銀河系究竟有多大？宇宙尺度大辯論

1920年4月26日，美國國家科學院會議於華盛頓召開。晚間的議程分別由威爾遜山天文台的哈洛‧沙普利(Harlow Shapley)與利克天文台的希伯‧柯蒂斯(Heber D. Curtis)各自以「宇宙的尺度」為題進行40分鐘的演講，一場被天文學史稱為「大辯論」的發表就此展開。

我們居住的宇宙有多大？根據目前的歷史紀錄，第一位針對宇宙大小進行測量的是英國天文學家威廉‧赫歇爾(William Herschel)。他在18世紀提出恆星的發光能力皆相等，且均勻分布在宇宙空間中的假設，藉由測量恆星視亮度推測宇宙的大小。1785年，赫歇爾發表了他的宇宙圖像，在這份宇宙圖像中宇宙呈現圓盤形，直徑約6000光年、厚1100光年。雖然在今日看來赫歇爾的假設大有問題，但這份宇宙全圖仍是人類嘗試以科學測量理解宇宙大小的初步嘗試。

隨著望遠鏡的發展以及攝影技術的發明，天文學家觀測到更多以前肉眼所看不到的恆星，荷蘭天文學家卡普坦(J. C. Kapteyn)研究了英國科學家吉爾(D. Gill)在南非拍攝的照片後，於1900年發表了第一份專門針對南天的照相星表。卡普坦在吉爾的基礎之上進行恆星普查，藉由恆星自行運動與視亮度計算每顆恆星的距離，提出了太陽系距離中心3000秒差距、直徑17000秒差距（約55000光年）的島宇宙模型，後世稱之為「卡普坦宇宙」。

辯論主角之一的沙普利師從當時的恆星演化專家的亨利‧羅素（H. N. Russell，赫羅圖的發表者之一），1914年起任職於威爾遜山天文台。在沙普利正與同僚討論未來的研究計劃時，哈佛大學天文台的勒維特(H. S. Leavitt)觀察小麥哲倫星雲內，那些亮度會週期性變化的變星（後來被稱為造父變星），他發現這些辨認出來的25顆變星的變光周期與其視亮度具有相關性。也就是說，透過測量週期就能知道變星的實際亮度，「週光關係」成為後來天文學家測量天體距離的重要工具。

1909年瑞典天文學家卡爾‧波林(Karl Bohlin)便曾主張球狀星團圍繞著銀河系的中心，並認為銀河系的中心就在人馬座的方向，不過這個推測並沒有獲得太多注意。為了解決這個問題，就得靠著測量球狀星團的距離來解決。沙普利在研究中便先以統計方法測量太陽附近的造父變星，獲得這些「蠟燭」的實際距離與週光關係。接著便是在底片上從球狀星團密密麻麻的恆星中找出造父變星，測量他的週期與亮度，透過週光關係的換算便得到了球狀星團的距離。至於更遙遠、無法辨認出造父變星的星團，沙普利大膽的使用已測量出的星團視直徑與未知星團比較，藉此求得後者的距離。在測量球狀星團的分布後，他證實了球狀星團多半集中在人馬座方向，顯然太陽系並不在銀河系的中心，而是在距中心2萬秒差距的位置，而且銀河系的直徑至少是這段距離的三倍以上，比卡普坦宇宙還大上許多。

過去很長一段時間，凡是在望遠鏡中不似恆星般呈現點狀，而是呈現瀰散狀的天體，一律都被稱作星雲。自從1845年威廉‧帕森斯(William Parsons)首次以素描方式揭露了M51的螺旋結構之後，被發現帶有螺旋結構的星雲數量爆炸性地增加。拜天文攝影技術發明之賜，在1898年利克天文台第二任台長基勒(James Edward Keeler)上台後，便開始針對星雲進行系統性的攝影。漸漸地，天文學家得以根據星雲的外型進行分類，像是M51這樣擁有螺旋結構，以及平順的橢圓形外觀的，大家便將他稱作「螺旋星雲」。

不過螺旋星雲是什麼？包括基勒在內許多人認為，螺旋星雲是形成中的恆星與行星系統。天文史學家克拉克(1890)曾在他的《恆星的體系》(The System of the Stars)一書中，為多數天文學家做了總結：「如今，可以打包票地說，稍有思考能力的人，在面前擺著所有可得到證據的狀況下，絕不會堅持把任何單一的星雲當作與銀河系等量齊觀的恆星系統。」

但新發現隨即挑戰了這個觀念。羅威爾天文台的斯里弗(Vesto Melvin Slipher)取得了星雲的光譜，截至1917年他共記錄到25個螺旋星雲的光譜。他在檢視觀測結果時發現，在天空中某一個方向的螺旋星雲的光譜都呈現相當明顯紅位移（表示天體正在遠離觀測者），另一個方向則呈現藍位移（表示天體正在接近觀測者）。斯里弗的解釋非常簡單，他認為銀河系本身就是一個巨大螺旋星雲，而我們正在眾多螺旋星雲中高速移動。

同時，利克天文台的柯蒂斯正接續進行星雲的拍攝計畫。他發現這些螺旋星雲的側面都有一條帶狀的遮光物質，柯蒂斯了解到或許銀河系周邊也有這樣的帶子，使得我們在銀河盤面附近幾乎找不到其他螺旋星雲。1917年威爾遜山天文台在NGC6946內發現新星（按：當時以為是新生的恆星，但現今認為是恆星死亡時產生的超新星爆炸事件。），柯蒂斯比較過去所拍攝的照片後發現在螺旋星雲內的新星普遍都比其他地方發現的新星還要暗10個星等。在假設所有的新星發光能力都一樣的狀況下，所推算出的距離遠遠大於卡普坦宇宙，因此認為螺旋星雲想必是銀河系之外的島宇宙。

