——星系
65．怎样从星云中识别星系
18  世纪后期，威廉·赫歇耳等天文学家在天空中发现了很多云雾状斑点的天体，他们称之为星云。他花费了很多时间作巡天观测，共记录了 2500 个雾状星云。1790 年他发现一个天体（NGC1514），中间有一颗星，四周是云，他称之为行星状星云。他发现了很多这类星云和弥漫星云。天体分光术的问世为云雾状天体的研究开辟了一条新途径。
对大量星云的本质，天文学家一直存在争论，其间涉及哲学问题。直至 本世纪初，用口径较大望远镜拍摄到许多更微弱的星云，其中很大一部分具有旋涡结构，这成了当时的热门课题。仅由旋涡结构甚至光谱分析都不足以揭示它们是河内还是河外天体之谜。1917 年，威尔逊山天文台里奇在旋涡星云 NGC6946 的一张照片上偶然发现了一颗新星。在随后的两个月中，又在原有底片中找出了 11 颗新星。在一定的假定下确定出大量星云的距离远远超过了银河系的范围。但这些发现并没有使所有天文学家都相信它们是位于银河系外的。
1922 年，威尔逊山天文台的邓肯在 M31 中发现了一些变星。1923 年，哈勃用威尔逊山天文台当时世界最大的望远镜通过照相观测，将 M31 的外围部分分解为单个的恒星，并证认出其中的一颗是造父变星，接着在 M31 中又找到几颗造父变星。此外，在 M33 和 NGC6822 中也发现了一些这类变星。他利用周光关系，推出了 M31 的距离为 150 秒差距。虽然他采用的周光关系零点不精确，使定出的距离偏小，但确有力地由观测证实了“旋涡星云”确实是银河系外的与银河系同类的恒星系统，并把它们称为星系，结束了上面介绍的争论。
星系的发现是人类对于宇宙认识上的一个新的飞跃。
66．星系的千姿百态——星系的分类
星系一旦被发现后，通过望远镜一下子就能观测到很多。望远镜口径越大，能看到的数目越多。现在已观测到的星系的数目达十亿的量级。面对这样众多的星系，自然的想法是要寻求某种分类，几十年来，对星系已建立了几种分类系统，其中流行最广的是哈勃的分类。哈勃是星系天文学的开拓者，他从大量星系的形态特征出发，把星系分成椭圆星系，旋涡星系和不规则星系三大类，旋涡星系又分成正常旋涡星系和棒旋星系。又按星系中核球相对于扁盘的大小旋臂的特征，旋臂或扁盘分解成星和 HⅡ区的程度等，每一类又分成若干个次型。
根本上说，哈勃系统是一种形态分类法，他是直接以观测为依据的，切实可行而又稳定不变，因此被广泛采用。而形态的特征往往又反映了星系的形成和演化特征。如，核相对于扁盘的大小可能同星系前身的角动量分布有关，也同早期恒星的形成时标有关。而旋臂的特征，则可能同星系的目前的生成率有关。
星系的研究中，也常按其他一些特征进行分类。如，互扰星系，特殊星系，活动星系，活动星系核等。这些都是星系天文学中的前沿课题。
星系的尺度和质量的大小往往都与形态有关。下表表示了三类星系的尺度范围：
类型/尺度/质量/注
圆星系/3 千光年～15 万光年//
超巨星系//5×10■11～10■13M⊙/
巨星系//10■10～5×10■11M⊙/
中等星系//10■8～10■10M⊙/
矮星系//10■5～10■8M⊙/
旋涡星系/2 万光年～15 万光年/10■8～10■13M⊙/棒旋星系相仿不规则星系/2～3 千光年～2～3 万光年/10■8～5×10■11M⊙/ 67．星系的红移
在天文观测中，测量一个发光天体沿着视线方向的运动，远比测量它垂 直于视向的运动精确得多，其原因就在于光的多普勒效应。前面的介绍中很多地方都涉及多普勒效应的问题。可见其在天文学的观测和理论中所起的重要作用。
