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北京天文馆 天文学词典
英文名称 中文名称 词义解释
Copernican system哥白尼体系尼古拉·哥白尼(Nicolaus Copernicus)在16世纪提出的太阳系的日心模型,发表在他的《天体运行论》一书中。这个体系仍然沿用托勒密体系的圆轨道和本轮的概念,但把地球看成绕太阳运行的众行星之一。
Copernicus Nicolaus哥白尼哥白尼,尼古拉(1473-1543),提出是太阳而非地球位于太阳系中心的思想的波兰天文学家(和医生)。 哥白尼1473年2月19日出生在当时由波兰统治的普鲁士托伦城。他的父亲,一位富有的商人,在1483年去世,米科拉(哥白尼本名,以后改成拉丁名尼古拉)由后来成了埃尔梅兰城大主教的舅父抚养。1491到1494年他在克拉科夫大学学习数学和古典语言,然后前往意大利,在波洛尼亚大学学习天文。虽然他身不在波兰,但他舅父的权势仍使他在1497年被选为弗龙堡大教堂的任职教士,即使这样他也从未担任圣职。这份挂名差事的薪水却使哥白尼能够随心所欲地钻研他兴趣所在的天文学。 但他不是庸才。1501到1505年他在帕多瓦大学学习了医学,并于1503年获费拉拉大学教会法博士。1506年他返回波兰,担任他舅父的医生和私人秘书,在教堂履行他的教士职责,并数次被委派执行外交使命。他对天文学的兴趣远远没有成为压倒一切的激情,他只做了很少的观测,他更喜欢利用别人长期积累的资料计算行星的运动。然而,在1510年代初,他领悟到托勒密的地心宇宙观不能令人满意,他确信太阳在宇宙的中心,地球和其他行星都在围绕太阳的轨道上运行。 哥白尼深知这种主张的革命性和被当成异端邪说的可能。虽然他在1512或1513年就写下了他的思想的要点,并在1530年完成了比较详细的版本,但他不敢冒险发表,他只在他信任的朋友间私下传播他的著作。有一位名叫乔尔格·雅基姆·冯·劳肯(Georg Joachim von Lauchen)[又名雷迪卡斯(Rheti- cus)]的朋友最终说服哥白尼着手写一本全面论述他的思想的书,这就是《天体运行论》。 哥白尼的书大概在1530年已经基本完成,虽然作者不愿意发表,有关它的内容的消息却广为传播(甚至罗马教皇利奥十世和克里门七世都并非恶意地提到过它),但哥白尼仍迟迟不愿发表,直到被雷迪卡斯的执著精神所感动。这时已经到了1540年代初,哥白尼已经年迈体弱,疾病缠身。雷迪卡斯承担了复写手稿,送往纽伦堡和监督印刷的全部任务。但在工作完成之前,他不得不离开前往莱比锡就任一个新职务。 出于某种不难理解的考虑,哥白尼将他的书献给教皇保罗三世;书中还有一篇别人未经哥白尼授权写的前言,说日心宇宙观念只是一个假设,并非真的宣称宇宙就是那个样子。这是在雷迪卡斯去莱比锡后接替监督《天体运行论》出版事宜的路德教派教士安德里斯·奥塞安德尔(Andreas Osiander)匿名加上去的。《天体运行论》于1543年5月问世,哥白尼就在看到他的书的5月24日那天停止了呼吸。 日心宇宙观一开始既未被看成对托勒密观念明白无误的修正,也没有受到教会的强烈反对(也许是因为还没有被广泛接受)。哥白尼模型的要害问题是它仍然采用圆轨道,仍然要求借助麻烦的大量本轮,所以乍看起来它并不显得比旧模型简单多少。对很多人来说,地球在空间飞驰简直无法接受。  但随着《天体运行论》的赢得支持,它日益被当成了威胁,1616年被列入天主教会禁书目录。一直要到1835年,教会才勉强接受地球也许绕太阳运动的可能性。早在这之前,哥自尼的著作已经通过对第谷·布拉赫、约翰尼斯·开普勒、伽利略·伽利雷和艾萨克·牛顿等人的影响,完成了天文学的一次革命。
Coriolis force科里奥利力由于地球自西向东自转,赤道上的物体高速向东运动,在两极没有这种运动,其他地方则以中间速率运动。如果将赤道上的物体向北或向南推(射出的子弹,或吹向两极的风),向东的多余速度将使它偏向旁边,好像有一个力推它似的。这个力就是以古斯塔夫·科里奥利(Gustave Coriolis,1792-1843)的名字命名的科里奥利力。
corona冕恒星大气的稀薄外层。太阳的冕在日食时明亮圆面被月球挡住的情况下最便于观测。它向外延伸到好几个太阳半径处,然后逐渐消失在行星际空间。见太阳。