1919年威爾遜山天文台台長海爾(George Ellery Hale)向國家科學院秘書艾博特(C. G. Abbot)提議，在國家科學院會議上讓他的天文台夥伴沙普利與利克天文台台長坎貝爾(W. W. Campbell)針對「宇宙的尺度」分別發表最新發現與傳統看法。海爾的父親是美國最早的電梯公司的老闆，由於他曾捐助國家科學院大筆資金，其中一個講座就是以海爾的父親為名。雖然艾博特對於這個題目是否能引起大家的興趣存有疑問，但還是依照海爾的建議進行安排。在來回磋商之下，決定由沙普利和柯蒂斯分別進行40分鐘的演講。演講事前雙方都先獲得了對方要闡述的內容，並在發表自己的研究內容時進行回應。

這場辯論一開始由沙普利進行演說。沙普利除了準備過去利用造父變星測量的球狀星團資料外，同時另外提出以太陽系附近的藍巨星作為標準燭光的想法。這個方法以太陽系附近的藍巨星與武仙座內的星團藍巨星進行比較，得出其距離為35000光年，再以這個星團與其他星團進行比較，推估銀河系的直徑應該是30萬光年。沙普利同時強調，這個結果與造父變星測量所得出的結果一致。演講最後，沙普利簡單觸及螺旋星雲的議題。沙普利引用他的同事范．馬納恩(Adriaan van Maanen)的說法，其宣稱利用閃爍比對法觀察到M101正在自轉，藉此反擊螺旋星雲是島宇宙的說法。

柯蒂斯隨後登台反擊沙普利，柯蒂斯認為當時已知的造父變星數量還不夠，還不足以確認是否具有週光關係。柯蒂斯也提到他利用黃白色恆星作為標準燭光後，所得到的球狀星團距離都比沙普利短，並推估銀河系的大小僅沙普利的十分之一。演講後半段柯蒂斯針對螺旋星雲發表看法，他認為范．馬納恩的結果錯誤，並不足以駁斥他的觀察。

綜觀整場辯論，沙普利將演說主軸放在他的大銀河系模型，反觀柯蒂斯主要在討論螺旋星雲的本質，要說雙方孰優孰劣很難確定。辯論不久後，沙普利和柯蒂斯便分別被延攬擔任哈佛大學天文台及阿利根尼天文台的台長。然而，螺旋星雲究竟是不是銀河系外天體，直到哈伯(E. P. Hubble)觀測了仙女座大星雲（今日的M31星系）之後才獲得解答。

1919年哈伯從軍中退伍，終於得以加入威爾遜山天文台的工作行列。1923年他利用望遠鏡在M31與M33天區有系統的搜尋新星，並在他的第一張底片上就中獎─至少他當時是這麼認為。不過在比較過去天文台所拍攝的一系列照片後，他很快地發現這不是新星，而是一顆變星。而在後續的觀測中，哈伯發現這顆變星的變光模式根本就是一顆造父變星─沙普利所使用的標準燭光。

這顆造父變星的變光週期超過31天，也就代表著他的實際亮度極高，但視星等卻是昏暗的18等，想必是位於極遙遠的地方。經過推算之後，證實了M31距離我們90萬光年，遠遠比沙普利和柯蒂斯所認為的銀河系尺寸還大。也就是說，所謂的「螺旋星雲」其實是和銀河系差不多大小的「螺旋星系」，同時也推翻了同事范．馬納恩的觀測結論。哈伯在觀測結果出爐後曾寫信給沙普利，據說沙普利在收到哈伯的信時對著同事說：「這封信摧毀了我的宇宙。」

這場大辯論至今已過了一百年，天文學的發展也早已不可同日而語。經由近代更精確的觀測，天文學家認為M31距離我們約254萬光年(77.8萬秒差距)，銀河系的大小則是直徑15～20萬光年(4.6～6.1萬秒差距)，我們距離銀河系中心26400光年(8090秒差距)。為什麼各方所估計的銀河系尺寸大小以及太陽系在銀河系中的位置會與今日差這麼多？其中的原因，就是柯蒂斯當時也不甚清楚的星際塵埃惹的禍（詳見《臺北星空》第93期之天文學教室）。沙普利和卡普坦都忽略了星際減光效應，使得單純的視亮度測量與比較出現誤差；不過，時間也證明了造父變星的週光關係是正確的。

這場辯論誰贏了呢？以尺度的相對大小比較來說，還是柯蒂斯略勝一籌，但從現今的標準來檢視，其實雙方都各有正確與錯誤的論點。然而現今的結果又一定正確嗎？那也未必。我們之所以能知道自己在宇宙中的位置，並對自己所身處的世界有一點輪廓，就是透過一次次證據與理論的辯證，才能一步步把知識往前推進。宇宙究竟有多大，也將會是下一個百年人類持續追尋的命題。

參考資料：
1. 麥可‧霍斯金，《劍橋插圖天文史》（台北市：大雁文化，2008）。
2. Trimble, V., The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, Issues, and Aftermath. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.107, p.1133.

本文同步刊登於《臺北星空》2020.3月號