北京天文馆 天文学词典

英文名称 中文名称 词义解释

hydroxyl羟基原子团（不完整的分子，又称为“基”）的一种，由单个氢原子和单个氧原子结合而成的OH。羟基实质上是失去一个氢原子的水分子（H_2O），是星际物质的普通组分之一，也是在电磁波谱的射电波段根据特征吸收最早（1963年）发现的星际“分子”。已经探测到的羟基中也有些表现为辐射的发射体。

Hyperion土卫七土星的卫星之一，威廉·克兰奇·邦德在1848年所发现。这是一个形状不规则的天体，长和宽大致为350公里和200公里，可能是一个较大天体在一次碰撞中破裂后的一块碎片。

Iapetus土卫八，土星的卫星之一，乔万尼·卡西尼在1671年所发现。奇怪的是，这颗卫星的一边是黯淡的，表面覆盖...土卫八，土星的卫星之一，乔万尼·卡西尼在1671年所发现。奇怪的是，这颗卫星的一边是黯淡的，表面覆盖着不明物质，另一边却是明亮的，表面覆盖着冰且有大量环形山。无人知晓何以形成这种差异。土卫八的轨道离土星的平均距离是350万公里；它的半径约720公里，质量是我们月球的0.025％。

Icarus伊卡鲁斯瓦尔特·巴德1949年发现的一颗直径1.4公里的小行星（1566号）。伊卡鲁斯有着椭率非常高的椭圆形轨道，这使它有时比水星更靠近太阳。

ice dwarf冰矮天体1990年代提出的一个名词，用来描述太阳系中那些作为正常彗星显得太大，作为小行星则含有太多的冰，作为行星又为数太多的天体。它们最可能是大量（数以百万计）聚居在柯伊伯带和奥尔特云中的直径数百公里的很大彗星的核。这是较近期发现的太阳系天体，半人马星是其典型成员（尽管它目前并不在冰矮天体的典型轨道上），有些天文学家甚至提出冥王星也是冰矮天体而不是真正的行星。有人认为，随着时间的推移，冰矮天体的轨道将因摄动而深入太阳系内区，它们在那里碎裂，从而有可能引起类地行星的大破坏。见世界末日小行星。

image intensifier（image tube）像增强器利用电子学方法将微弱的像增强的器件。入射光子激励光敏表面释放电子，电子被磁场加速和聚焦后，在类似电视的屏幕上成像。这个像比没有增强时更亮，但也更模糊。

Inertia惯性物体对改变其运动状态的厌恶程度的量度（表明物体具有不可思议的迟钝性质）。 一个静止的物体将保持静止，直到某个力使它运动为止；一个运动的物体将以同一速率在同一方向继续运动，直到某个力改变它的运动方式为止。这种行为由艾萨克·牛顿的一条定律所陈述（运动第一定律）；正是牛顿指出了物体的质量可用惯性来定义。力的作用使具有给定质量的物体产生的加速度等于力除以质量（f=ma），所以物体的惯性质量等于力除以它引起的加速度（m=f／a）。对同一个物体来说，惯性质量对所有的力和加速度都是相同的。至今未能得到完满解释的一个科学之谜是，一个物体的惯性质量在数值上准确地与决定该物体引力场强度的引力质量相等（见马赫原理）。　　在日常生活中，牛顿第一定律表现得很不明显，因为我们居住在一颗行星上，那里的一切东西都受到向下拉的引力。物体在行星表面上运动时，它们并不无限制地持续运动，而是在摩擦力作用下趋于停止。惯性的影响在沿轨道运行的太空飞船内部的自由下落条件下表现得远为明显，飞船内部的物体确实（像很多发自太空的电视节目所展示的）保持匀速直线运动，直到碰上了什么东西为止。