COS B科斯B卫星1975年欧洲空间局发射的一颗用于从太空研究γ射线的天文观测卫星(COS= Celestial Observation Satellite),其工作能段从70MeV到5 000MeV,运转到1982年。
cosmic abundances宇宙丰度宇宙中各种元素的相对数量。 虽然氢和氦产生于大爆炸,但几乎所有其他元素是后来宇宙演化过程中在恒星内部加工出来的(见核合成),而且数量都少得多。宇宙丰度的标准度量是以太阳、地球和其他太阳系天体的研究为依据的。若用每种元素的原子数表示,则太阳的丰度是氢90.8%,氦9.1%,其他所有元素加起来0.1%。这与用光谱学方法测得的其他恒星的比例相似,虽然在宇宙较年轻时形成的年老恒星的重元素含量甚至更少。 将太阳系的所有物体都考虑在内,最普通元素的丰度可以用质量或原子数来表示。因为氢是最轻的元素,它只占太阳系质量的70.13%,氦占27.87%,而按质量居第三位的最普通元素氧仅占0.91%。但大多数天文学家更喜欢用原子数来度量宇宙丰度。在这一尺度下,硫是第十位最普通元素,宇宙中每一个硫原子(严格说是每个硫原子核),大致对应1个铁原子;2个氖原子和2个镁原子;3个硅原子;4个氮原子;20个碳原子;30个氧原子;3 000个氦原子;50 000个氢原子。 除这前10名外,另5个元素(铝、氩、钙、镍、钠)的丰度在硫丰度的10%到50%之间。其他一切元素都稀少得多;比如,每1 000万个硫原子才有仅仅3个金原子与之匹配。比铁更重的元素是稀少的,因为它们只能在超新星中产生。  另见CHON。
cosmic censorship宇宙监察认为必定有一条尚未发现的物理定律保证每个奇点隐藏在一个视界后面,因而时间旅行(及其他一些事物)为不可能的一种假说。  1960年代中期,罗杰·彭洛斯(Roger Penrose)证明,根据广义相对论,任何在其视界内收缩的物体必然一直坍缩到一个密度无穷大、体积为零的奇点,在那里物理定律被破坏,因而任何事情都完全有可能发生。物理学家对此并不很关注,因为黑洞视界外面的人永远看不到里边发生的事,所以这样隐藏起来的奇点对外面的宇宙没有影响。  如果存在过一个裸奇点,它应该将物质和能量注入宇宙,因而更像白洞而不是黑洞。从一个裸奇点可能浮现出几乎任何东西——氢气、滚滚而来的速冻盒装便餐,或100万个一模一样的斯蒂芬·霍金。浮现出物质基本成分质子和中子的可能性应该大得多。确实,霍金和彭洛斯证明,宇宙的膨胀表明它正是在这种过程中从时间起始时刻的一个奇点中诞生的。但是,从裸奇点出来的东西完全是漫无规律地产生的,所以真的可能是任何东西。 彭洛斯推测,如果不存在裸奇点这样的东西,就可能避免这一麻烦局面。但相对论学家克利福德·威尔(Clifford Will)将这个局面概括为:“宇宙监察假说没有得到令人信服的证明。对于如何将宇宙监察的含糊概念表述成数学公式也没有哪怕是一般性的一致看法。”确实,我们知道宇宙本身是从一个奇点浮现出来的,这个现成的证据说明宇宙监察假说是错误的。  1990年代,对于非球状物体(例如纺锤)坍缩方式的计算机模拟表明,它们真的能够形成不隐藏在视界后面的奇点。即使以这种方式隐藏的奇点,若它们所处的黑洞通过发射霍金辐射而“蒸发”的话,最终也可能失去它们威严的伪装。  另见婴儿宇宙、虫洞。
cosmic distance scale宇宙距离尺度测量宇宙大小的第一步是利用三角法,即大地测绘员所用的同一方法,不过天文学家通常称之为三角视差法。拿一支铅笔,伸长手臂,轮流闭上一只跟睛,你就能明白这个方法的工作原理。先用一只眼睛然后用另一只眼睛看,铅笔好像在背景上移动。这是因为你的两只眼睛是从一根很短的“基线”两端以稍许不同的角度看铅笔的缘故;正因为此,你从两只眼睛获得了立体(三维)景象;也因为此,你得以判断距离。 如果天文学家从相距很远的两个天文台同时观测月球,由于视差的缘故,从两个天文台看到月球在遥远恒星背景上的位置是不同的。知道了天文台之间的距离(基线),测出视差大小,天文学家就能计算出到月球的距离(大约400 000公里)。 同样的方法可以用于比较近的行星。