宇宙岛(Island universe)是什么？

伤我心太深

　　宇宙岛和岛宇宙是历史上天文学家对星系的两种称呼，如今我们很少去区分它们。从语源学的角度看，这种看似不经意的文字倒置其实大有深意。在前一个称呼中，人们将宇宙比作浩瀚的海洋，将星系比作散落的岛屿;后一个称呼则反映了某种旧观念的残留，因为100多年前，许多天文学家还以为银河系就是宇宙的全部，因而将河外星系视为“岛屿”一样的其他宇宙，简称“岛宇宙”。


　　的确，每当我们用天文望远镜凝望遥远星空的时候，总会看到许许多多掩埋于群星深处的星系。它们长相各异，千姿百态，三五成群，仿佛游弋于海底的深海生物。20世纪初，天文学家也曾如早期的博物学家那样，将全天的星系按照形态详加归类，系统研究。其中，最基本的哈勃分类法(又称哈勃序列，Hubble Sequence)将星系归为四大类，即椭圆星系(E)、透镜星系(S0)、旋涡星系(S)和不规则星系(Irr)。后来，哈勃序列又有诸多变种。从现代星系学的角度看，这种以星系形态为基础的划分方法确实能反映出许多关于星系的内禀性质。今天，我们就来简要回顾一下星系物理学的百年发展史，以及其中未解的奥秘。


　　一场世纪天文大辩论



　　时间退回到1920年4月26日。当天，众多天文学前沿的大佬云集华盛顿美国国家科学院史密森尼学会的自然史博物馆内，参加了一场注定会载入史册的“世纪天文大辩论”(the Great Debate)。辩论在贝尔德(Baird)的主持下进行，参辩双方是具有影响力的天文学家哈罗·沙普利(Harlow Shapley)与希伯·柯蒂斯(Heber Curtis)，主题是宇宙的尺度大小。沙普利一方认为银河系是一个庞大的恒星系统，它囊括了全部的可见宇宙，所有的星云、星团都是银河系的内部成员;而柯蒂斯一方认为银河系之外还有许多其他星系，天空中随处可见的旋涡状星云就是其中的代表。事实上，“大辩论”这一冠名是有些用词不当，原因是当时的会议并未以论战的形式举行，而是双方先通过半小时的简短演讲陈述自己的论据，之后在黄昏时进行了一次综合讨论。沙普利的演讲主要是在阐述他的“大银河系模型”，对旋涡星云的性质一笔带过。因为沙普利自攻读博士学位开始就一直从事球状星团和造父变星方面的研究，并利用造父变星的“量天尺”特性，估算了许多球状星团的距离，并据此构建起一个直径达30万光年的大银河系模型，太阳距离银河系中心4.9万光年。沙普利认为，他的模型扩大了已知宇宙的尺度，以至于很难有人相信还有更遥远的天体存在。进一步说，天空中的旋涡星云普遍具有相当小的张角，如果它们与沙普利的“大銀河系”尺寸相当，它们到地球的距离将达到数百万光年。沙普利根据两项观测结果否定了这种可能：第一，1885年在仙女座大星云M31中发现的超新星SN1885A的亮度达到峰值时几乎肉眼可见，如果M31距地球百万光年，那么SN1885A的亮度将相当于太阳的10亿倍。在当时看来，没有任何物理机制能提供如此巨大的产能，因而是荒谬的;第二，天文学家范·马纳恩(Adriaan vanMaanen)声称自己观测到了位于大熊座的旋涡状星云M101的自转现象，自转周期约为10万年。这说明旋涡星云的尺度很小，否则其边缘的旋转速度将超过光速，违背了狭义相对论。





　　而柯蒂斯曾详细研究过旋涡星云的光谱，发现其中存在吸收介质，许多星云还有极高的退行速度，这暗示它们并非银河系内的天体。另外，柯蒂斯还从造父变星的校准、恒星的平均亮度等方面，反驳沙普利的“大银河系模型”。相较之下，他选择支持卡普坦(Jacobus Cornelius Kapteyn)于1906年提出的“小银河系模型”。早前，荷兰天文学家卡普坦利用刚诞生不久的天体照相技术，改进了英国天文学家威廉·赫歇尔的恒星计数工作。他在天空中均匀且随机地选取了206个区域(即卡普坦选区)，由世界各地的天文台分工协作进行恒星计数。根据这些计数结果，卡普坦推断出空间中恒星完整的三维分布，进而提出了“卡普坦宇宙模型”。他认为银河系是透镜状的，直径为5.5万光年，厚度1.1万光年，太阳位于其中心附近，距离银心2000光年。太阳这么接近中心的位置造成了“卡普坦宇宙”以太阳为中心的结论。这与哥白尼原理是相悖的，卡普坦为此深感不安。事实上，卡普坦本人曾十分清楚地意识到，如果恒星之间的星际介质ISM)对星光有吸收作用，那么，无论恒星系统的真实分布如何，都会令我们产生太阳位于银河系中心附近的错觉。实际上，有大量证据显示银河系的一些区域确实被尘埃遮蔽了：用肉眼就能清晰地看出银河系的中心平面上有一条暗黑的裂缝。为了评估星际介质的吸收对计数结果究竟有多大影响，卡普坦将恒星的底片亮度与视亮度作对比，以此来检验瑞利散射对星光的红化效应。卡普坦在其数据中只发现了很小的红化偏移，因而得出了“遮蔽不重要”的结论。


