北京天文馆 天文学词典

英文名称 中文名称 词义解释

Big Bang nucleosynthesis大爆炸核合成见核合成。

Big Crunch大崩塌大爆炸的对立面。如果宇宙含有足以使时空封闭的质量，引力就将在某一天使现今的膨胀停止，然后引起坍缩，并在时间终点进入一个奇点，即大崩塌。见奥米伽点。

binary pulsar脉冲双星两颗中子星，其中一颗是脉冲星，沿轨道相互绕对方运动而成的双星系统，叫作脉冲双星。这个名词也用来代表绕任一其他恒星，比如白矮星，运动的脉冲星。现在已知的脉冲双星超过20个。但天文学家将名词“该脉冲双星”保留给第一个被发现的脉冲双星，根据它在天体表中编号又称为PSR 1913+16。这个脉冲双星提供了对爱因斯坦广义相对论迄今最精确的检验。 脉冲双星PSR 1913+16是1974年由马萨诸塞大学的罗素·胡尔斯（Russell Hulse）和约瑟夫·泰勒（Joseph Taylor）使用放在波多黎各的阿雷西博射电望远镜发现的。胡尔斯当时是研究生，主持一项用该望远镜搜索脉冲星计划的日常工作。他的导师泰勒则是这一计划的总负责人，1974年夏天定期从马萨诸塞的阿默斯特飞往阿雷西博。他们在那个夏天做出的发现异常重要，并于1993年双双因脉冲双星研究而获诺贝尔奖。 8月2日，仪器记录到一个很微弱的信号，是该脉冲双星存在的第一个迹象。如果信号再微弱哪怕4％，它就低于计算机搜索程序的内置截止电平，而不会记录下来。这个源特别有趣，因为它的周期非常短，仅0.059秒，是当时已知第二位最快的脉冲星。但一直要等到8月25日，胡尔斯才得以用阿雷西博望远镜更详细地观测这个天体。 8月25日后，胡尔斯连续几天对该脉冲星做了一系列观测，发现它的变化很特别。大多数脉冲星都是超级精确时钟，打拍子的周期精确到小数点后6或7位；而这一个的周期似乎飘忽不定，逐日变化量多达30微秒（对脉冲星来说是极大的“误差”）。到1974年9月初，胡尔斯明白了，这些变化本身也是周期性的，并可用脉冲星在严格轨道上绕一颗伴星运动引起的多普勒效应来解释。 泰勒飞到阿雷西博参与这项研究，他同胡尔斯一起求出脉冲星绕其伴星运动的轨道周期（脉冲星的“一年”）是7小时45分钟，脉冲星运动的最高速率（根据多普勒效应）300公里每秒，是光速的千分之一，而绕伴星飞驰的平均速率约为200公里每秒。以这一令人惊讶的速率在不到8小时内走完的轨道长度大约是600万公里，大致是太阳的周长。换言之，脉冲星和伴星之间的平均距离大约等于太阳的半径，所以整个双星系统刚刚可以放在太阳的内部。 所有脉冲星都是中子星；对这个天体来说，其轨道参数表明伴星也一定是个中子星。广义相对论的关键检验之一是水星的近日点进动，就是爱因斯坦理论而不是艾萨克·牛顿引力理论预言的轨道位移。这两位研究家计算出，脉冲双星 PSR 1913+16的这一效应（“近星点”位移）比水星的强100倍左右。而且，水星每年绕太阳仅仅运行四次，而这颗脉冲星绕伴星每年可运行1 000次，它提供研究这个效应的机会多得多。测量及时完成，结果证明该脉冲双星的近星点进动准确地与爱因斯坦理论预言一致——这是利用太阳系外天体对广义相对论的首次直接检验。将近星点位移的测量结果与双星系统的轨道数据结合，终于以空前的高精度定出系统中两颗星的质量为太阳质量的2.8275倍。 