火星距离的第一次相当精确的测量是1671年进行的,当时一组法国天文学家从法属圭亚那的卡宴观测这颗行星的位置,另一组在巴黎同时观测。圭亚那观测组回到法国后,将他们的结果与巴黎组的进行比较,而计算出了火星的距离。 将这种视差测量与行星运动的开普勒定律结合起来,天文学家得以计算地球和其他行星到太阳的距离。这提供了一根新的基线。地球到太阳的平均距离是1.496亿公里,所以地球轨道的直径大约是3亿公里。地球在它的轨道上绕太阳走一圈需要一年,所以相隔6个月在地球上同一天文台的观测就是从跨越地球轨道直径的3亿公里长的基线两端进行的。 少数恒星离太阳足够近,用这个方法可以测出它们的视差,结果表明它们的视差极小,还不到1角秒。这个方法导致使用一个新的距离单位,叫做秒差距;一颗恒星如果距离正好是1秒差距(pc),它对地球轨道的3亿公里基线应该显示2角秒的位移(也就是说,如果我们能在太阳和地球上,即在1.5亿公里或1天文单位长的基线两端同时测量,恒星应该显示1角秒的位移)。1秒差距约等于3.26光年,或者刚刚不到地球和太阳之间距离的206 265倍。没有任何一颗恒星离我们近到能使它的视差大到哪怕只有1角秒,这就是为什么一直要等到1830年代才成功地测出首批恒星的视差。 首批恒星视差测量是天文学家了解宇宙大小的第一个真正向导。他们得出恒星天鹅座61的视差是0.29角秒,对应距离3.4pc;天琴座α的视差是0.12角秒,对应距离8.3pc;现在已知离太阳系最近的恒星半人马座α的视差是0.76角秒,对应距离1.3pc,只有4.3光年。这个最近的恒星系统到太阳的距离比太阳系中最远的行星冥王星要远7 000倍。 到20世纪初只测量了60颗恒星的视差,但照相术推进了视差测量的应用,采用电荷耦合器件使它得到进一步改进。1989年发射的伊巴谷卫星以0.002角秒的精度测量了多于100 000颗恒星的位置。但是,即使这样的精度也只能将视差测量范围伸展到几百秒差距。这已经是直接测量天体距离的极限了;所有超出这一视差极限的其他测量都有赖于间接方法和一系列推理,从此引发了有关宇宙距离尺度精度的意义深远的争论。 有三个方法对扩大我们银河系内的距离测量范围特别有用。第一个方法涉及恒星颜色测量和星光的光谱学分析。恒星可分为相似的群体,据此可以认为具有类似颜色和光谱特征的恒星应该有大致相同的绝对星等。所以,如果一颗特定类型的恒星离我们近到能用三角视差法测定其距离,那么与它相似的恒星的距离,就可以通过把它们的视星等同距离已知恒星的视星等进行比较,而估计出来。 另外两个方法与恒星横过天空的运动方式有关。恒星接近或远离我们运动的速率可利用引起星光红移或蓝移的多普勒效应加以测量,恒星横过视线的运动速度能够直接测定(如果它足够近而且运动足够快的话),两个速度相加就可以得出它在空间的真正速度。 利用这些观测的方法之一适用于在空间一起运动而且离太阳不太远的星团。一群朝同一方向运动的恒星实际上是沿着像火车铁轨的平行线移动,正如铁轨似乎在远处会合到一点,在很多年内测得的星团中恒星的运动看起来也将会合到天空的某一点。这样,天文学家就能知道恒星朝什么方向运动。知道了恒星运动有多快,又知道了运动的方向,就可以计算出它们应该有多远才能产生观测到的横过视线的速度。 这个方法叫做移动星团法,它能测得几十秒差距的距离。移动星团法的一次重要应用是在20世纪头10年测定了毕星团的距离。毕星团含有200多颗恒星,距离约46秒差距。由于该星团所有恒星的距离大致相等,使天文学家得以对好几类恒星的亮度进行定标。 另一个测量恒星距离的方法显得相当奇特,但挺管用。如果我们随机选取一大批距离大致相同(尽我们所能)、且足够近使得能测量其横过视线的自行的恒星,那么可以设想,平均说来,星群中一颗星朝某个方向运动的机会应该与朝另一方向运动的机会一样多。由于银河系既不坍缩也不飞散,所有无规运动就必然或多或少互相抵消。因此,如果将用多普勒效应测得的随机样本中所有恒星沿视线的速度相加并取平均值,则可以预期这群星横过视线(或任一其他方向)的平均速度应该与此基本相等。在这个假定下,将推测的平均速度和实测的自行进行比较,就能够给整个星群定出一个“平均距离”。 这个方法叫做统计视差法。只要你处理的星群有足够多的恒星,统计视差法就能给出合理的距离(当然,这是因为有些恒星的距离能够用其他方法,如三角视差法加以测量)。