星云世界 |
(a)星云的分布
对作为一个整体的可观测天区之研究导致了两个最重要的结果。一个是天区的均一性——星云的大尺度分布上的一致性。另一个是速度-距离关系。
星云在小尺度上的分布非常不规则。星云是以单独地、成对地、处于大小不同的群或是成团的形式被发现的。银河系是一个三重星云的主要组成部分，大小麦哲伦云是这个三重星云的另两个成员。这个三重系统连同另外一些星云，构成了一个单独存在于普遍星云场中的典型的小型星云群。这个本星系群的这些成员提供了最早的距离值，而造父变星距离标尺仍局限在本星系群的范围之内。
当巨大的天区或是大体积空间被加以比较，不规则分布就会最终达到平衡，大尺度上的分布也明显是一致的。通过对以相等间隔分布的取样天区中，较之某一指定视暗弱度更亮的星云的数目加以比较，星云在全天的分布由此推得。
真实的分布情况由于局部遮光而变得复杂。没有任何星云是在银河系内部被看到的，为数不多的几个沿边缘分布。而且，星云的视分布从银极向边缘变得越来越稀疏，这一变化很微小但却是系统发生的。这个解释是在遍布整个恒星系统的大型尘埃气体云中被找到的，这些尘埃气体云大多位于银盘上。这些尘埃气体云遮住了较远的恒星和星云。而且，太阳被包围在一种稀薄的介质中，这些介质像一个均质层沿银盘差不多是无限地延伸开去。位于银极附近的星云所发出的光被这一遮光层减弱约四分之一，但在较低纬度的区域，光在介质中通过的路径较长，吸收也相对更多。只有当这些不同的银河系遮光效应都被考虑在内并且被去除掉之后，星云在天空的分布才被揭示出是均质的，或者说是各向同性的（在所有方向上都相同）。
通过对暗至不同视暗弱度连续极限的星云数，也就是在距离的连续极限范围内的星云数加以比较，星云在深度上的分布得以被发现。这一比较实际上是星云数目与它们所占天区体积之间的比较。由于星云数正好随体积（当然是在已进行过巡测的区域——可能是望远镜所及的范围之内）而增加，星云的分布必定是均质的。在这一问题上，视分布上也必须得用到某些改正量，以得到真实的分布。这些改正量是以速度-距离关系来表示的，它们的观测值有助于对此奇怪现象的阐释。
因此，可观测天区不仅是各向同性的，而且是均质的——在各处与各个方向上都完全相同。星云分布的平均间隔约为200万光年，也就是平均直径的约200倍。这一模式也许可以用相距50英尺的网球来表示。
假如星云之间的（未知）物质被忽略不计的话，那么空间中物质的平均密度情况也可以被粗略地估计出来。如果星云物质在整个可观测天区都是均匀分布的，则平滑密度[10]大致约为10-29或10-28g/cm3——大约相当于每个地球那么大的空间体积有一粒沙子。
可观测天区的大小是一个定义问题。矮星云仅在中等距离上可以被探测到，而巨星云则可以在空间中更远处被记录下来。并没有办法对这两类星云做出区分，因而，定义望远镜极限的最便利之法就是利用中等星云为之。利用100英寸反射望远镜得到证认的最暗弱星云，其平均距离约为5亿光年，在这一极限内，排除星系遮光效应不计，约1亿星云是可观测的。在遮光最小的银极附近，最长时间的曝光所记录下的星云同恒星一样多。
(b)速度-距离关系[11]
前述有关可观测天区的概述几乎完全建立在根据直接图像得出的结果的基础之上。该天区是均质的，而平均密度的大体情况是已知的。接下来也是最后一个要讨论的特征，即速度-距离关系是在光谱照片研究中显现出来的。
当一道光穿过一个玻璃棱镜（或是其他合适的装置），组成光的各种不同颜色就会展开成为一种被称为光谱的排列有序的序列。当然，彩虹就是一个众所周知的例子。这个序列绝无变化。光谱也许或长或短，这取决于所使用的装置，但颜色的次序会保持不变。在光谱上的位置通过颜色可大致测得，但通过波长会测得更为精确，因为每种颜色都代表了某一特定波长的光。从紫色的短波开始，光谱会持续不变地变长，直到红色的长波。
某一光源的光谱呈现了它辐射出的特定颜色或波长，还有它们的相对丰度（或强度），并因此显示出了与该光源的性质与物理条件有关的信息。一个炽热发光的固体会辐射出全部的颜色，而光谱则是从紫色到红色的连续光谱（而且在两个方向上都超出可见光范围）。一种炽热发光的气体仅只辐射少数不连续的颜色，这个图案被称作发射光谱，是任一特定气体的特性。
