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阿西莫夫最新科学指南--1
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·早期的测量《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
宇宙的大小
人们在偶尔眺望星空的时候, 并不觉得天空有多么遥远。小孩子很容易接受"牛跳过月亮"和"他跳得真高, 摸到了天"之类的幻想。在流传神话的时代, 古希腊人让阿特拉斯背负天体, 一点也不觉得滑稽。当然这位天神可能是无比的高大, 然而另一个神话表明并非如此。英雄赫喇克勒斯在完成闻名于世的"十二件奇迹"中的第十一件--去取圣园里的金苹果时, 他让阿特拉斯帮助他去取金苹果, 而自己站在山上扛着天穹。即使赫刺克勒斯算得上一个大个子, 但他不是一个巨人。由此可以看出, 当时希腊人非常平静地接受了这样的观念: 天空比山顶仅高出几米而已。
在开始的时候, 人们自然地认为, 天空只不过是一个坚硬的天篷, 那闪耀着的天体就是天篷上的钻石。早在公元前6~4世纪, 希腊天文学家就已经认识到, 天篷必定不止一层, 因为那些"固定的"恒星在以一个整体绕地球运转时, 显然没有改变它们之间的相对位置, 但是太阳、月球和水星、金星、火星、木星、土星等五颗明亮的天体却不是这样: 事实上, 它们各行其路。当时把这七个天体叫做行星 (希腊语"流浪者"的意思) , 很明显, 它们不可能属于恒星的天篷。
希腊人曾经设想, 每个行星都固定在各自看不见的天篷上, 而且天篷是一层套一层, 最近的一层属于移动最快的行星。移动最快的行星是月球, 每27+ (1/3) 天绕天空一周。希腊人认为, 月球以外的几个行星的次序是: 水星、金星、太阳、火星、木星和土星。早期的测量
对宇宙距离第一次进行科学测量大约是在公元前240年。 亚历山大图书馆 (当时世界上最先进的科学机构) 馆长埃拉托色尼考虑了这样一个事实: 6月21日中午, 在埃及塞伊尼城 (译注: 即现在的阿斯旺) 的太阳正好在头顶上的时候, 在塞伊尼城北边8000公里 (碧声注: 汗……是800 公里罢? 是不是书印错了? ) 的亚历山大城, 太阳并不在天顶。埃拉托色尼断定, 一定是因为地面弯曲而偏离太阳, 才会发生这种情况。根据夏至那天中午在亚历山大城测到的日影的长度, 运用简单的几何学知识, 就可以计算出从塞伊尼城到亚历山大城8000公里距离内陆面弯曲的程度, 如果设想地球是球形的话 (那时希腊天文学家已经愿意接受"地球是球形的"说法了) , 可以进而计算出地球的周长和直径 (见图2一1) 。图2-1 埃拉托色尼利用地球的曲率测量了地球的大小: 6月21日
中午太阳位于塞伊尼城的头顶, 同一时间, 阳光却在亚历
山大城形成7.5°的影子。 由于知道两城之间的距离和在
亚历山大城影子的长度, 所以埃拉托色尼计算出了地球的
大小。
埃拉托色尼用希腊单位求出了这个答案。如果换算成我们今天的单位, 他的数据是: 地球的直径约为12800公里 (8000英里) , 周长约为40000公里 (25000英里) , 这些数字碰巧与正确的数值差不多, 可惜的是, 这些关于地球大小的准确数值没有被人们广泛地接受。大约在公元前100年, 另一位希腊天文学家波西多留斯重复了这一工作, 他所得到的地球周长是28800公里 (18000英里) 。
这个较小的数字从古代到中古时代却广为人们所接受, 哥伦布接受了较小的数字, 认为只要向西航行4800公里 (3000英里) 就可到达亚洲。如果他知道地球的真实大小, 也许就不敢如此冒险了。直到1521-1523年, 麦哲伦的船队 (确切他说, 是船队中幸存下来的一条船) 环绕地球一周后, 才最终证实埃拉托色尼的数值是正确的。
根据地球的直径, 喜帕恰斯用一百多年前最大胆的希腊天文学家阿利斯塔克所发明的方法, 在公元前 150年计算出了地球到月球的距离。当时希腊人已经猜测到, 月食是因为地球走到太阳与月球之间而引起的。阿利斯塔克认为, 掠过月面的地球阴影应该能够显示出地球和月球的相对大小。在此基础上, 利用几何的方法, 就可以计算出地球到月球的距离 (以地球直径来表示) , 喜帕恰斯重复了这项工作, 算得地球到月球的距离是地球直径的30倍。如果埃拉托色尼求得的地球直径为12800公里是正确的话, 月球到地球的距离就是38.4万公里 (24万英里) 了。这个数字碰巧也是一个近乎正确的数字。
