星际消光的发现

星际消光问题在19世纪下半叶已经开始初露端倪。1859年德国天文学家坦普尔（Wilhelm Tempel，1821－1889）发现昴星团中的昴宿五被一团星云状物质围绕着。后来的照相观测显示，所有球状星团中的恒星都与一种不寻常的纤细条状的暗星云有某种联系。1912年洛韦尔天文台的斯立弗拍摄了这种星云状物质的光谱，很惊讶地发现它有带着暗吸收线的连续光谱，很精确地模仿了恒星的光谱。显然星云由尘埃微粒组成，反射了恒星的光。不久发现了更多的亮星附近的“反射星云”。

大约同时，利克天文台的巴纳德（Edward Emerson Barnard，1857－1923）正在用广角肖像摄影镜头拍摄银河系各区域的壮观图片。这些图片显示出一个复杂的恒星的云状结构，在一些裂缝和空洞处很少有或几乎没有恒星。起先巴纳德相信这是恒星的真实分布，但是当他继续工作下去时，他几乎是很不情愿地承认这些是真实的星云，它们不是发光的气体而是暗的遮光物质。在他1927年发表的两册照相星图中，他收录了一个表，列出了370个较显著的暗星云。

亮星云和暗星云可能意味着气体和尘埃是星际空间中一种更普遍的物质基底。一般的观点认为星云是一些孤立的天体，广袤的宇宙空间是空旷和透明的。星云，尤其是致吸尘，会减弱遥远恒星的光线，进一步使确定恒星的距离和固有亮度变得复杂，如果这样的星云达到一个有效的数量，后果将是非常严重的。

图10.6　巴纳德暗星云表中编号第33的猎户座马头暗星云

已有的工作显示，在银河系中轴面上看来确实存在着一层遮光物质。1869年普罗克特通过艰苦的工作，把约翰·赫歇耳列出的4 000个“不可分解”的星云绘制到天图上，结果表明这些星云很少出现在靠近银河的天区内。这些星云后来被证明大多是旋涡状的。利克天文台的柯蒂斯（Heber D.Curtis，1872－1942）在1920年跟沙普利的大辩论中争辩道，从侧面看到的旋涡星云至少有一条外围的暗物质带，如果我们星系有这样一条暗物质带就可以解释为什么旋涡星云看上去都远离银河。

图10.7　旋涡星系NGC4594中轴面上的暗物质带

另一位利克天文台的成员特伦普勒（Robert J.Trumpler，1886－1956）多年来一直致力于几百个疏散星团的研究，这些疏散星团被限制在离银道面相当近的区域里，其中毕星团和昴星团是最近的两个例子。他起初按照它们的结构特征的相似性和赫罗图特征的相似性把这些疏散星团分成组型。在一种组型中，不同星团的相对距离可以用两种不同的方法测算而得。

一方面在所有疏散星团中，光谱型相同的主序星，具有相同的绝对星等。任何两个疏散星团中观测到的恒星视星等的差异越大，意味着这两个星团的距离差异也越大（“越暗越远”法）。另一方面，对于大小相同的星团，它们在天空中的角直径也是它们距离的度量（“越小越远”法）。

特伦普勒的两种方法没有给出一致的结论：视星等法给出的距离大于角直径法给出的距离，因为星光在通向地球的途中被减弱。这说明存在一种在所有波长上的普遍吸收。特伦普勒在1930年发表了他的结果，他总结道：我们因此得出结论，在我们的银河系中发生着一些普遍的和选择性的吸收，但是这种吸收限制在相对较薄的一层，它沿着星系的对称面或多或少地均匀地延伸。^[1]

特伦普勒得出一个银河系各个方向平均的普遍吸收量，即每5 000光年星等减弱1等，这个值比现在公认的值小一点点。物质向银盘集中的程度是非常厉害的，以致肉眼和望远镜都看不见约30，000光年以外的银核，这解释了为什么早先人们不能看清楚银河系的旋涡结构。