但这还只是利用这颗脉冲双星作为检验和应用爱因斯坦理论的实验室的开始。持续几个月的进一步观测表明，只要扣除了轨道运动引起的变化，该脉冲星作为时钟的精度极高。它那0.05903秒的周期在一年之内仅仅增加1／4毫微秒（十亿分之一秒的四分之一）——相当于一百万年仅仅慢4％的钟。 随着观测数量的增加，有关数字也愈益精确：周期0.059029995271秒；增长速率0.253毫微秒每年；轨道周期27906.98163秒；近星点变化速率4.2263度每年。因为脉冲星的周期实际上在变化，上述高度精确的数字是对一个特定日期，或“历元”而言的，这个历元就是1974年9月1日。 高的观测精度很快就使相对论的更多检验和应用成为可能。其中一个检验涉及狭义相对论预言的时间膨胀。由于脉冲星绕伴星运动的速率达到光速的相当大部分，观测表明脉冲星的“钟”在变慢，变慢的程度与它的速率有关。由于沿轨道运行时速率在变（从最高速率300公里每秒到“仅仅”75公里每秒），这将表现为脉冲星周期在每个轨道周期中的规则变化。又由于脉冲星绕伴星运动的轨道是椭圆，它离第二颗中子星的距离在变。这表示它从引力场较强的区域运动到引力场较弱的区域，它的守时装置就应该受到规则变化的引力场的影响。 这两个效应结合使脉冲星周期在一个轨道周期内的最大变化为58毫微秒。这个变化量可引入轨道计算以决定两颗星的质量比。由于近星点位移表明两星总质量为2.8275个太阳质量，这个数值与两星质量比一起，给出脉冲星本身的质量为太阳质量的1.42倍，其伴星的质量是太阳质量的1.4倍。这是中子星质量的第一次精确测量。 但是，研究PSR 1913+16的最大胜利还在后头。在宣布发现这颗脉冲星后，几乎立刻就有几位相对论专家指出，理论上该脉冲双星应该因引力辐射而损失能量，在时空中产生涟漪。能量的损失将使脉冲星及其伴星彼此盘旋接近，从而导致轨道运动加快。 即使在脉冲双星这样极端的情况下，这个效应也是非常小的。它将引起轨道周期（约27 000秒）每年仅减少一千万分之几秒（约0.0000003秒）。理论倒是直截了当，却要求观测必须达到空前的精度。1978年12月，也就是工作了4年之后，泰勒宣布测出了这一效应，而且它与爱因斯坦理论的预言完全相符。理论的准确预言是，轨道周期应该每年减少百万分之75秒；到1983年，即该脉冲双星发现9年后，泰勒及其同事测量这一变化的精度达到了每年百万分之二秒，公布的观测值为每年百万分之76±2秒。此后，观测进一步得到改进，与爱因斯坦理论达到高度一致，误差小于1％。这是迄今对广义相对论最轰动、最全面的检验，它实际上排除了任何其他理论作为宇宙行为可靠描述的可能性。检验的精度如此之高，与理论的一致如此之佳，使得广义相对论和量子电动力学被并列为整个科学中基础最稳固的两门学科。 原则上，脉冲双星PSR 1913+16以及其他类似系统，提供了比任何人造钟，包括最准确的原子钟，更加精确的时间测量手段。如果我们测量单个脉冲双星的变化时只有原子钟，我们将永远无法证明这一切。但如果将至少三个脉冲双星的信号与原子钟的信号以及相互之间进行比较，就应该有可能创立一种利用（经过相互校准的）脉冲星守时的办法，来改进原子钟的守时。就像现在用铯原子行为而不用地球自转定义秒的长度一样，将来某一天用脉冲双星来定义秒的长度并非不可能。