inertial frame惯性系惯性系是艾萨克·牛顿的运动定律适用的参考系，其中，物体沿直线匀速运动，除非有某种力改变它们的运动（见惯性）。地球表面不是在惯性系中，因为物体都被地球的引力向下拉，它们被加速，直到碰到地面为止。由于这，物体在惯性系中的行为不是我们通常能识别的“常情”，而是需要对消除了引力（和摩擦）影响后事物的行为方式进行科学观察，才能认知的。惯性系中物体的行为，可以近似地用游艺走廊曲棍球游戏中，球在空气台上的自由运动来演示；球实际上是悬浮在紧贴台面的一层空气上，因而几乎完全消除了摩擦。　　牛顿认为存在一个特殊的、从中能测量宇宙中一切物体的运动的参考系。阿尔伯特·爱因斯坦在其狭义相对论中提出，所有惯性系彼此完全等价，任何身处一个牛顿定律适用的参考系中的人，都能把自己看成静止的，并测量出宇宙中一切物体相对于他们自己那个参考系的运动。尽管如此，还是有一个参考系显得比其他的更具优势——从中测得的背景辐射在所有方向具有准确相同的温度、最遥远星系和类星体在天空显示均匀分布的那个惯性系（见马赫原理）。

inertial mass惯性质量根据使物体产生一个确定加速度所需要的力定义的该物体的物质数量。惯性质量完全等价于引力质量，但还没有一个公认的理论能说明为何应该如此。见马赫原理。

