现天空中有一天区的恒星似乎总是从一个特殊的中心（向点）向
外移动。与之正好相对的另一天区，恒星则总是向内朝着一个特
定中心（背点）移动。
解释这个现象最容易的方法就是，假定太阳远离背点而朝向
点移动，而星团的恒星随着太阳的接近而散开，并随着太阳的远
离而靠近，这是一种常见的透视效应。如果在一片树林中行走的
话，我们就会看到这种效应，由于我们习惯了这种效应，所以很
少加以注意。
因此，太阳并不像哥白尼所认为的那样是宇宙不动的中心，
而是在运动中，但不是像希腊人所想象的那样运动。太阳不是绕
着地球运动，而是带着太阳系所有的行星在银河系中运动。现代
的测量表明，太阳以每秒19.3公里（12英里）的速度向天琴座中
的一点移动（相对于较近的恒星）。
1906年初，荷兰天文学家卡普坦，对银河系又进行了一次测
量。由于他可以利用摄影，又知道较近恒星的真实距离，所以他
作出的估计比W.赫歇耳的更精确。卡普坦断定，银河系的大小为
宽23000光年，厚6000光年。 因此，卡普坦的银河系模型是W.赫
歇耳模型的4倍宽、5倍厚；但这个模型还是太保守了。
总之，到1900年对恒星距离的测量，就如同1700年对行星距
离的测量一样。在1700年，到月球的距离已经知道了，但是对更
远的行星只能猜测；在1900年时，较近恒星的距离知道了，但更
远恒星的距离也只能猜测。
测量恒星的亮度
紧接着又迈出了重大一步，这就是发现了新的测量标杆——
某些亮度起伏不定的变星。这段故事是从仙王座中一颗相当明亮
的恒星——仙王座δ星（造父一星）开始的。经仔细研究，人们
发现这颗恒星的亮度有周期性的变化：经过最暗点亮度很快就增
加到两倍，然后慢慢地暗下来，恢复到最暗点。它这样反复地变
化着，非常有规律。天文学家还发现其他一些恒星也有同样规律
性的变化；它们都以仙王座δ星（中文名造父一）来命名，所有
这类变星都叫做造父变星。
造父变星的周期（从暗点到暗点的时间）从少于一天到近于
两个月不等。距离我们太阳最近的似乎在一个星期左右，如仙王
座δ星是5.3天；北极星是其中最近的造父变星，周期为4天。（
北极星的亮度变化极小，无法用肉眼分辨出来。）
造父变星对天文学家的重要性就在于它们的亮度，对此我们
必须稍离本题来解释一下。
从喜帕洽斯以来，恒星的亮度就以他发明的星等系统来标定。
恒星越亮，星等就越低。他把20颗最亮的恒星叫做一等星，再暗
一些就是二等星，然后是三等星、四等星、五等星，直到最暗淡
的用肉眼隐约可见的为六等星。
到了1856年，英国天文学家鲍格森把喜帕恰斯的观念定量化。
他指出，所有一等星的平均亮度为六等星平均亮度的100倍。 为
了使这五个星等间隔表示的亮度比为100， 一个星等的比率必须
为2.512，就是说四等星的亮度为五等星的2.512倍，为六等星的
2.512×2.512倍或6.3倍。
在恒星中， 天鹅座61星是一颗5.0等的暗星（现在天文学可
以把星等确定到小数点后一位数，有时甚至可以确定到小数点后
两位数）。五车二是一颗0.9等的亮星； 半人马座α星更亮，为
0.1等星。当亮度更大时， 可用零等星或负几等星来表示。天狼
星是天空中最亮的一颗恒星，为－1.42等星。行星金星的星等是
－4.2；满月为－12.7；太阳为－26.9。
这些都是我们看到的恒星的视星等，而不是它们的与距无关
的绝对光度。但是，如果我们知道一颗恒星的距离和它的视星等，
我们就能够计算出它的真实光度。天文学家根据一个标准距离的
亮度来确定“绝对星等”的标度，一个标准距离规定为10秒差距，
或32.6光年。（1秒差距即一颗恒星显示出1弧秒视差时的距离；
大约相当于30万亿公里或3.26光年。）
虽然五车二看起来比半人马座α星和天狼星暗，但实际上它
发出的光比这两颗星中的任何一颗都要强得多。它之所以看起来
比较暗，只是因为它比这两颗星要远得多。如果它们都在标准距
离上，五车二则是最亮的一颗星：五车二的绝对星等为－0．1，
天狼星是1.3，而半人马座α星是4.8。我们的太阳和半人马座α
星的亮度差不多，绝对星等为4.86，是一颗普通的中等大小的恒
星。
现在我们再回头谈造父变星。1912年，哈佛天文台的一位天
文学勒维特对小麦哲伦云进行研究。南天中有两个巨大的恒星系
统以麦哲伦的名字而命名，这是因为麦哲伦船队在环球航行期间
首先观察到它们。在小麦哲伦云的恒星中，勒维特观察到25颗造