　　今天我们知道，星际尘埃对星光的影响主要是吸收而不是红化，卡普坦宇宙与赫歇尔的银河系模型都是不正确的。沙普利的“大银河系模型”建立在他对球状星团的统计工作基础上，受介质吸收的影响小，因而获得了与现代较为接近的银河系模型，其中的差别仅来自造父变星作为测距标准的校准问题(这一问题直到1989年“依巴谷”卫星升空以后才得到彻底解决)。但是另一方面，沙普利又坚持认为银河系即全部宇宙，否认河外星系的存在。从这个意义上讲，沙普利与柯蒂斯都错了，包括马纳恩对M101自转的测量结果也是错的。这场所谓的“世纪天文大辩论”


　　没有真正的赢家。这一切的疑问还要等5年后，一个叫埃德温·哈勃(Edwin Hubble)的年轻人来彻底澄清。


　　星云世界的水手


　　20世纪20年代，哈勃利用美国威尔逊山天文台新建成的口径2.54米的胡克反射式望远镜(Hooker Telescope)，一口气做出了两项震惊天文学界的伟大成果：其一，利用从仙女座大星云M31中确认的造父变星测定出M31到地球的距离为150万光年，远在沙普利的“大银河系模型”范围之外，终结了河外星系是否存在的大辩论;其二，河外星系的红移与其距离之间存在一个线性关系，即，越远的星系红移值越大，退行速度越高。这就是所谓的哈勃定律(Hubble’s Law)。1926年，哈勃在目视观测了众多星系的照相底片后，又提出了著名的哈勃序列，又称哈勃音叉图。时至今日，无论是专业的天文研究还是业余的天文观测，哈勃序列都是最常用的星系分类法。





　　依照星系的形态，哈勃最初将星系分成了三大类：椭圆星系E、旋涡星系S和不规则星系Irr，每个大类又细分为若干亚型。其中，椭圆星系依照椭率的大小分成8个亚型：E0至E7，E0最圆，E7最扁。迄今，天文学家还没有发现比E7更扁的椭圆星系。旋涡星系按照其核心是否存在棒状结构(Bar)被分成两类：正常的旋涡星系S和棒旋星系SB，进一步又各自被分成a、b、c 三个亚型。划分的标准有三点：一是旋臂的松紧程度，二是核球相对于盘面的占比，三是星团和HII区在旋臂上的显著程度。哈勃发现，在旋涡星系中这三点是有联系的，即a 型旋涡星系常常具有最紧的旋臂、占比最大的核球，以及不明显的星团和HII 区;而c型旋涡星系的旋臂更加舒展，核球最不明显，HII区和星团在旋臂上的辨识度最高。不规则星系在最早的哈勃序列中只有两个亚型——IrrI型和IrrII型，前者的特点是没有明显的旋臂，但在底片上能看出许多明亮的“节”，后者虽然在外形上也没有对称性，但是图像更加平滑，通常能显示出尘埃带。


　　事实上，在一开始的时候，哈勃序列是作为一种星系的演化序列被提出的。哈勃认为，宇宙中所有的星系都是从椭圆星系E0开始演化，椭率逐渐上升，然后经过中间阶段的旋涡星系或棒旋星系，最后终结于破碎的不规则星系。鉴于椭圆星系与旋涡星系的外形差别巨大，哈勃猜测应当有一种形态上介于二者之间的“过渡型”星系。不久，哈勃的这一想法就被观测证实了。在哈勃序列示意图的交会处，有一種被称为透镜状星系(Lenticular Galaxy)的特殊类型，标记为S0。与椭圆星系类似，透镜星系看起来就像是一个巨大的旋涡星系核，所不同的是没有旋臂。与此同时，透镜星系有明显的薄盘，甚至有凸出的尘埃带，这些都是旋涡星系的特点。