Inflation暴涨关于极早期宇宙的一组模型的通称，这些模型包括一个短暂的（指数的）快速膨胀，在远远不到一秒钟的时间内，将现在已成为可观测宇宙的东西，从一个比质子还小很多的体积，炸开到大约柚子那么大。这个过程应该能够抹平时空而使宇宙平坦（见平坦性问题），也应该能解决视界问题。 暴涨在1980年代被承认为极早期宇宙的标准模型。它取得这样的成功，不仅仅因为它解决了有关宇宙本质的许多难题，而且由于它解决这些难题时应用了大统一理论（GUT）和与宇宙学研究毫无关系的粒子物理学家发展出来的量子理论知识。发展这些关于粒子世界的理论时并未想到它们可能应用于宇宙学（它们决不是为了处理后来竟然解决了的所有问题而“设计”的）；很多人认为，这些理论在宇宙学领域的成功，说明它们确实得到了对于宇宙的真正重要的了解。 粒子物理学（研究最细微之物）和宇宙学（研究最庞大之物）的联姻，看来已经解释了宇宙如何起源和如何演变成当前的样子。因此，暴涨可视为自最早暗示宇宙起源于大爆炸的宇宙膨胀被发现以来，宇宙学思想的最重大进展。 观测到的宇宙膨胀暗示，它是150～200亿年前从一个密度无穷大的奇点起源的。量子物理学认为这种极端的说法没有意义，应该改为膨胀起始于直径不超过普朗克长度（10^-35米）的一个区域，因而当时的密度不是无穷大，而是“只有”大约10^94克每立方厘米。第一个难题是，如此致密的东西怎么能够膨胀——它应该拥有极其强大的引力场，在它刚刚诞生后就会把它变成黑洞并（重新转为奇点）归于消失（见免费午餐宇宙）。 暴涨模型提出前，大爆炸理论的其他问题涉及时空的极度平坦（意味着宇宙的膨胀和引力的反抗达到平衡，致使宇宙精确地处在永远膨胀和终将发生坍缩至大崩塌这两者的分界线上；见密度参数），以及宇宙显示的极度均匀性和各向同性，这种性质以背景辐射的均匀性展现得最清楚。 当宇宙仍如普朗克长度那么大时，如果给它一个猛烈的向外推动（其作用犹如反引力），所有这些问题都能得到解决。如此小的一个空间区域真是太小，开始时不可能包含不规则结构，所以最初它是均匀和各向同性的。以光速传播的信号有非常充裕的时间在难以置信的微小体积内互相交叉，所以不存在视界问题——胚胎宇宙的两边彼此“知晓”对方。而时空本身因膨胀而变得平坦，就像放入水中的梅干泡发后，布满皱纹的梅干表皮变得平滑。与标准大爆炸模型一样，我们仍然可以把宇宙类比于膨胀气球的外膜，但现在必须把它看成在其存在的最初瞬间大大暴涨了的实在的巨大气球。 大统一理论在应用于宇宙学时造成如此大的轰动，是因为它预言存在的机理正是进行这种工作所需要的，这就是所谓的标量场。标量场与大统一的原始力在宇宙开始膨胀和冷却时分裂成我们今天所知的基本力有关。引力应该在普朗克时间——10^-43秒——时就分离出去了，而强力在大约10^-35秒之前分离。大约在10^-32秒内，标量场应该已经完成了它们的工作，至少每隔10^-34秒将宇宙增大一倍（暴涨理论的有些版本甚至认为膨胀得比这更快）。 这听起来可能是适度的，但它意味着在10^-32秒内加倍了100次。这已足够引起比一个质子小10^20倍的量子涨落，并在大约15×10^-33秒内将它暴涨为直径约10厘米的球。在这个时候，标量场已经完成了对宇宙的初始发动任务，平静下来，释放它的能量，留下一个如此高速膨胀的火球，以致引力即使现在已经能够开始发挥其将一切东西拉回到大崩塌的作用，也需要经过数千亿年先制止膨胀，然后才能使其反转。 奇妙的是，时空的这种指数膨胀，可用威廉·德西特在1917年根据广义相对论提出的首批宇宙模型之一加以准确描述。德西特的这个模型仅仅被当成与现实宇宙无关的数学珍品达半个多世纪；现在却成了暴涨宇宙学的基石之一。 暴涨的特质之一是，它似乎进行得比光速更快。即使是光也要10亿分之3秒（3×10^-9秒）才能走完1米，而暴涨只用了大约5×10^-33秒就把宇宙从远小于一个质子的大小扩大到直径10厘米。这种情形之所以可能，是因为膨胀的是时空本身，物质只是被它带动而已；不论在暴涨期间或是自暴涨发生以来，没有任何东西通过时空的运动可以比光更快。确实，正是由于膨胀是如此快速，物质才没有来得及在膨胀进行期间运动，这个过程在变成我们今日宇宙的原始量子泡最初的均匀性中“凝固”了。 暴涨剧本在其不长的历史中已经历了好几个发展阶段。第一个暴涨模型是莫斯科朗道理论物理研究所的阿列克谢·斯塔罗宾斯基（Alexei Starobinsky）在1970年代末提出的——不过当时不叫“暴涨”。那是一个基于量子引力理论的极其复杂的模型，后来称之为“斯塔罗宾斯基宇宙模型”，在当时的苏联宇宙学家中引起了轰动。可惜，苏联科学家那时仍然很难出国旅行或与苏联势力范围以外的同行通讯，有关消息未能传播到苏联以外。　　1981年，当时在麻省理工学院的艾伦·古斯，在对斯塔罗宾斯基的工作毫不知情的情况下，发表了一个不同的暴涨理论版本（《物理学评论》，32卷，347页，1981年1月）。