然而在设法解决宇宙大小的问题上, 希腊天文学只是求出了月球的距离, 至少从正确性方面来说是如此。阿利斯洛克曾经大胆地试图测定太阳到地球的距离。他用的几何方法在理论上是绝对正确的, 但这个方法涉及到要测出角度的极小差值, 不用现代的仪器是无法得到精确数据的。他断定地球到太阳的距离为地球到月球距离的20倍 (事实上大约为400倍) 。 虽然他计算的结果是错误的, 但他从这些数据中推断出太阳至少比地球大7倍; 从而指出大的太阳绕小的地球运转是不合逻辑的, 于是他断定是地球绕太阳运转。
遗憾的是, 没有人相信他的话。以后的天文学家从喜帕恰斯开始到托勒玫为止, 都是以不动的地球位于宇宙中心为基础来描述所有天体运动的, 除了月球距离地球384000公里以外; 其他天体都在更远而尚未确定的距离上, 这个体系一直统治到1543年, 那一年哥白尼出版了他的书, 重新回到阿利斯塔克的观点, 永远废除了地球作为宇宙中心的地位。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·测量太阳系《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
〖本书由碧声扫校〗
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
测量太阳系
太阳位于太阳系的中心, 仅仅这个事实本身并无助于测定行星间的距离。哥白尼采用了希腊人所测定的地球到月球的距离, 但他并不知道地球到太阳的距离。直到1650年, 比利时天文学家温德林以改进的仪器重复阿利斯塔克的观察, 才断定到太阳的距离并不是到月球的20倍, 而是240倍, 即9600万公里 (6000万英里) 。这个估计仍然太小, 但比过去精确多了。
在此期间, 1609年, 德国天文学家开普勒发现行星轨道是椭圆形而不是圆形, 从而开辟了正确测定距离的途径。人们不仅第一次能够精确计算出行星的轨道, 而且可以绘制出太阳系的比例图, 就是说能够绘制出太阳系所有已知行星的相对距离和轨道形状。因此, 只要测出太阳系中任何两个行星间的距离有多少公里, 所有其他行星的距离就可以立即计算出来。于是, 太阳的距离不必像阿利斯塔克和温德林那样去直接计算, 而只要测出地球与月球系统以外任何一个较近的天体 (如火星或金星) 的距离就可以了。
另一种用来估计宇宙距离的方法是利用视差。要说明什么是视差并不困难。将你的手指放在眼前大约8厘米远处, 先以左眼看, 再用右眼看, 你的手指会相对于背影而移动了位置, 这是因为你已经改变了你的观察点。假若你重复这一过程, 把手指放远一些, 比如说一臂远, 你的手指仍会相对于背影位移, 但这回移动得没有那么多。所以, 可以利用移动的量来测定手指到眼睛的距离。
如果一个物体在50米远的地方, 那么两眼可观察到的位移将会大小而测不出来, 因此必须利用比双眼距离更宽的"基线"。但是我们只要先从某一点看那个物体, 然后向右移20米再来观察它, 便可以加大视差而很容易地测出物体的距离。测量员就是用这种方法测量河流或溪谷的宽度。
用同样的方法, 以恒星为背景, 可以精确地测出月球的距离。例如, 从加利福尼亚天文台观测到月球相对于恒星的某个位置, 而同时在英国的天文台观测, 月球的位置则会稍有不同。从这种位置的改变, 以及已知的两个天文台穿过地球的直线距离, 便可以计算出月球和地球的距离。当然, 在理论上, 我们可以从地球两侧相对的两个天文台进行观测, 这样就可以把基线扩展为地球的直径, 这时基线长度为12800公里。这样得到的视差角度除以2就是地心视差。
天体在天空的位移是以度或分、秒为单位来测量的。 1度为环绕天空1周的1/360, 1度又分为60弧分, 1弧分再分为60弧秒。因此1弧分为天空1周的1/ (360×60) 或1/21600, 而1弧秒为天空1周的1/ (21600×60) 或1/1296000。
托勒玫利用三角学根据视差测出了月球的距离, 而他的结果和早期喜帕恰斯的数据相吻合。月球的地心视差为57弧分 (接近1度) , 这个位移相当于从5米处看到的一枚5分硬币的宽度。 这即使用肉眼也可以测量出来。但是, 如果要测量太阳或一个行星的视差, 所涉及的角度就太小了。可以得出的惟一的结论是, 其他天体比月球远得多。至于究竟有多远, 没有人说得出来。
虽然中古时代的阿拉伯人及16世纪的欧洲数学家进一步完善了三角学, 但是单靠三角学还是无法得到答案。直到1609年望远镜发明以后, 才有可能测量微小的视差角度。 (1609年, 伽利略在听到荷兰眼镜师做成放大镜筒之后, 几个月内便发明了望远镜, 并用来观测天空。)
意大利出生的法国天文学家J.D.卡西尼于1673年测出火星的视差, 使视差法越出了月球。在他测定出火星相对于恒星的位置的同时, 在同一天的黄昏, 法国天文学家里奇在法属圭亚那也在进行同样的观测。卡西尼将两个结果结合起来得到了火星的视差, 从而计算出了太阳系的大小。他算出的地球到太阳的距离为13800万公里, 比实际距离仅少7%。
