百年前一場沒有勝者的辯論_風聞
返朴-返朴官方账号-关注返朴（ID：fanpu2019）,阅读更多！2020-12-05 21:16
銀河系有多大？太陽在銀河系哪裏？這些問題的答案如今可在隨意一本天文科普書中找到，但對於1920年的人們來説，這是一個關乎於人類在宇宙秩序中位置的關鍵問題。因為在當時，銀河系就等同於全部宇宙。另一方面，當時天文學家通過傳統的恆星統計方法和新發現的造父變星方法得到了兩個不同的答案，對螺旋狀星雲的組成也沒有統一解釋，由此兩方代表展開了一場載入史冊的天文學“大辯論”。這場辯論並沒有勝者，但卻是科學史上的經典案例。
撰文 | 範賢娟（寧德師範學院副教授）
銀河系在夜空中是一襲輕淺的光帶，中國古人把那想成天上的河流，因此而有“銀河”“天河”“河漢”等稱呼，歐洲人則用神話想象稱呼那為“牛奶路”（Milky Way）。
根據現在的科學研究發現，銀河系是由上千億顆恆星所組成的扁平漩渦狀星系，外型像個荷包蛋，直徑長達10萬光年，厚度則約3000光年。太陽是銀河系中的一顆普通的恆星，帶着包括地球在內的八大行星一起繞着銀河中心旋轉。
我們在許多場合都能看到銀河系的類似圖像，想必大家都很熟悉。但問題是，既然我們身處其中，那如何獲得這樣的圖像呢？畢竟銀河系的空間維度這麼大，一定要有足夠長的“自拍神器”伸出去，或者是離足夠遠的宇宙飛船，才能夠捕捉到完整的樣貌。但人類的探測器至今連最近的恆星比鄰星（距離地球4.3光年）都還無法前往，更不用説飛越銀河系這種動輒以萬光年計的空間距離！
能夠繪製出這樣的銀河系結構圖，需要科學家對銀河系中的天體進行測量，這是一項浩繁的工程。今天我們就回顧一下人類是如何從平面到立體地去認識銀河系的。
針對銀河系尺度的估計，科學家曾經有過精彩的辯論。在雙方看似都有理的情況下，真相最終是介於不同的估計值之間。這一點很有啓發性，留給後人一個理性爭辯的典範。
發現天王星後，他開始數星星
最早想用科學方法研究銀河系的是威廉‧赫歇爾（William Herschel, 1738—1822）。他是出生在德國的英國天文學家，原本擅長音樂，是一位頗有建樹的音樂家，還能夠自制樂器，後來在閒暇之餘用自制的望遠鏡去觀察星空。1781年，他用自制的15釐米反射式望遠鏡發現了天王星，同時計算出它的軌道比土星到太陽的距離還遠上一倍，當時造成極大的轟動。自此赫歇爾告別音樂專業，專心做個天文學家，繼續去製作更大型望遠鏡，展開更加雄心勃勃的觀察。
他在天文觀察上確定了幾個目標，其中之一是想要了解銀河系的結構。當時有其他人憑直覺猜測銀河系的結構，但他是唯一採取行動來實際進行系統性觀測的人。赫歇爾採取恆星計數（star gaging）的方式來計算銀河在各個面向的恆星數量與分佈情況。進行觀測時，他基於以下兩項基礎假設：
1. 恆星在銀河系中大致是均勻的，而在銀河系的邊界外則沒有。
2. 用來做恆星計數的望遠鏡能夠觀測到銀河系當中的所有恆星。
他把天空分成683個區域，經過仔細觀察和測量，在1785年描繪出一個橢圓形的結構，中心在人馬座方向。在這個過程中，他還瞭解到太陽雖然是銀河中的一員，但並非位於中心的位置。但是在他的模型中，太陽距離銀河中心還不算太遠。
老方法與新方法的矛盾
此後，天文學家採用赫歇爾的恆星計數方法繼續探索銀河系。隨着望遠鏡越造越大、越造越好，大家對了解銀河系越來越有信心。到了20世紀初期，天文學家得出共識，認為銀河系盤面的直徑應該不會超過3萬光年。
