熱心網友

宇宙是我們所生存的地方的時間和空間的總和.目前人類觀測到的宇宙半徑為150億光年,實際的應該比這個要大.現有理論認為我們的三維宇宙是由四維空間堆疊成的超圓體,即有限無邊.(就是說大小有限,但沒有邊際,你沿著一個方向一直走,最終會回到出發點.舉1個對比的例子,地球的表面相當于1個由三維空間堆疊而成的二維平面,它是有限無邊的,沿一個方向一直走,最終會回到起點)星系是由很多(數十億)恒星系(太陽系是一個恒星系)組成的盤形螺旋狀(圍繞中心旋轉)天體.有大有小.我們所處的銀河系是眾多星系中的一個,直徑大約為10光年.(我們晚上看到的銀河就是銀河系)宇宙包含很多星系;我們所在的星系被成為銀河系.

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　1918年，沙普利開始觀測我們銀河系的造父變星，想用這種新的方法來確定銀河系的大小。他重點觀測球狀星團中的造父變星。球狀星團是由幾萬至幾千萬顆恒星稠密地聚集在一起的球狀集合體，直徑大約為100光年。　　這些星團（其性質一個世紀以前W。赫歇耳就首次觀測過）呈現出完全不同于我們鄰近空間的天文環境。在較大的星團中心，恒星以每10立方秒差距500顆的密度聚集在一起， 而在我們鄰近的空間中每10立方秒差距只有一顆恒星。在這種情況下，星光會比地球上的月光亮得多，假如在靠近這種星團的中心有一顆行星的話，這顆行星將不會有黑夜。　　在我們的銀河系中約有100個已知的球狀星團， 可能還有這么多個未被發現。沙普利計算出，各個球狀星團與我們的距離為2萬～20萬光年。 （最近的一個星團是半人馬座ω，它同最近的一顆恒星一樣，在半人馬座里，用肉眼望去像是一顆星。最遠的一個星團是NGC2419，它距離我們太遠了， 幾乎難以把它當作銀河系的成員。）　　沙普利發現，這些星團分布在一個大球中，銀道面從中間把大球切成兩半，它們像暈一樣環繞著銀河系主體的一部分。沙普利自然地假設它們繞著銀河系的中心轉動。在他的計算中，他把銀河系中由球狀星團組成的這個暈的中心點定在人馬座方向上，距離我們約5萬光年。 這意味著，正如W。赫歇耳及卡普坦曾認為的那樣，我們的太陽系根本不在銀河系的中心，而是遠處銀河系的一個邊緣。　　沙普利的模型把銀河系描繪成一個直徑為30萬光年的巨大透鏡。后來，另一種測量方法很快證明，這一次沙普利把銀河系估計得太大了。　　從銀河系的形狀像一個圓盤這一事實出發，自W。赫歇耳以來，天文學家一直推測，它必定在空間旋轉著。1926年，荷蘭天文學家奧爾特開始測量這種旋轉。因為銀河系不是一塊固體，而是由無數單個恒星組成的，所以不能指望它像輪子那樣一塊旋轉，而是靠近圓盤引力中心的恒星必定比遠處的恒星繞中心旋轉得快（就像離太陽越近的行星在軌道上運行越快一樣），因此，靠近銀心（即在人馬座方向上）的恒星應該趨向于超前我們的太陽而移動；而遠離銀心（即在雙子座方向上）的恒星在公轉中應該有落后于我們的傾向。恒星離我們越遠，速度的這種差異應該越大。　　在這些假設的基礎上，根據恒星的相對運動，就可以計算出繞銀心旋轉的速率。由此推算出，太陽以及附近的恒星約以每秒240公里（150英里）的速率相對于銀心公轉， 而公轉一周需要2億年左右。（太陽以接近于圓形的軌道遠行，但有些恒星的軌道，如大角星，就近乎于橢圓形。不過恒星的運行軌道并不完全平行，這一事實正好說明太陽為什么朝著天琴座相對運動。）　　在估計出旋轉的速率值以后，天文學家就能計算出銀心的引力場強度和它的質量。結果表明，含有銀河系絕大部分質量的銀心遠大于1000億個太陽的質量。由于太陽比一般恒星的質量大，因此銀河系可能含有200億～3000億顆恒星， 是W。赫歇耳估計數目的3000倍。　　從旋轉恒星的軌道曲線，還可以找出它們繞行的中心，天文學家使用這個方法證實銀河系的中心在人馬座的方向上，就像沙普利所發現的那樣，但離我們只有27000光年， 而銀河系的總直徑則為10萬光年，而不是30萬光年。在這個目前被認為是正確的新模型中，圓盤在中心處的厚度約為20000光年， 然后向邊緣逐漸變薄： 我們的太陽位于從中心到邊緣2/3的地方，圓盤在這里的厚度約為3000光年（見圖2－3）。但這些只是粗略的數字，因為銀河系并沒有非常明確的邊界。圖：從邊緣處看到的銀河系模型。球狀星團散布在銀河系中心部分的四周。　　既然太陽這么靠近銀河系的邊緣，為什么我們看到的銀河在銀心方向上并不比在相反的方向上（即我們朝邊緣看的方向）更亮呢？朝人馬座看去時，我們面對著銀河系的主體，大約有2000億顆恒星，而向邊緣望去時，只有幾百萬顆疏稀的恒星。可是，不論在哪一個方向上銀河帶似乎都一樣地明亮。這可能是因為巨大的昏暗的塵埃云把銀心大部分遮擋住了，我們無法看到。銀河系外圍區域的質量，有一半大概是由這種塵埃氣體云組成的。