父变星。她记录下每颗造父变星的变化周期，使她惊讶的是，她
发现变化周期越长恒星的亮度就越大。
与我们邻近的造父变星并没有这种关系，但小麦哲伦云中的
造父变星为什么会有呢？在我们邻近的恒星中，我们只知道造父
变星的视星等，不知道它们的距离或绝对星等，所以没有可以把
一颗恒星的变化周期与其亮度联系起来的标准。但是小麦哲伦云
离我们太遥远了，这就像一个纽约市的人试图计算芝加哥市的每
个人同他之间的距离一样。他会得出这样的结论，所有芝加哥人
都差不多与他同样远——在长达上千公里的总距离上，差一两公
里又有什么关系呢？同样，小麦哲伦云远端的一颗恒星比近端的
一颗恒星也远不了多少。
由于小麦哲伦云中的恒星都处在离我们差不多同样远的距离
上，所以可以把它们的视星等作为比较它们的绝对星等的一种量
度。因此，勒维特可以把她看到的那种关系看成是一种真实的关
系，就是说，造父变星的周期随着绝对星等而平缓地增大。于是
她画出了一条周期－光度曲线，这条曲线可以表明具有任一绝对
星等的造父变星必定具有的周期，反过来，也可以表明具有一定
周期的造父变星必定具有的绝对星等。
假设造父变星在宇宙的任何地方都像在小麦哲伦云里一样（
一个合理的假设），那么，天文学家就有了一个测量距离的相对
尺度，不管造父变星有多远，只要能用最好的望远镜探测到，就
可以测量出它的距离。如果天文学家发现两颗周期相等的造父变
星，便可以认为它们具有相同的绝对星等。 如果造父变星A看上
去有造父变星B的4倍亮， 那么造父变星B必然有造父变星A的2倍
远。用这种方法，可以把所有观测到的造父变星的相对距离画在
一张比例图上。这样只要有一个造父变星的真实距离能够测定出
来，所有其他造父变星的距离就都可以确定了。
不幸的是，即使最近的造父变星——北极星——也有几百光
年远，无法用视差法测量出它的距离。天文学家必须采用间接的
方法。一个可以利用的线索是自行：一般来说，越远的恒星自行
就越小。（回想一下，贝塞尔断定天鹅座61星比较近，就是因为
它有较大的自行。）为了测定星群的自行，人们使用了许多装置，
还使用了统计学方法。虽然过程很复杂，但终于测出了含有造父
变星的各种星群的近似距离。根据那些造父变星的距离和视星等，
便可以确定它们的绝对星等，从而可以把绝对星等和周期作以比
较。
1913年，丹麦天文学家赫兹普龙发现，一颗绝对星等为-2.3
的造父变星，周期是6.6天。 根据这一发现，并利用勒维特的周
期－光度曲线，他能够确定任何造父变星的绝对星等。（后来意
外地发现，造父变星一般都是又大又亮的恒星，比我们的太阳亮
得多。它们的亮度变化可能是脉动的结果。这些恒星似乎在不断
地膨胀与收缩，就像是在做深呼吸一样。）
几年以后，美国天文学家沙普利重复了这项工作，并断定一
颗-2.3绝对星等的造父变星周期为5.96天。他们两人的结果如此
一致，天文学家们可以继续向前迈进了。他们有了自己的尺度。
确定银河系的大小
1918年，沙普利开始观测我们银河系的造父变星，想用这种
新的方法来确定银河系的大小。他重点观测球状星团中的造父变
星。球状星团是由几万至几千万颗恒星稠密地聚集在一起的球状
集合体，直径大约为100光年。
这些星团（其性质一个世纪以前W.赫歇耳就首次观测过）呈
现出完全不同于我们邻近空间的天文环境。在较大的星团中心，
恒星以每10立方秒差距500颗的密度聚集在一起， 而在我们邻近
的空间中每10立方秒差距只有一颗恒星。在这种情况下，星光会
比地球上的月光亮得多，假如在靠近这种星团的中心有一颗行星
的话，这颗行星将不会有黑夜。
在我们的银河系中约有100个已知的球状星团， 可能还有这
么多个未被发现。沙普利计算出，各个球状星团与我们的距离为
2万～20万光年。 （最近的一个星团是半人马座ω，它同最近的
一颗恒星一样，在半人马座里，用肉眼望去像是一颗星。最远的
一个星团是NGC2419，它距离我们太远了， 几乎难以把它当作银
河系的成员。）
沙普利发现，这些星团分布在一个大球中，银道面从中间把
大球切成两半，它们像晕一样环绕着银河系主体的一部分。沙普
利自然地假设它们绕着银河系的中心转动。在他的计算中，他把
银河系中由球状星团组成的这个晕的中心点定在人马座方向上，
距离我们约5万光年。 这意味着，正如W.赫歇耳及卡普坦曾认为
的那样，我们的太阳系根本不在银河系的中心，而是远处银河系