然而此時有人提出了不同的方法。有的天文學家分析太陽附近的造父變星的數據，發現其週期與亮度呈線性關係，這可以反過來讓我們研究遙遠的、原本不確定距離的造父變星，從其週期得到亮度，進而反推出它到地球的距離。用這樣的方法去觀測銀河系盤面的球狀星團，天文學家發現有的距離達到30萬光年。支持這一方法的學者認為數據很可靠。
雙方都覺得自己的方法和結論無懈可擊，因此對這10倍的差距，都認定是對方錯了。真的是這樣嗎？
美國國家科學院就在1920年4月舉辦了一場辯論，請雙方各自派出一位代表來進行演講，談談各自的立場以及對對方結果的分析。這就是後來被稱為 “大辯論”（Great Debate）的沙普利-柯蒂斯之爭。
“大辯論”的時代與學術背景
在開始介紹這場辯論之前，先讓我們回到一個世紀前，瞭解是在什麼樣的時代背景下產生這樣的辯論。
1920年，第一次世界大戰剛結束2年，狹義相對論已推出15年，廣義相對論面世也有5年，當時也剛通過對日食的觀測確認了廣義相對論的預測更勝牛頓力學。有學者對愛因斯坦的創新理論很感興趣，建議將相關內容作為此次辯論的主題，但主辦單位卻對這很厭煩，不認為這能吸引太多人注意，因此後來選了銀河尺度來作為辯論的主題。
這時候的天文學受到近代物理的影響還不大，天文學家甚至還不知道恆星的發光機制。雖然有人猜測相對論的質能轉換公式E=mc2也許有機會解釋恆星的能量來源，但細節還沒被勾勒出來。當時恆星光譜類型已經廣為學者所熟悉，赫羅圖（H-R Diagram）對恆星亮度與温度（顏色）的分析也已確立，但當時還沒領悟到這在恆星演化上的意義。天文學家使用的距離單位除了光年之外，還有“秒差距”（parsec, 簡寫成pc，1pc=3.26光年）這樣的概念。
天文學家此時除了可以測量恆星的位置、亮度和光譜之外，還能利用譜線的多普勒效應測量出恆星的徑向速度。相較之下，與之垂直的自行（proper motion）則只能針對較近的恆星測量出些微的差異。
雖然處在一個動盪的年代裏，但天文學界在第一次世界大戰後還是樂於支持成立一個國際性的組織，於是在1919年成立了國際天文學聯合會（International Astronomical Union，IAU）。許多天文學界的標準、規則等都是由這個機構發佈，跟我們這個主題相關的就是銀河系的大小。
銀河系究竟有多大呢？
不同學者估算的的數值會有些差異，但多落在某個範圍內，最大的問題在於兩種迥異的方法帶來的差距高達10倍。雖然在天文學當中，某個範圍內的誤差可以容忍，但在這個議題上相差一個數量級讓學者們無法接受。就在這樣的背景下，美國國家科學委員會決定來場討論。
雖然事後許多學者會用“大辯論”（Great Debate）來稱呼這件事，但其實這次並非採取辯論的方式，而是舉辦了兩場演講，由雙方代表闡述各自的觀點。
把太陽從中心移走的沙普利
哈羅·沙普利（Harlow Shapley，1885-1972）率先發言。當時年僅35歲的他是威爾遜天文台台長，本來他也跟隨前輩用傳統的恆星計數方法來研究銀河系結構，但是後來改用亮星來確定距離，這讓他更有踏實感。沙普利甚至分析出太陽不是銀河系的中心，而是同中心還有段距離，因此覺得這樣比起以前的方法應該更好、更精確。