当我们观测从一个固定源发射的光波时，到达我们仪表的两个波峰之间的时间间隔，等于它们离开发射源的间隔。但是，当发射源是离开我们而运动时，相继的两个波峰之间的抵达时间间隔，便要比它离开发射源时的时间间隔增大了，因为每一个波峰都要比前一个波峰多走一点路程，才能到达我们这里。波峰之间的时间间隔等于波长除以波速。因此，我们会觉得，从一个离开我们而运动着的光源发出的波的波长，要比这个发射源静止时所发射的要长些（具体地说，波长的相对增长等于光源的运动速度和光速之比值）。同样地，假如光源朝向我们移动，两个波峰到达的时间间隔将会缩短，因为每个波峰都要比前一个波峰走的路程短些。这好像一个旅行者在他的旅途中每一周都定期地发一封家信，当他的旅程是离家而去时，每封信都比前一封信的邮程长一些，因此，他的家收到的每两封信相隔的时间将要超过一周；而当他的旅程是向家而来时，每一封信的邮程都比上一封短一些，于是他的家里不到一周便可收到一封信了。
对于可见光而言，当光的波长增加其颜色向红端移动，因此称为“红移”，当然，相反的过程称为蓝移，但由于天体中更多的是红移现象，故常把两种情况通称为红移，而蓝移就用负的数值表示之。
还在河外星系的存在尚未被最后确认的 1910～1920 的十年期间，洛威尔天文台的斯莱弗发现许多星云的谱线稍微地向蓝或向红移动，这些移动可以直接地应用多普勒效应解释为这些星云在朝向地球或离开地球运动。例如，发现仙女座星云以约 300 公里／秒的速度朝向地球运动，而更遥远的室女座星系团却以约 1000 公里／秒的速度背向地球飞驰。
最初以为，这可能只不过是反映了太阳系朝着某些星系和离开某些星系运动的相对速度。随后发现了许多愈来愈大的而且都是红向的频移，这个解释便难以成立了。因为除了几个近邻如仙女座星云等以外，其他星系都是飞驰着离开我们而去的。当然，这绝不是说我们的银河系处于任何特殊的中心位置，而是表明宇宙是处在某种膨胀之中，每个星系都奔离其他每个星系。
68．星系距离的确定
本书开始就介绍了天体距离的测量，也许读者会觉得这实在是很简单的事。而实际上在天文学上测定各类天体的距离是一项既基本又艰巨的工作。河外星系的存在最后是靠距离的测定而证实的，而要确定天体的一系列的物理参量无不不与距离有关。
在哈勃定律发现前确定星系距离的方法只能采用光度距离法和视角径法。但后者又需有星系尺度大小的知识。因此，有效的方法只能是光度法。这就要求我们用各种方法去寻找标准烛光。在哈勃的工作中用的是造父变星，后来巴德指出了哈勃工作中由于经典造父变星零点的错误指使确定的距离小了一倍。而随距离的改进又使 M31 中的和银河系中的球状星团的光度十分接近。后来又发现，经典造父变星光变周期的差异，使哈勃常数的数值大为减小。实际上，一些更复杂的因素，如星际尘埃的消光等效应都会影响距离的确定。除这些因素外，由于变星的绝对光度的限制，使处于更远的变星不可能再被观测到，因此，也就限制了它所能确定的最远距离。如，RR 型变星在像仙女座星系和 M33 中就不可能再被观到。于是人们基于某些特定的假 设逐步寻找更亮的标准烛光，把天文观测可能确定的距离一步步推向更远。
十颗最亮的恒星一种最自然的做法是估计给定星系里的最亮恒星的光度。假定每一个星系里的最亮的恒星都具有大致一样的光度。而这一亮度可以对银河系里的恒星以及对邻近的距离已知的星系中的最亮恒星的研究估计出来。然后再根据观测到的待测星系中最亮恒星的视光度就可估计该星系的距离。这样可将可测定的星系距离推进了一步。
最亮的球状星团由于每个球状星团包含了数以千计的恒星，因此它比定比最亮的恒星还要亮得多。因此，用它作标准烛光来估计星系距离必定将它推向一个新的深度。
超新星。一个超新星的爆发能达数亿个太阳的光度，因此，用它作为标准烛光来确定星系的距离是相当有效的。不过为提高距离的精确度必须对超新星作严格的分类，以使所用样品的光度离散最小。
十颗最亮的星系星系又组成更大的结构层次的事实启示天文学家尝试用星系本身作为距离的“量天尺”。如果假定星系团中的最亮星系有大致相同的大小和光度，则它们也可以作为标准烛光，把可推断的天体距离推向一个更大的深度。
