在 16～18 世纪探险的年代，千帆竞发驶向全世界的河流、海峡和海岸线。船上探险家们的主要任务之一，除了寻找矿产资源外，就是绘制出地球的外貌。欧洲的君主们需要最好的地图，以便实现扩张他们领土的野心，并获得战争的主动权。因此，他们资助并支持冗长的探险航程到鲜为人知的地方。完成此地图的绘制需要较长的时间，沿途纠正了好多错误，例如，到 19 世纪，澳大利亚仍被视为是一连串的群岛而不是一个大陆。

经过若干年，通过改进的制图学，使人们对世界有了较深入的了解。人们逐渐知道了关于海洋和陆地的更多的知识，如相对大小和位置，以及它们在全球是怎样互相衔接的。详尽的知识导致重要的见解，如德国地质学家魏格纳（Alfred Wegener）的例子。1912 年，魏格纳指出一些大陆的外廓好像是互相啮合得恰到好处，它们一定在过去某个时刻是曾经连接在一起的，例如，南美洲和非洲看来互相嵌合得像是被锯下来的互连着的两块。因此，魏格纳建议各大陆曾经属于单一的叫做泛古陆的一大块，后来逐渐漂移分开。魏格纳的见解——来源于他仔细观察绘制得很详尽地图— —促进了板块构造学（大陆漂移的研究）的诞生。

今天，人们探索的前沿已远远超出海洋的波浪。像我们的先人那样，我们必须再一次绘制出未探明的大片领域——这就是宇宙。科学家们希望对可见宇宙完整的描绘将有助于他们了解其动力学，就如世界地图的知识鼓舞魏格纳创建了大陆漂移说一样。

绘制宇宙是近代天文学最大的挑战之一。为什么需要做这件事，有许多理由。第一、二维图像是满足不了科学目的的，为了理解各种宇宙的大结构之间的复杂的相互作用，天文学家不仅需要知道天体在天空的位置，还要知道这些天体之间距离的信息。

但超过一定的范围，测定这些天体的距离是困难的。我们已经讨论过测定天体距离的各种方法：对于近邻恒星，用视差法就行了；对于银河系内远方的恒星，就要用比较一颗恒星的视亮度和它的绝对亮度的方法。

测定近邻星系和星系团的距离，科学家们就要用更先进的方法，如造父变星法。在发射 HST 以前，造父变星差不多被用做测定本星系群内星系距离的尺码。HST 的发射，使得用此法测量近邻星系团的距离成为可能，如第七章所介绍的弗里德曼小组用此法测定室女座星系团的距离的情况。

但是，仍有一些区域，造父变星显得太暗，此技术难以应用。在这些阴暗的“省分”，科学家被迫实行一些猜测的办法。例如，塔利—费希尔（Tully—Fisher）关系——一个关于星系的绝对亮度与其光谱中一特殊谱线（如红光波长的）宽度之间的关系——的观测原理，有时被用来测定星系的距离。在测量宇宙的大尺度区间时，比较普遍采用的办法是利用星系的退行速度与距离之间的哈勃定律比例关系，测量一个星系（或星系团） 

的谱线向红端移动的量，观测者就能估计该星系离我们多远。在哈勃常数还未有较可靠的值以前，该定律只能提供相对的距离值。

哈勃定律的简单比例关系，只适用于 10 亿或 10 亿光年左右。当天文学家们用他们的测量棒想达到更远的距离时，就遇到了时间延迟问题。来自几十亿光年之外的天体的光要经过几十亿年才到达我们这里，因此，这提供给我们看到几十亿年前的宇宙情景的一个快照——不同于我们所见现在宇宙的景象。理论工作者相信，亿万年前的哈勃常数与现在的哈勃常数有不同的值。这样，在估计认为是远在几十亿光年以外的天体的距离时，研究工作者必须注意到那时的哈勃常数值和现在的不一样。

用于大尺度距离测量的尺码，从视差到造父变星到光谱方法加在一起的“杂烩”叫做宇宙距离阶梯。科学家们用此阶梯，一级一级地从比较熟悉的近邻恒星爬向远方的星系团及类星体。当新的测量棒经过考验可用时，该阶梯便被加固了一些并延伸出去，成为艰难地步步高升连接到宇宙深空的梯子。

除了距离测量问题外，当天文学家们企图绘制可见宇宙的天图时，还遇到另一个困难：需要探索的领域令人难以置信的广阔。潜在的能用望远

镜视察的空间的体积超过几十亿光年的立方[1031（光年）3]，这里面充斥着数百亿个星系（它们中的大多数是 HST 近来发现的）。要做出它们的目录，恐怕需要花费几百年时间。

与此同时，正如布鲁斯·格雷戈里在本书序中所介绍的，一项重要的探空计划在进行中。如哈佛—施密松天体物理中心（CfA）的盖勒和赫克拉所做的是获得可见宇宙内有代表性的截面中的信息。打算用对这部分空间的观测结果，提供星系在宇宙中是如何分布的粗放的概念。从所得图景，我们可以较好地理解宇宙中有序状况的来源和性质。