對沙普利而言，把宇宙（當時的宇宙跟銀河系同義）的中心從太陽這裏移開，是一項巨大的成就。因此他開宗明義，人類知識的發展導致從以人為中心轉變為以地球為中心，以太陽為中心更是人類科學的一大飛越，那説不定現在就是要從以太陽為中心的觀點再進一步的時刻。接下來他開始介紹幾位學者所採用的方法，然後再講自己的不同看法。
他表示銀河系是個龐大的系統，過去已知內部有許多恆星、星雲和星團等，不過現在發現看似不在盤面上的球狀星團，其實也屬於這個系統。
沙普利的方法基礎是測量恆星距離的新進展。測量恆星的距離，最可靠的是視差法（parallax）。這種方法利用地球在公轉軌道上半年的空間差距，去觀察較近的恆星，可以看到它們在更遠的背景恆星前有位置改變，用幾何的方式可以推得其距離。不過當天體太遠時，地球公轉軌道所造成的視差角度太小，以至於無法測量。這個方法的極限是隻能測量數百光年的距離，再遠就要換用別的方法。
天文學家發現相同光譜的恆星亮度會落在某個範圍，因此接下來反過來用恆星光譜與所應有的亮度，與實際測量到的亮度進行比較，就可換算出天體的距離。打個比方，當你知道一支蠟燭的真實亮度後，發現距離越遠，蠟燭的亮度越暗，這時就可以根據變暗的情況來推算同遠處蠟燭的距離。在這裏，沙普利建議可以用星團與光譜類型B的亮星或者紅巨星來當作參照，因此也被稱為“標準燭光”。他認為這些天體在太陽附近呈現出規律性，那物理定律自然可以推廣到宇宙的其他地方。
此外還可利用造父變星（Cepheid variables）的週期與亮度的固定關係，先測量週期，推測應有的亮度，再推導出到地球的距離。造父變星的這種特性在當時是新的發現，許多學者對其信心不足，但沙普利認為藉助造父變星測量的星團距離，與使用紅巨星和B型星的結果一致，因此沒必要懷疑。
在論證自己測量距離的方法有堅實的基礎後，沙普利得出銀河系的直徑至少為30萬光年，太陽距離銀河中心最少有5萬光年。
至於當時發現的“螺旋狀星雲”（spiral nebulae），有許多人猜測那些可能是堪與銀河系相比的恆星系統。但是，沙普利覺得在我們自己銀河系都已經這麼大、恆星這麼多的情況下，要去把那麼多的螺旋狀星雲視為相當的結構是有困難的。
換句話説，他認為這個宇宙已經容納了一個這麼龐大的銀河系，恐怕無法再容納其他那麼多的相同系統。但沙普利並不排除在銀河系外面還會有別的恆星系統，但他認為當時還沒觀察到；而“螺旋狀星雲”應該就是一般星雲，並不是在尺度上同銀河系一樣巨大的恆星系統。
堅持傳統方法的柯蒂斯
接下來輪到希伯·柯蒂斯（Heber D. Curtis，1872-1942）來陳述他的看法。他針對沙普利的一個基本假設，“遠處恆星的性質與太陽附近的恆星的性質相同”，認為這雖然合理，但未必正確。我們真正能夠用視差法明確瞭解的區域大約只有500光年。而這所顯示的結果就是每種光譜形態所對應的恆星亮度其實有相當大的範圍，因此柯蒂斯不認為可以選用哪一種亮度的恆星來當距離的標準燭光，特別當你偏好亮星，認為這在遙遠處也可被看見，這樣就會造成取樣上的偏差，所以應該還是用傳統的恆星計數方式，拿普通的恆星來探討，這樣得出的結果會比較可靠。
他引用不同學者對銀河系直徑的估計，都在1.4萬到6萬光年之間，其中包括了沙普利在1915年得出的2萬光年的結果。
銀河系中的成員有什麼呢？恆星、星雲、行星狀星雲和星團，但當時也發現有一種螺旋狀星雲，這似乎跟銀河系的結構沒有關係，因此柯蒂斯認為那有可能不是銀河系的成員，而是在銀河系外，説不定是跟我們的銀河系類似的天體系統。如果真是那樣的話，説不定可以把我們的銀河系模擬成那樣的結構，也有漩渦臂。雖然當時這方面的證據還不多，但並非不可能。