这个版本影响更大，原因有二，其一是比较明白易懂，其二是身在美国的古斯能够和全世界的同行自由探讨他的观点。而古斯给他描述的过程所起的名称“暴涨”极富感染力，也给他带来了意外的好运。虽然古斯的原始模型在一些细节上有明显缺陷（他当时也承认这点），但正是这一版本的观点使所有宇宙学家明白了暴涨的威力。　　1981年10月，在莫斯科召开了一次以暴涨为主题的国际会议。斯蒂芬·霍金提交了一篇论文，声称暴涨根本不能成立；安得列·林德则公布了一份叫做“新暴涨”的改进版本，避开了古斯模型遇到的困难。有趣的是，林德是霍金谈话时的正式翻译，承担了给听众传达与他自己对立的观点这一令人为难的任务!但在正式发言之后，霍金终于相信林德是对的，暴涨也可能成立。几个月后，宾夕法尼亚大学的安德里亚斯·亚布勒希特（An- dreas Albrecht）和保罗·斯坦哈特（Paul Steinhardt）发表了他们的新暴涨理论；到1982年底，暴涨已经稳固地确立了它的地位。 此后，林德参与了大多数重大理论发展。下一步进展是认识到不必对膨胀成我们这个宇宙的普朗克大小的时空区做任何特别的规定。如果那是一切标量场均成立的某个更大时空区的一部分，那么只有标量场能引发暴涨的那些时空区才能导致出现我们自己这样的宇宙。林德把这叫做“混沌暴涨”，因为标量场在早期的超级宇宙的不同地点可取任何数值；这是今天的暴涨理论标准版本，可视为与人择原理有关的理论思维的一个例子（注意，这里使用“混沌”一词和日常所指的一团糟意义相似，与称为“混沌理论”的数学科目无关）。 混沌暴涨思想导致暴涨理论（迄今）最重大的进展。标准大爆炸宇宙学未能回答的主要问题是，奇点“之前”是什么。人们常说这个问题没有意义，因为时间是从奇点开始的。但混沌暴涨认为，我们的宇宙是在某个预先存在的时空区中、由量子涨落生长而成的，而且在我们自己的宇宙内部也能经由完全等效的过程创造出暴涨区。总之，新宇宙可以从我们的宇宙分离出来，我们的宇宙本身可能是从另一个宇宙分离出来，这是一个没有起始也不会终结的过程。关于这个话题的一种说法是，“分离”过程是通过黑洞进行的，每当一个黑洞坍缩为奇点，它会“跳”出来并进入另一组时空维度，创造出一个新的暴涨宇宙——这就是称为婴儿宇宙的情景。 永远暴涨及自我生产宇宙的思想，与弗雷德·霍伊尔及加扬·纳里卡提出的稳恒态假说版本，有一些相似之处。在这个版本的稳恒态假说中，创造场扮演着发动暴涨的标量场的角色。1994年12月，在伦敦召开的一次皇家天文学会会议上，霍伊尔曾经牵强附会地指出，暴涨理论的有关方程式与他的稳恒态理论版本中的完全一样，只不过将字母“C”换成了希腊字母“Φ”而已（英文“创造”一词的首字母是“C”，所以创造场又叫做C场。在数理科学中，希腊字母“Φ”常代表标量，所以有时称标量场为Φ场。两个称谓的差别就是“C”和“Φ”的不同，故霍伊尔如是说）。“这”，霍伊尔（很不老实地）说，“就是全部分歧所在”。 暴涨理论的当代支持者得出的这些方程式与霍伊尔的方法完全无关，他们不愿意接受这种抽掉了他们的大爆炸模型之宇宙学精髓的类比。确实，当1980年古斯被问及当时全新的暴涨概念与稳恒态理论有何关系时，据说古斯的反应是“什么是稳恒态理论?”不过，虽然一般认为暴涨是大爆炸宇宙学的发展，但更恰当的是把它看成大爆炸和稳恒态两种理论的最佳特点的结合。 所有这些好像一场无谓的哲学争论，它和论证多少个天使可以在一个针尖上跳舞一样于事无补，惟一说明问题的是COBE卫星的背景辐射观测资料，这些资料揭示的微小不规则结构图景与暴涨理论预言的完全一致。对暴涨概念最早期（早在1981年）的担心之一是，它也许太过完美以致难以信其为真。特别是，如果这个过程能如此高效地抹平宇宙，那么像星系、星系团等等那样大的不规则结构怎么能够产生?但是，当研究者更仔细考察这些方程式后，他们认识到，甚至在我们宇宙的直径大约是10^-25厘米——比普朗克长度大1亿倍——时，量子涨落应该仍然能在宇宙结构中引起微小的涟漪。 理论认为，暴涨之后这些涨落被扩大，表现为宇宙中物质和能量分布的不规则性。这些密度扰动应该在物质和辐射解耦时期（约在大爆炸30万年后）给背景辐射留下印记，使背景辐射正好具有先由 COBE卫星、后由其他仪器探测到的那种不均匀性。解耦以后，密度涨落增长为当前星系分布所显示的宇宙大尺度结构。这意味着COBE卫星的观测确实提供了宇宙年龄不到10^-30秒钟时，究竟发生过什么事情的信息。 没有其他理论能够解释何以宇宙总体上如此均匀，却又包含了以星系空间分布和背景辐射变化为代表的这种“涟漪”。这并不证明暴涨理论正确，但值得记住，如果 COBE卫星发现的涨落是另一种图景（或者根本没有发现涨落），那就证明暴涨理论是错的。从最佳科学传统来看，暴涨理论的毫不含糊的主要预言已经“成为现实”。暴涨还预言原始扰动可能留下了具有特殊性质的引力辐射的痕迹，未来10～20年内有望研制成功灵敏度足够辨认这一特征辐射的探测器。