CfA 小组首先选择一薄片状空间，观测星系在其中分布的情形。他们选取了一个尖劈状的三维空间，为的是要得到具有最广泛多种样本的宇宙的图景。

计划中第一个有代表性的天区的图像，是赫克拉和拉普兰特在 1985 年春季绘制出来的。他们测定了位于一个 6 度宽的狭长天区内大约 1100 个星系在空间的位置。选取如此大小的空间观测，是为了能在较短的时间里完成巡查任务。他们所得结果是饶有兴趣的。

在开始巡查时，盖勒和她的同事们并未希望见到宇宙中大尺度有序状态的证据。事实上，他们原来想像的是巡天工作将揭示出一个匀称纹理的宇宙。相信他们将看到星系和星系团均匀地分布在天空，就像少量的葡萄干均匀地分布在葡萄干面包里那样。但实际看到的，却是确凿无疑的星系分布的稀奇的式样。星系和星系团不是随机（杂乱）分布的，而是表现为组成长的、纺缍式的弦（带子）和宽的伸展了的书页，也有成为巨大的物质气泡状的分布态势。这些气泡的里面看来奇怪地空，好像所有原来在里 

面的星系全被吸管吸出去了。

CfA 小组被他们看到的出奇的景象惊呆了。与浓密地分布几百万个星系的空间区域对比着的是实际上空无一物的天区——他们称其为空洞或巨洞。不知什么缘故，在宇宙历史上的某个时期，大尺度有序状态从混沌中出现。CfA 小组难以解释这是怎样和如何发生的，他们只是观察到这些情形罢了。

1989 年，盖勒和赫克拉把他们的巡天工作延伸到包括几千个星系。这时，他们又观测到一个新的特色：一个在空间延伸超过 5 亿光年的星系“巨壁”。这一叫做长城的宇宙栅栏，是宇宙中存在的最大的单一结构特色。

盖勒及其合作者们，远不是注意到宇宙中大尺度结构的第一组人。在 50 年代，法国天文学家沃库勒（Gerard deVaucouleurs），发起了一场关于他建议的星系和星系团属于更大的天体集团叫做“超星系”（现在称为超星系团）的大争论。

当时，大多数天文学家相信星系团是空间可能的最大的天体集团。他们认为，引力理论，如爱因斯坦广义相对论所表

表示本星系群内各成员星系分布情形的美术品，本星系群是包括银河系在内的一个小星系团

达的形式，不利于更大天体集团的形成。还认为，扩展得更大的结构只能通过引力松散地联系在一起，宇宙的膨胀将把它们拉开。因此，这种结构的寿命只能是短暂的，今天的宇宙中不存在这样大的结构。

但经过多年积累的观测资料，国际天文界渐渐接受了宇宙中存在着“星系团的集团”这个事实。我们的本星系群被证明是一个叫做本超星系团的一部分，该超星系团在空间伸展 1 亿光年，室女座星系团位于其中心。人们还发现了许多其他超星系团，带着它们穿起来的“念珠”，交叉在宇宙中。

沃库勒年轻时是个急性子的人，现在感到了辩解的意义。真理最终在他这边，但也体会到人们对问题的观点上的改变是需要时间的。正如他所说的，“正如一个成长的儿童逐渐明白了较大单元的人类组织——家庭、邻居、城市等等——天文学家们在过去 400 年间逐步认识到天空的等级式安排。这一天文的发展在继续前进中。”

今天，基于不可抗拒的，例如由盖勒、赫克拉和拉普兰特提供的观测证据，大多数天文学家接受了下列事实：宇宙有一个复杂结构的等级。描述这些结构的名词如“纤维”、“气泡”、“薄片”及“空洞”等，已成为他们经常使用的词汇了。他们不再争论宇宙是否有大尺度结构，而是在寻求去理解这些结构的来源和性质。

科学家们提出了三种宇宙结构形成的模型。三种模型的不同之处，在 

于它们对问题的答案。谁先出现，是星系还是更大的结构？70 年代初期，前苏联科学家泽多维奇提出了“薄饼模型”。薄饼模型是自上而下的理论，它支持下列观点：大结构，如薄饼和气泡是先产生的，然后这些大结构裂开，成为超

在自上而下的模型中，最大的结构，如宇宙纤维和薄片，首先形成。这些结构碎裂成各个星系。自下而上的模型，恰恰相反，它描述星系首先形成的可能性。这些星系结合成为更复杂的结构，如星系团

星系团、星系团，最后出现星系。特别是，在泽多维奇的理论中，早期宇宙内充满了大而平坦的物质扁块——“薄饼”，它们最终碎裂为较小的断片，这些断片再演化成星系。泽多维奇的模型对为什么星系排列成长串和薄片说明得很好：这些结构是原始“薄饼”的遗物。

第二种模型叫做等级式成团模型。在倡议者中，有普林斯顿大学的天体物理学家皮伯斯。在这个自下而上的模型中，从气云凝聚而成的星系首先在原初宇宙中形成。随着宇宙的发展，许多这样的星系互相接近到足以彼此发生引力拉曳。很快星系群互相接近，形成星系团，然后超星系团出现了。就像冬天的风把雪刮成雪堆，同时也使有些地方没有了雪一样，在空间形成了空洞，那里的物质被引力吸走了。