柯提斯還稱呼這些為島宇宙（island universe），認為如果宇宙中還要容納這麼多同銀河系相當的結構，那我們的銀河系自然不可能太大，否則整個宇宙會龐大到令人難以想象的地步。因此他認為銀河系的直徑不會超過3萬光年，厚度大約5000光年。我們當時所看到的天體，除了螺旋狀星雲之外，都是銀河系的成員。而各式各樣的島宇宙到我們的距離，從50萬光年到1000萬光年，甚至會更遠。
至於如果把星團視為銀河系成員，為什麼沙普利估計的距離會那麼大？柯蒂斯認為那是因為它的基礎假設有問題——把星團的大小視為相同、利用造父變星的變化週期與亮度關係、選用最亮的恆星來估計，這在當時其實是新的理論，觀測證據還不充足（僅有11個樣本）。另有一些不符合沙普利預期的觀測結果就被刪除，沒被納入討論範圍。因此柯蒂斯認為沙普利的方法存在問題，難以信賴，這方面還需要更多的數據才能夠被拿來作為標準。
柯蒂斯還引用當時利用多普勒效應觀察到這些螺旋狀星雲都在高速遠離我們的情況，除了銀河盤面之外，任何方向都有，平均徑向遠離的速度高達1200 km/s。他認為這樣的速度與空間分佈，沒辦法用銀河系內的動力來維持，或者根本也沒辦法為銀河系的空間所容納，因此更強化那是發生在銀河系外的結論。
而從光譜上來看，也顯示這些螺旋狀星雲跟銀河系在整體上相當。另外柯蒂斯猜測銀河系要維持自身類似的漩渦狀結構，可能還要有許多不發光的物質存在。
辯論的意義更在勝負之外
雙方交鋒各有論點，到底誰對呢？
十多年後，天文學界才知道，其實雙方各有對錯。但針對這次辯論的主題——銀河系的大小——而言，目前接受的結果恰恰介於雙方的估計值之間。現在，我們一般認為銀河系的直徑為10萬光年。
造成雙方估計會有誤差的原因在於星際介質的消光效應。雖然宇宙中許多地方看起來是真空，所含物質非常稀少，但是經過長距離的累積，星光被遮蔽的效應並非如沙普利假設的那樣可以忽略。這會讓銀河盤面之外的球狀星團看起來更暗些，因此距離會被高估，沙普利於是得到一個較大的銀河系尺寸。銀河盤面的消光現象更嚴重，不容易看清楚位於更遠的恆星，因此採用恆星計數方法估計出的距離會被低估，所以採用此法的人都會得到一個比較小的銀河系直徑。
這個“辯論”還有個有趣之處，雙方關心的重點大不相同：沙普利的重心在於用標準燭光來估計天體距離，此螺旋狀天體不是他討論的重點；柯蒂斯的重心在於建立島宇宙的模型，他不認為能夠拿亮星或造父變星來當標準燭光。
雙方各有思考脈絡，也有其信念的堅持，在當時無法論斷對錯，幸好雙方都很禮貌地給予對手尊重，期待能有更多的證據。
這樣的辯論，讓持不同觀點的人能在一起討論、交鋒，又相互尊重，是科學史上的經典案例。因此多年以來常被天文學界拿出來探討、懷念，或者自我提醒不要太早下定論。
今年是這次辯論的100週年，謹以此文加以回顧。今人不該只以一個歷史事件來看待，而該如華裔天文學家徐遐生（Frank Shu）所述：“這段辯論最精彩之處在於雙方科學家都是在證據不完整的情況下從自身立場去進行推理，因此得出部分對又有部分錯的理論。”這樣的辯論恰可以説明在科學前沿的研究中，想要成功選擇正確的道路是有多麼不容易。當我國科學越發進步之時，此類辯論的意義也就越發值得重視。