binary stars双星两颗彼此有物理联系并在共同引力作用下相互环绕作轨道运行的恒星组成的双星系统。双星系统的两颗恒星通常遵守开普勒定律、沿着围绕系统质心的椭圆轨道运动。大多数恒星是在双星或更复杂的聚星系统中。 双星在天体物理研究中极为重要，因为对它们轨道的分析提供了直接测定恒星质量的惟一方法。第一个双星是1650年由耶稣会天文学家约安尼斯·里肖利（Joannes Riccioli，1598-1671）证认的，他用一台望远镜发现大熊座ζ实际上是两颗星。但直到1767年才由约翰·米切尔（John Michell）指出，这两颗在天空挨得很近的星确实在空间有物理上的联系，而不是距离相差很远的两颗星偶然在视线方向并列。　　有些双星中只能看见一颗星，但从可见星的运动情况可以推知伴星的存在。密近双星系统的两颗子星不能分解，但波谱学研究能显示两子星相互绕转时引起的星光变化。密近双星两子星常常在潮汐力作用下变形。如果潮汐力从一颗子星拉出物质并输送到另一子星上，就称它是半接双星；如果两子星相互接触，就是相接双星。如果半接双星的伴星是一颗致密的中子星或黑洞，从较大子星来的物质降落到伴星上时释放出的能量可以产生大量X射线或其他高能辐射。见共生星。