的一个边缘。
沙普利的模型把银河系描绘成一个直径为30万光年的巨大透
镜。后来，另一种测量方法很快证明，这一次沙普利把银河系估
计得太大了。
从银河系的形状像一个圆盘这一事实出发，自W.赫歇耳以来，
天文学家一直推测，它必定在空间旋转着。1926年，荷兰天文学
家奥尔特开始测量这种旋转。因为银河系不是一块固体，而是由
无数单个恒星组成的，所以不能指望它像轮子那样一块旋转，而
是靠近圆盘引力中心的恒星必定比远处的恒星绕中心旋转得快（
就像离太阳越近的行星在轨道上运行越快一样），因此，靠近银
心（即在人马座方向上）的恒星应该趋向于超前我们的太阳而移
动；而远离银心（即在双子座方向上）的恒星在公转中应该有落
后于我们的倾向。恒星离我们越远，速度的这种差异应该越大。
在这些假设的基础上，根据恒星的相对运动，就可以计算出
绕银心旋转的速率。由此推算出，太阳以及附近的恒星约以每秒
240公里（150英里）的速率相对于银心公转， 而公转一周需要2
亿年左右。（太阳以接近于圆形的轨道远行，但有些恒星的轨道，
如大角星，就近乎于椭圆形。不过恒星的运行轨道并不完全平行，
这一事实正好说明太阳为什么朝着天琴座相对运动。）
在估计出旋转的速率值以后，天文学家就能计算出银心的引
力场强度和它的质量。结果表明，含有银河系绝大部分质量的银
心远大于1000亿个太阳的质量。由于太阳比一般恒星的质量大，
因此银河系可能含有200亿～3000亿颗恒星， 是W.赫歇耳估计数
目的3000倍。
从旋转恒星的轨道曲线，还可以找出它们绕行的中心，天文
学家使用这个方法证实银河系的中心在人马座的方向上，就像沙
普利所发现的那样，但离我们只有27000光年， 而银河系的总直
径则为10万光年，而不是30万光年。在这个目前被认为是正确的
新模型中，圆盘在中心处的厚度约为20000光年， 然后向边缘逐
渐变薄： 我们的太阳位于从中心到边缘2/3的地方，圆盘在这里
的厚度约为3000光年（见图2－3）。但这些只是粗略的数字，因
为银河系并没有非常明确的边界。
既然太阳这么靠近银河系的边缘，为什么我们看到的银河在
银心方向上并不比在相反的方向上（即我们朝边缘看的方向）更
亮呢？朝人马座看去时，我们面对着银河系的主体，大约有2000
亿颗恒星，而向边缘望去时，只有几百万颗疏稀的恒星。可是，
不论在哪一个方向上银河带似乎都一样地明亮。这可能是因为巨
大的昏暗的尘埃云把银心大部分遮挡住了，我们无法看到。银河
系外围区域的质量，有一半大概是由这种尘埃气体云组成的。我
们所能看到的可能最多只有银心光亮的1/10000。
正因为这样，W.赫歇耳及其他早期研究银河系的天文学家才
误认为太阳系在银河系的中心，而后来沙普利似乎也因此过高地
估计了银河系的大小。他所研究的一些星团因中间介入尘埃而变
得暗淡，所以这些星团里的造父变星显得比实际的亮度暗淡，因
此推算出的距离也比实际的远。
正在扩展的宇宙
（碧声注：从本节内容来看，这个小标题似乎译成“扩展中的宇
宙”更好，偏重于人类观测到的宇宙，而并不指宇宙本身的膨胀）
甚至在银河系的大小和质量被确定之前，人们就已经利用麦
哲伦云中的造父变星来测定这个星云的距离了（勒维特绘制了周
期－光度曲线，这是一个关键性的发现）。结果证明，它至少和
我们相距10万光年。现代最新的数字是，大麦哲伦云距离我们约
15万光年，小麦哲伦云约17万光年。大麦哲伦云的大小不到银河
系直径的一半；小麦哲伦云的大小不到1/5。 此外，恒星的密集
程度也比较稀。大麦哲伦云含有50亿颗恒星（不到我们银河系恒
星数目的1/20），而小麦哲伦云仅含有15亿颗恒星。
20世纪20年代初期的状况是这样的：已知的宇宙直径不到20
万光年，由我们的银河系和它的两个邻居组成。于是产生了这样
一个问题，在此以外是否还有什么东西存在？
人们把怀疑的目光投注在某些明亮的云雾状的小斑上，称之
为星云（源自希腊语“云”），天文学家早就注意到它们了。法
国天文学家梅西耶早在1781年就把其中的103个编入了星表。 （
许多星云至今仍沿用他所编的号码，在号码前面加上M字样， 表
示为梅西耶所编。）
这些星云状物质果真像人们所看到那样只是些云吗？有些星
云，如猎户座星云（荷兰天文学家惠更斯1656年首次发现），似
乎就是一块气体尘埃云， 猎户座星云的质量大约等于500个我们