上面的叙述或许会使一些读者感到吃惊，甚至会觉得天文学家的作法太任意和缺少依据了。实际上天文学的这种作法是完全符合科学的认识论的，即对于事物的认识总是从无知到知，从粗略的了解到较细的及较精确的了解。如果没有当初的粗略的认识就难于达到后来的精确的认识，而天文学的发展史告诉我们甚至可以说是根本不可能再有后来的认识。开普勒正是因为用的是第谷当年的低精度观测资料，才得到了行星运动的开普勒三定律。如果他所知道的行星轨道像我们今天所知道的这么精确，那么可能他永远也解释不了行星运动。观测的不精确性导致了一个重要事实的发现，在科学史上是经常发生的。而相反的例子也不少：即由于实验资料十分丰富，使得一些简单关系的发现变得困难得多，从而被明显地推迟了。物理学的发展中关于光谱规律性的发现就是如此。下面的哈勃定律也是仅用了 24 个天体得到的。如果把今天已观测到的亿计的星系和近万的类星体和活动星系核的资料给他，那么哈勃也许和一些天文学家同样不仅得不出哈勃定律，而且怀疑已得到的定律的正确性。
69．什么是哈勃定律
上面我们已介绍了河外星系的发现及其红移和距离的观测。至 1929 年哈勃已有 46 个河外星系（当时还称“星云”）的视向速度可资利用，但是已推算出距离的却只有 24 个。
表中的数据表征了距离与速度之间的线性相关，无论速度是直接采用的，还是对原先的结果作了太阳运动的改正，都存在着这种相关。这暗示太阳运动有一个新的解，其中距离作为 K（今天为了纪念哈勃大家称 K 为哈勃常数并用 H 表示之）项的系数而引入，也就是说，假定速度正比于距离而变化；因此 K 代表在单位距离处由于这一效应而引起的速度。哈勃由上表的数据得到：
rK=v，K=513±60（公里／秒，百万秒差距）。
这就是著名的哈勃定律。
哈勃定律有着极深远的意义。1930 年爱丁顿把红移看成是由爱因斯坦的广义相对论中的引力场方程解出的非静态宇宙的膨胀效应。于是，哈勃定律 便提供了宇宙膨胀的观测证据。这点我们后面再专门讨论。从相反的角度考虑，如果我们承认了哈勃的发现，即承认天的谱线红移是由于某种与其距离有关的效应引起的，那么我们可以用比较简单的天体谱线频移的测定，从一个非常遥远的天体的退行速度去判断它们的距离。这样一来，我们又得到了一个新的“量天尺”。
70．哈勃常数的确定及其意义
在上面的哈勃关系中，有一个重要的比例常数 K，现在称为哈勃常数并改用 H 表示。上面看到，哈勃给出的数值为 513±60 公里／秒。百万秒差距。 1931 年，哈勃又和哈马逊第二次测定 H 为 558，后又订正为 526。
哈勃确定 H 时，采用了造父变星和星系中的最亮恒星作为标准烛光来标定距离。1952 年巴德指出，仙女星系中造父变星的星等零点应变动 1.5 等，于是哈勃常数应修订为 H=260。1958 年桑德奇指出，哈勃所谓的最亮星实际上位于电离氢区，因此要加上 1.8 等的星等改正，从而将哈勃常数降低为H=75。1974—1976 年间，桑德奇和塔曼又用七种距离指标的方法重新修订哈勃常数，得 H=55，只及哈勃当年测定的十分之一。这一方面意味着按哈勃定律推算星系的距离，用 H 的新修订值所得的结果比哈勃当年所得的距离增大了 10 倍，大大扩展了我们所观测到的宇宙空间的尺度。另一方面也给出了宇宙的合理的年龄。
由于得到精确的哈勃常数具有根本性的意义，故从 70 年代以来，许多天文学家用了多种不同方法来测定 H，各家所得的结果很不一致，有代表性的有四种，
哈勃常数测定值的分歧在于用不同的距离指标给出的距离模数不同。除观测的系统误差，随机误差和银河系内距离指标的标定的不确定性等外在因素外，还有内在的原因。例如，不同星系间由于化学成分，年龄，演化经历不同，距离指标和绝对星等之间的关系就不会完全一样。
在相对论宇宙学中，按标准宇宙模型哈勃常数描述的是宇宙尺度因子的相对变化率，它是随宇宙时而在变化着的参量，故通常表为 H（t）。而天文学中所测得的哈勃常数乃是宇宙今天的相对膨胀率并表示为 Ho=H（to）。to表示今天的时间。
哈勃常数测定的不确定性不仅造成天体大尺度距离的不确定性，还影响宇宙年龄的不确定性。实际上，它将影响宇宙学中的一系列描述宇宙特征的物理量的确定。为了在宇宙学中避免为此带来的附加申明常令 Ho=100×ho，而 o≤ho≤1。所以很多宇宙学的参量中往往带有与 ho 有关的符号。