binary system双星系统见双星。

Birr Castle比尔城堡罗斯伯爵1845年建造的72英寸（183厘米）反射望远镜所在地，位于爱尔兰中部。这台望远镜多年间曾是世界上威力最大的，罗斯曾用它揭示许多星云的旋涡结构。

black body radiation黑体辐射能吸收全部入射电磁辐射的物体是理想黑体。黑体辐射就是这样一个假想物体被加热时应该产生的辐射。 地球上最接近真正黑体的等价物，是带一个小孔的大容器，并使辐射通过小孔照射容器内部。当容器壁被加热时，从小孔出来的辐射就是黑体辐射。 黑体辐射的性质决定于黑体的温度，温度较高时，较高频率辐射所含的能量也较多。这就是为什么温的铁块发射看不见的红外辐射，稍热的铁块发红光，更热的铁块发白光，等等。　　虽然黑体是一个理想化的概念，但很多天体的辐射能够近似地用等价黑体辐射来描述。例如，太阳辐射相当像温度为6 000K左右的黑体辐射。最大的黑体是宇宙本身，它充满了大爆炸遗留下来的理想黑体辐射，现在已经冷却到2.7K的温度，可在微波射电频段探测到。见背景辐射。

black dwarf黑矮星不再辐射任何光的冷的死亡了的恒星。见白矮星。

black hole黑洞一团物质，如果其引力场强大到足以使时空完全弯曲而围绕它自身，因而任何东西，甚至光，都无法逃逸，就叫做黑洞。不太多的物质被压缩到极高密度（例如将地球压缩到一粒豌豆大小），或者，极大的一团较低密度物质（例如几百万倍于太阳的质量分布在直径与太阳系直径一样的球中，大致具有水的密度），都能出现这种情形。 第一位提出可能存在引力强大到光线不能逃离的“黑星”的人是皇家学会特别会员约翰·米切尔，他于1783年向皇家学会陈述了这一见解。米切尔的计算依据是牛顿引力理论和光的微粒理论，前者是当时最好的引力理论，后者则把光设想为有如小型炮弹的微小粒子（现在叫做光子）流。米切尔假定，这些光粒子应该像任何其他物体一样受到引力的影响。由于奥利·罗默（Ole R□mer）早在100多年前就精确测定了光速，所以米切尔得以计算一个具有太阳密度的天体必须多大，才能使逃逸速度大于光速。　　如果这样的天体存在，光就不能逃离它们，所以它们应该是黑的。太阳表面的逃逸速度只有光速的0.2％，但如果设想一系列越来越大但密度与太阳相同的天体，则逃逸速度迅速增高。米切尔指出，直径为太阳直径500倍的这样一个天体（与太阳系的大小相近），其逃逸速度应该超过光速。 皮埃尔·拉普拉斯（PierreLaplace）独立得出并于1796年发表了同样的结论。米切尔在一次特具先见之明的评论中指出，虽然这样的天体是看不见的，但“如果碰巧任何其他发光天体围绕它们运行，我们也许仍有可能根据这些绕行天体的运动情况推断中央天体的存在”。换言之，米切尔认为，如果黑洞存在于双星中，那将最容易被发现。但这一有关黑星的见解在19世纪被遗忘了，直到天文学家认识到黑洞可经由另一途径产生，在研讨阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论时才重新提起。 第一次世界大战时在东部战线服役的天文学家卡尔·史瓦西（Karl Schwarzschild）是最先对爱因斯坦理论结论进行分析的人之一。广义相对论将引力解释为时空在物质近旁弯曲的结果。史瓦西计算了球形物体周围时空几何特性的严格数学模型，将他的计算寄给爱因斯坦，后者于1916年初把它们提交给普鲁士科学院。这些计算表明，对“任何”质量都存在一个临界半径，现在称为史瓦西半径，它对应时空一种极端的变形，使得如果质量被挤压到临界半径以内，空间将弯曲到围绕该物体并将它与宇宙其余部分隔断开来。它实际上成为了一个自行其是的独立的宇宙，任何东西（光也在内）都无法逃离它。 对于太阳，史瓦西半径是2.9公里；对于地球，它等于0.88厘米。这并不意味太阳或地球中心有一个大小合适现在称为黑洞（这个名词是1967年才首次由约翰·惠勒用于这一含义）的东西存在。在离天体中心的这一距离上，时空没有任何反常。史瓦西计算表明的是，如果太阳被挤压进半径2.9公里的球内，或者，如果地球被挤压进半径仅0.88厘米的球内，它们就将永远在一个黑洞内而与外部宇宙隔离。物质仍然可以掉进这样一个黑洞，但没有东西能够逃出来。 这些结论被看成纯粹数学珍藏品达数十年之久，因为没有人认为真正的、实在的物体能够坍缩到形成黑洞所要求的极端密度。1920年代开始了解了白矮星，但即使白矮星也拥有与太阳大致相同的质量而大小却与地球差不多，其半径远远大于3公里。人们也未能及时领悟到，如果有大量的一般密度物质，也可以造出一个本质上与米切尔和拉普拉斯所想像的相同的黑洞。与任意质量M对应的史瓦西半径由公式2GM／c^2给出，其中G是引力常数，c是光速。　　1930年代，萨布拉曼扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）证明，即使一颗白矮星，也仅当其质量小于1.4倍太阳质量时才是稳定的，任何死亡的星如果比这更重，必将进一步坍缩。有些研究家想到了这也许会导致形成中子星的可能性，中子星的典型半径仅约白矮星的1／700，也就几公里大小。