我們所能看到的可能最多只有銀心光亮的1/10000。　　正因為這樣，W。赫歇耳及其他早期研究銀河系的天文學家才誤認為太陽系在銀河系的中心，而后來沙普利似乎也因此過高地估計了銀河系的大小。他所研究的一些星團因中間介入塵埃而變得暗淡，所以這些星團里的造父變星顯得比實際的亮度暗淡，因此推算出的距離也比實際的遠。甚至在銀河系的大小和質量被確定之前，人們就已經利用麥哲倫云中的造父變星來測定這個星云的距離了（勒維特繪制了周期－光度曲線，這是一個關鍵性的發現）。結果證明，它至少和我們相距10萬光年。現代最新的數字是，大麥哲倫云距離我們約15萬光年，小麥哲倫云約17萬光年。大麥哲倫云的大小不到銀河系直徑的一半；小麥哲倫云的大小不到1/5。 此外，恒星的密集程度也比較稀。大麥哲倫云含有50億顆恒星（不到我們銀河系恒星數目的1/20），而小麥哲倫云僅含有15億顆恒星。　圖：大、小麥哲倫云　　20世紀20年代初期的狀況是這樣的：已知的宇宙直徑不到20萬光年，由我們的銀河系和它的兩個鄰居組成。于是產生了這樣一個問題，在此以外是否還有什么東西存在？　　人們把懷疑的目光投注在某些明亮的云霧狀的小斑上，稱之為星云（源自希臘語“云”），天文學家早就注意到它們了。法國天文學家梅西耶早在1781年就把其中的103個編入了星表。 （許多星云至今仍沿用他所編的號碼，在號碼前面加上M字樣， 表示為梅西耶所編。）　　這些星云狀物質果真像人們所看到那樣只是些云嗎？有些星云，如獵戶座星云（荷蘭天文學家惠更斯1656年首次發現），似乎就是一塊氣體塵埃云， 獵戶座星云的質量大約等于500個我們的太陽，由它內部的熱星所照亮。然而，另一些星云狀物質已經證明是球狀星團，是由恒星組成的巨大集體。　　但是仍有一些發亮的云斑似乎一顆星也沒有。那么，為什么它們會發亮呢？1845年，英國天文學家W。帕森斯（即羅斯勛爵）使用他用畢生精力制成的183厘米（72英寸）望遠鏡， 確認這些云塊中有一些具有旋渦結構，并命名為“旋渦星云”，但這無助于解釋發亮的原因。圖：M31（仙女座星云）　　這類星云中最為壯觀的是位于仙女座里的仙女座星云，被稱為M-31。德國天文學家馬里厄斯1612年首先研究的就是這塊星云。仙女座星云是一個拉長的卵形云塊，發出暗淡的光，大約有滿月一半的大小。它會不會是由恒星組成的，只是由于太遙遠、使用高倍望遠鏡也分辨不出來？如果真是這樣，仙女座星云必然是難以置信地遙遠，并且難以置信的龐大，因為在這樣遙遠的距離我們竟然還能看到它。（早在1755年，德國哲學家康德曾猜測有這種極遠距離的恒星集合體存在，他稱之為島宇宙。）　　20世紀初對這件事有過激烈的爭論。美國天文學家萬瑪倫報告說，仙女座星云在以可測量的速率旋轉著。既然能測量到它，它必定距離我們相當近。假若遠在銀河系之外，就會因為太遠而顯示不出任何可以察覺到的運動。萬瑪倫的好朋友沙普利利用他的結論提出了仙女座星云是銀河系的一部分的論點。　　反對這種說法的是美國天文學家柯蒂斯。盡管在仙女座星云中看不到一顆星，但時常都有極其微弱的星在那里出現。柯蒂斯認為這是一種新星，一種會突然增加幾千倍亮度的恒星。在銀河系時，這種恒星會發出短暫的非常亮的光，然后又暗淡下去，從而結束；但在仙女座星云中，它們即使在最明亮時也不容易被看到。柯蒂斯推斷，新星之所以極其暗淡，是因為仙女座星云極其遙遠。仙女座星云中的普通恒星合在一起仍然太暗而不能被發現，因而只能混合在一種微亮的云霧中。　　1920年4月26日， 柯蒂斯與沙普利舉行了一次公開的辯論會。雖然柯蒂斯的口才非常好，并對自己的立場作了令人印象深刻的辯護，但總的來說是平分秋色。　　但是幾年后，事實證明柯蒂斯是對的。理由之一就是萬瑪倫的數字被證明是錯的。原因尚不能肯定，但即使最聰明的人也會出錯，而萬瑪倫顯然是屬于這種情況。　　而后，1924年，美國天文學家哈勃在加利福尼亞州威爾遜山上把新建成的254厘米（100英寸）望遠鏡對準了仙女座星云。（這架望遠鏡是由J。B。胡克資助建造的，因此命名為胡克望遠鏡。）這架強有力的儀器把仙女座星云的外緣部分分解成單個的恒星，于是立即顯示出，仙女座星云（或至少其中一部分）和我們的銀河相類似，那里可能就是所謂的“島宇宙”。　　在仙女座星云邊緣的恒星中也有造父變星。利用這些測量標桿，哈勃斷定這個星云距離我們將近100萬光年！ 所以仙女座星云非常遙遠，遠在銀河系之外。考慮到它的距離，它的視大小表明，它必定是上個巨大的恒星聚集，幾乎可以和我們的銀河系相匹敵。　　結果證明，其他一些星云狀物質也是恒星的聚集，甚至比仙女座星云更遠。這些河外星云都被認定是星系——新的“宇宙”。這些新的“宇宙”使我們的銀河系的地位大為降低，成為空間的許多星系之一。宇宙再一次擴大了。它比以前任何時候都要大，它的寬度已不只是幾十萬光年，而可能是幾十億光年了。。