　　今天我们知道，星系并不会按照哈勃序列从左向右逐渐演化。当哈勃空间望远镜遥望宇宙深处的时候，我们可以看到许多正常星系的早期形态，它们中的绝大部分并不具有明确的哈勃型。因此，天文学家很少对红移值大于2的高红移星系做形态学上的分类。即便如此，“早型星系”和“晚型星系”的说法还是被保留了下来，以指代哈勃序列左侧和右侧的星系亚型。顺便提一句，在哈勃序列中，银河系属于有棒的SBb型星系，而仙女座大星系M31属于Sb型星系。


　　椭圆星系、旋涡星系与球状星团


　　既然椭圆星系与旋涡星系并非简单的演化关系，那为什么有的星系看起来浑圆光滑，毫无特点，而有的星系却拥有令人印象深刻的美丽旋臂呢?我们不得不承认，直到今天，这个问题依旧是无解的。我们知道的，仅仅是某些观测手段揭示出的二者间的表象差异，比如面亮度轮廓、天体速度弥散、气体比重、恒星年龄等。至于为何会产生这样的差异，却没有一套深层次的解释。从统计学角度看，椭圆星系在星系数量中的占比是很高的，达到了61%，而旋涡星系的占比只有34%，其余的5%是透镜状星系与不规则星系。但是，若从质量占比看，椭圆星系的总质量只占到全部星系质量的25%，旋涡星系则逆袭到73%，其余的2%属于透镜状星系和不规则星系。何以如此呢?原因就在于，相较于旋涡星系，椭圆星系的质量跨度很大：从1000万倍太阳质量到100万亿倍太阳质量都有分布，相差了7个数量级。与此同时，椭圆星系内部的“贫富差距”也很大，绝大部分椭圆星系都属于小质量的矮椭圆星系，即dE星系，M31的伴星系M32、M110、NGC185、NGC147等，都属于此类。最大的椭圆星系是一种被称为cD星系的巨型椭圆星系，比如著名的巨无霸星系IC1101以及室女座星系团中心的巨椭圆星系M87等。cD星系往往寄居于富星系团的中心附近，直径超过100万光年。它们很可能是多个星系相互并合的产物。


　　我们再来看旋涡星系。粗看起来，S星系的核心就像是一个缩小版的椭圆星系，许多观测结果也支持了这一看法。旋涡星系的核球区与椭圆星系有着相似的面亮度轮廓，其中的恒星都在围绕核球中心做无规则的圆周运动。相比之下，旋涡星系盘面上的天体运动更加整齐划一，几乎没有什么弥散。类比于热力学中的情况，如果将旋涡星系的核球区视为热力学温度较高的区域，那么旋涡星系的盘面就属于热力学温度较低的区域。在旋涡星系的盘面之外，更广阔的空间范围内，分布着所谓的晕族天体(银河系中绝大多数的球状星团就属于晕族天体)。它们的运动情况又
　　一次变得杂乱无章，所以，旋涡星系的晕明显属于高热力学温度区。


　　在天文学界，曾有人猜测球状星团是历史上某些被银河系这样更庞大的系统吞并的矮星系的残余核心。的确，有些球状星团的来源疑似如此(比如半人马座Ω星团)，但是，并非所有球状星团都能被看作矮星系的核心，即便它们具有相似的面亮度轮廓。但从结构上看，有时可将球状星团视为一种质量极小的椭圆星系，因为二者在力学上有着相似的稳定性。


　　值得注意的是，有时候，一个星系的哈勃类型并没有它初看上去那么明显，其结果取决于你的观察方式。以著名的草帽星系M104为例，从可见光图像上看，M104具有明显的Sa型旋涡星系的特征：浓厚的尘埃带、紧致的旋臂、巨大的核球。可是近年来的一些研究表明，M104盘面天体的弥散速度比正常的旋涡星系来得大，而这正是椭圆星系的特点。另外，该星系的面亮度轮廓也更贴近椭圆星系。对M104的哈勃型持怀疑态度的天文学家认为，前人对M104的错误分类导致我们将原本适用于旋涡星系的T-F测距法盲目地套用在M104的身上，以至于得到了误差较大的测距结果，而那些不依赖于M104哈勃型的测距方法得出的结果之间明显要更自洽一些。


　　年轻的星系物理学


　　回顾过去的100年，毫无疑问，我们对于星系本质的理解更加深刻了。但是，我们还应当看到，该领域的许多基本问题依然悬而未决。这说明，星系物理学是一门相对年轻的学科，“宇宙岛”的奥秘仍在前方等着年轻的人们去探索，去开拓。