而至关重要的是用这个方法有可能测量包含几个造父变星的星群的距离。由于造父变星的变化与它们的绝对星等有关,知道了几颗造父变星的距离,其他所有造父变星的距离就能够通过测量它们的变化周期而估计出来(见莉维特,亨丽爱塔)。 我们整个银河系的大小是根据造父变星的观测确定的。银河系是一个扁平状的盘,中央厚约4 000秒差距(边缘薄得多),直径30 000秒差距,太阳在离中心约9 000秒差距的银河系边远地区。整个盘镶嵌在球状星团构成的直径约15万秒差距的巨大而人烟稀少的球形晕中。 其他星系的距离是用各种各样的方法测定的,但最重要的还是利用造父变星。这使得红移与膨胀宇宙中距离的关系(见哈勃定律)得以定标,因而红移现在已能独立用来测量像类星体这种最遥远天体的距离了。然而我们周围一小撮邻近恒星之外整个距离测量体系的基石,却是用统计视差法直接测定的少数几颗造父变星的距离。 现在我们用一个常见的东西——阿司匹林——作比喻,看看所有这一切距离的大小比例。如果我们太阳大小如一片阿司匹林,那么最近的恒星就是140公里外的另一片阿司匹林。对恒星之间的距离来说,这是颇具代表性的——从一颗恒星到其近邻的距离是恒星本身直径的数千万倍(当然双星和聚星中的恒星除外)。我们银河系这样的星系含恒星数千亿颗,它们分布在相应的巨大体积中,它们全体由引力维系在绕星系中心的轨道上。 为了得到星系之间距离的概念,我们改变一下比例,用一片阿司匹林代表整个银河系。现在,离我们最近的大型星系——仙女座星系(M31)将是仅仅13厘米远的另一片阿司匹林。这可能使人误解,因为我们的银河系和仙女座星系都是本星系群——引力维系在一起的星系系统——的成员。但是最近的一小群星系——玉夫座星系群——的距离,在阿司匹林尺度上,也仍然只有60厘米。这个尺度的3米以外,则是室女座星系团,它将是包含2 000多个阿司匹林般大小的星系的大集体,占据一个篮球那么大的空间。 我们可以将这个类比进一步外延。大约20米外是另一个大星系团——后发座星系团,再往外还有甚至更大的星系团,其中有些自身跨度就达到20米左右。强大的射电源天鹅座A的距离是45米。全天空最亮的类星体3C 273是130米。而整个可见宇宙,在我们银河系用一片阿司匹林代表的尺度上,则可以包容在直径仅1公里的球中。 显然,与银河系空间的恒星相比,河外空间中的星系要丰富得多,拥挤得多。如果半人马座α按照玉夫座星系群与银河系相对距离的比例向太阳靠近,它就会比我们更稍微接近太阳一些!如果星系按恒星之间相对距离的比例分开,那么最近星系到我们的距离将是实际宇宙中看到的最远天体距离的大约100倍。我们甚至不会知道除我们自己的本星系群之外还有别的东西存在。宇宙学家之所以能够研究整体宇宙、宇宙中物质的分布、以及宇宙演化时物质分布的变化,等等,纯粹是因为这是一个塞满了星系的拥挤空间。
cosmic dust宇宙尘以小颗粒形式存在于恒星之间的物质。星际尘粒的直径可以大到10微米(1微米等于百万分之一米),也可能小到0.01微米。它们因为吸收和散射蓝光和紫外辐射,使通过的星光显得比较红而被发现——这同地球大气中的尘埃散射蓝光而透过红光,形成壮丽晚霞的情形是完全一样的。 星际红化改变恒星的颜色,这是很多天文观测都必须计及的。在我们银河系内,由于存在星际吸收,星光每传播1 000秒差距,恒星亮度即减弱大约1星等。 光谱学研究表明,大部分星际尘粒由石墨(碳的一种形态)和硅酸盐构成,其外层可能是冻结的水或氨(氨是氢和氮化合物),或是固态二氧化碳。尘粒大概是冷星大气流出的物质形成的,占星际云全部质量的大约2%,而整个银河系盘中尘粒总质量高达太阳的2亿倍。 星际云中的煤烟和氨颗粒为制造复杂分子提供了可以发生化学反应的表面。弗雷德·霍伊尔爵士和昌德拉·威克拉马辛格认为有可能造出生物体的分子(见胚种广布假说),这个推测因1994年在星际云中发现一种氨基酸(甘氨酸)而获得证实。 星系之间没有尘粒,但肯定有气体形态的星系际物质,可能还有暗物质。  另见CHON、星际化学。
cosmic microwave background宇宙微波背景见背景辐射。
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