第三种类型被称为吸收光谱，对于天文学研究来说有着特殊意义，它是当一个炽热发光的固体（或同等光源）——发出连续光谱——被一种较冷的气体所包围之时产生的。该气体从连续光谱中吸收的颜色，正好就是当这种气体本身发炽热白色光时将会辐射出的那些颜色。其结果是得到一条有着连续背景的光谱，这个连续背景被称作吸收线的暗色间隔所打断。暗色吸收线的图案指明了造成这一吸收的某种或某几种特定气体。
太阳和恒星发出的是吸收光谱，许多已知元素已经在它们的大气中被证认出来。氢、铁以及钙在太阳光谱中形成了非常粗重的吸收线，而最为显著的则是紫色线中的两条钙线，被称为H线和K线。
一般来说，星云会呈现出与太阳光谱相似的吸收光谱，这在以太阳型恒星在其中占绝大多数的恒星系统中正是意料之中的事。这些光谱必定很短——光太暗弱而不能展开很长的光谱——但钙的H线和K线可以很容易地被辨认出来，此外，铁的G谱带以及少许氢线一般都可以被辨别出来（图版Ⅶ和图版Ⅷ）。
星云光谱的独特之处在于，它们的谱线并不位于在附近光源中所找到的谱线的正常位置。正如相互对应的比较光谱所显示出的那样，它们向正常位置偏红的方向发生了位移。这一位移被称为红移，一般来说，它是随被观测星云的视暗弱程度而增加的。既然视暗弱度反映了距离，那么由此可以推断出，红移随距离增加而增加。详细的研究表明这一关系为线性关系。
在除星云之外的其他天体的光谱中，人们很久以来就已知道存在非常细小的位移，无论是向红端移动还是向紫端移动。这些位移被确信无疑地解释为在视线方向上的位移——后退（红移）或接近（紫移）的视向速度——的结果。同样的解释也经常被应用到星云光谱的红移上，并导致了“速度-距离”关系这一名词，用以表示被观测到的红移与视暗弱度之间的关系。基于这一假设，星云被认为正在远离我们所在的空间区域飞奔而去，其速度正好随距离的增加而增加。
尽管关于红移并没有找到其他看来可靠的解释，但以速度漂移来加以解释可能被认为是一个仍有待实际观测进行检验的理论。关键性的检验或许可以用现有的设备来完成。飞速后退的光源看起来应当比位于相同距离的固定光源更为暗弱，而在望远镜的极限附近，“视”速度是如此之巨，因此这一效应应当是可以被观察到的。
对红移做出一个完全令人满意的解释是个意义重大的问题，因为速度-距离关系是作为一个整体的可观测天区的属性。另一个唯一已知的属性就是星云的均质分布。目前，可观测天区是我们的宇宙样本。如果这一样本是合宜的话，那么它被观测到的特性将决定作为一个整体的宇宙的物理性质。
这个样本可能是合宜的。只要探索活动局限于恒星系统，这一可能就不存在。这个系统已知是孤立的。超出其范围之外的区域是未知的，但必定不同于该系统内恒星散布其间的空间。我们现在观察那个区域——一个巨大的天球，相似的恒星系统均匀遍布其间。没有证据表明存在一个越来越稀疏而线索不明的物理边界。没有哪怕最微小的迹象表明有一个超级星云系统孤立存在于一个更大的宇宙之中。因此，为了推测的需要，我们可以应用均一性原理，并假定宇宙中被随机选定的其他任何部分都与可观测天区完全一样。我们可以假定星云世界就是宇宙，而可观测天区是一个合宜的样本。
在某种意义上来说，这个结论概括了经验研究的结果，并为猜想的王国提供了一个前景看好的出发点。这个以宇宙学理论居于主导的王国将不会进入现在这个概要。本书的讨论将主要限定于经验数据——实际观测报告——及其最直接的阐释。
但是，观测与理论交织在一起，试图将它们完全分离开来是徒劳的。观测总是伴随着理论。纯粹理论也许可以在数学中但很少在科学中被找到。有人说，数学处理的是可能的世界——逻辑上一致的系统。科学则试图发现我们居于其中的真实世界。因此，在宇宙学中，理论呈现了一系列无限多的可能的宇宙，而观测将会把它们逐类排除掉。迄今为止，不同类型的宇宙已经变得越来越可理解了，而这些不同类型的宇宙也必定包括我们独特的宇宙。
对可观测天区的探察为这一排除过程做出过实质性的贡献。它已然描绘出了一个巨大的宇宙的样本，而这个样本可能是合宜的。从这种程度上来说，宇宙结构的研究可以说已经进入经验研究的领域了。
形成中的婴儿星系
[1]这篇星云研究概述可与截至1928年底所获结果“进展报告”相比较，该报告以相同标题发表在1929年5月的Harper’s Magazine。经Harper & Brothers准许，稍早前报告中的某些材料也被放进了现在这篇概述中。