但这个思想一直要等到1960年代中期发现脉冲星，证明中子星确实存在之后，才被广泛接受。 这重新燃起了对黑洞理论的兴趣，因为中子星差不多就要变成黑洞了。虽然很难想像将太阳压缩到半径2.9公里以内，但现在已经知道存在质量与太阳相当、半径小于10公里的中子星，从中子星到黑洞也就一步之遥了。 理论研究表明，一个黑洞的行为仅由其三个特性所规定——它的质量、它的电荷和它的自转（角动量）。无电荷、无自转的黑洞用爱因斯坦方程式的史瓦西解描述：有电荷、无自转的黑洞用赖斯纳-诺德斯特罗姆解描述；无电荷、有自转的黑洞用克尔解描述；有电荷、有自转的黑洞用克尔-纽曼解描述。黑洞没有其他特性，这已由“黑洞没有毛发”这句名言所概括。现实的黑洞大概应该是自转而无电荷，所以克尔解最令人感兴趣。 现在都认为，黑洞和中子星都是在大质量恒星发生超新星爆发时的临死挣扎中产生的。计算表明，任何质量大致小于3倍太阳质量（奥本海默-弗尔科夫极限）的致密超新星遗迹可以形成稳定的中子星，但任何质量大于这一极限的致密超新星遗迹将坍缩为黑洞，其内容物将被压进黑洞中心的奇点，这正好是宇宙由之诞生的大爆炸奇点的镜像反转。如果这样一个天体碰巧在绕一颗普通恒星的轨道上，它将剥夺伴星的物质，形成一个由向黑洞汇集的热物质构成的吸积盘。吸积盘中的温度可以升至极高，以致它能辐射X射线，而使黑洞可被探测到。　　1970年代初，米切尔的预言有了反响：在一个双星系统中发现了这样一种天体。一个叫做天鹅座 X-1的X射线源被证认为恒星 HDE 226868。这个系统的轨道动力学特性表明，该源的X射线来自围绕可见星轨道上一个比地球小的天体，但源的质量却大于奥本海默-弗尔科夫极限。这只可能是一个黑洞。此后，用同一方法又证认了其他少数几个黑洞。而1994年天鹅座V404这个系统成为迄今最佳黑洞“候选体”，这是一个质量为太阳质量70％的恒星围绕大约12倍太阳质量的X射线源运动的系统。但是，这些已被认可的黑洞证认大概不过是冰山之尖而已。 这种“恒星质量”黑洞，正如米切尔领悟的，只有当它们在双星系统中时才能被探测到。一个孤立的黑洞无愧于它的名称——它是黑暗的、不可探测的（但请参阅引力透镜）。然而，根据天体物理学理论，很多恒星应该以中子星或黑洞作为其生命的结束。观测者在双星系统中实际上探测到的合适黑洞候选者差不多与他们发现的脉冲双星一样多，这表示孤立的恒星质量黑洞数目应该与孤立的脉冲星数目相同，这一推测得到了理论计算的支持。 我们银河系中现在已知大约500个活动的脉冲星。但理论表明，一个脉冲星作为射电源的活动期是很短的，它很快衰竭成无法探测的宁静状态。所以，相应地我们周围应该存在更多的“死”脉冲星（宁静中子星）。我们的银河系含有1 000亿颗明亮的恒星，而且已经存在了数十亿年之久。最佳的估计是，我们银河系今天含有4亿个死脉冲星，而恒星质量黑洞数量的甚至保守估计也达到这一数字的1／4——1亿个。如果真有这么多黑洞，而黑洞又无规则地散布在银河系中的话，则最近的一个黑洞也许离我们仅仅15光年。既然我们银河系没有什么独特之处，那么宇宙中每个其他的星系也应该含有同样多的黑洞。 星系也可能含有某种很像米切尔和拉普拉斯最初设想的“黑星”的天体。这样的天体现在称为“特大质量黑洞”，被认为存在于活动星系和类星体的中心，它们提供的引力能可以解释这些天体的巨大能量来源。一个大小如太阳系、质量数百万倍于太阳的黑洞，可以从周围每年吞食掉一到两颗恒星的物质。在这个过程中，很大一部分恒星质量将遵照爱因斯坦公式E=mc^2转变成能量。宁静的超大质量黑洞可能存在于包括我们银河系在内的所有星系的中心。　　1994年，利用哈勃空间望远镜，在离我们银河系1 500万秒差距的星系M87中，发现了一个大小约15万秒差距的热物质盘，在绕该星系中心区运动，速率达到约2百万公里每小时（约5×10^7厘米／秒，几乎是光速的0.2％）。从 M87的中心“引擎”射出一条长度超过1千秒差距的热气体喷流。 M87中心吸积盘中的轨道速率决定性地证明，它是在一个拥有30亿倍太阳质量的超大质量黑洞引力控制之下，喷流则可解释为从吸积系统的一个极区涌出来的能量。 也是在1994年，牛津大学和基尔大学的天文学家，在称为天鹅座V404的双星系统中证认了一个恒星质量黑洞。我们已经指出，该系统的轨道参数使他们得以给黑洞准确“量体重”，得出黑洞质量约为太阳的12倍，而围绕它运动的普通恒星仅有太阳质量的70％左右。这是迄今对“黑星”质量的最精确测量，因而也是关于黑洞存在的最佳的、独特的证明。 有人推测，大爆炸中可能已经产生了大量的微黑洞或原始黑洞，它们提供了宇宙质量的相当大部分。这种微黑洞的典型大小同一个原子相当，质量大概是1亿吨（10^11千克）。没有证据表示这种天体确实存在，但也很难证明它们不存在。 另见时间旅行、虫洞、霍金辐射。

black-widow pulsar黑寡妇脉冲星脉冲星发出的强大辐射束（像救火水龙对准一堆沙那样）蚕食其伴星而使后者损失质量的脉冲双星。黑寡妇是一种交尾后就吃掉雄性的有毒雌性黑蜘蛛，喻脉冲星蚕食其伴星。