从那时起, 对太阳系中各种视差的测量越来越准确。1931年, 人们制定了一个测量小行星爱神星视差的庞大国际计划。当时, 除了月球以外, 爱神星是最接近地球的一个天体。此时爱神星显示出较大的视差, 因此可以测量得非常精确, 从而可以比以前任何时候都更精确地测定太阳系的大小。根据这些计算和利用比视差法更为精确的方法, 现在我们已知道, 地球与太阳间的平均距离约为1.5×l0^8公里, 误差约为1600公里。 (因为地球的轨道为椭圆形, 所以实际距离变化为14710万~15220万公里)
日地的平均距离叫做二个天文单位 (A.U.) , 太阳系内的其他距离也用天文单位表示。比方说土星和太阳的平均距离为14.3×10^8公里, 等于9.54个天文单位。随着天王星、海王星及冥王星等外行星的发现, 太阳系的边界向外不断扩展。冥王星离太阳的平均距离为59×l0^8公里, 相当于39.87个天文单位, 而有些替星距离太阳更远。
到1830年时, 已经知道太阳系横跨数十亿里的空间, 但显然这绝非整个宇宙的大小, 因为宇宙中还有许多其他恒星。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·更遥远的恒星《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
〖本书由碧声扫校〗
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
在古代人们自然地认为, 天上的恒星可能是固定在固体天篷上的小物体, 而这个天篷就是宇宙的边界, 比太阳系的外缘稍远一点点而已。这种观点虽然有些学者不同意, 但直到1700年仍受到相当的尊重。
早在1440年, 德国学者尼古拉斯即认为空间是无限的, 而恒星是向各个方向无限延伸出去的太阳, 每个太阳都跟随着一些可居住的行星。恒星之所以看上去不像太阳而像微小的光点, 是因为它们的距离太遥远。可惜的是, 尼古拉斯没有证据证实这些观点, 而只是提出来作为一种见解。这种见解似乎只是一种胡乱猜测, 所以没有受到人们的重视。
然而, 1718年, 正在努力用望远镜测定各种恒星在天空的准确位置的英国天文学家哈雷, 发现三颗最亮的恒星--天狼星、南河三和大角星一的位置与希腊天文学家的记录不符。这项差异太大了, 因此不可能是误差, 即使考虑到希腊人必须用肉眼观察这个事实, 也不会有这么大的误差。哈雷的结论是, 恒星并非固定在天篷上, 而是像蜂群中的蜜蜂一样独立移动。这种移动非常缓慢, 所以看上去恒星像是固定住似的, 直到有了望远镜才观测到恒星的移动。
恒星距离我们非常遥远, 所以这种自行显得非常小。天狼星、南河三及大角星属于比较近的恒星, 因此终于探测出它们的自行。由于它们离我们比较近, 所以看上去显得特别亮。一般说来, 恒星越暗距离就越远, 所以它们的自行在从古希腊到现代的漫长时间里一直未能探测出来。
这种自行本身虽然可以证实恒星的距离, 但并不能给我们以实际的距离。当然, 与更远的恒星相比较时, 比较近的恒星应该显示出视差, 但是这种视差是无法探测出来的。即使天文学家以地球绕太阳的轨道直径 (大约3×10^8公里) 作基线, 在轨道相对的两端以半年的间隔进行观测, 仍然观测不出视差。因此, 即使最近的恒星也必定极其遥远。由于愈来愈好的望远镜仍无法测出恒星的视差, 因此对恒星距离的估计也愈来愈远。恒星如此遥远我们仍能看见它们的亮光, 可见它们必定像太阳一样是一些巨大的火球。这也证实尼古拉斯是正确的。
但望远镜和其他仪器在继续改进, 在19世纪明年代, 德国天文学家贝塞尔使用了一种叫做量日仪的新仪器, 因为这种仪器最初是想用来精密地测量太阳的直径的。但用它同样能够测量天体间的其他距离, 贝塞尔就用它来测量两个恒星之间的距离。贝塞尔月复一月地注意这些距离的变化, 终于成功地测出了一个恒星的视差 (见图2-2) 。他选择的是天鹅座的一颗小星, 叫做天鹅座61星。他之所以选定这颗星, 是因为这颗星相对于其他恒星背景每年都显示出特别大的自行, 因此它一定比其他恒星离我们近。 (不要把这种自行与恒星相对于背景的前后移动相混淆, 后者表示的是视差。) 贝塞尔以附近"固定的"恒星 (可能要远得多) 为基准, 测定天鹅座61星连续移动的位置, 持续观测了一年多。最后在1838年, 他报告说天鹅座61星的视差为0.31弧秒, 即相当于把一枚5分的硬币放在16公里远处的宽度。 这个视差是以地球轨道的直径为基线观测到的, 这表明天鹅座61星在大约100万亿公里 (64×10^12英里) 远处, 为我们太阳系宽度的9000倍。 因此, 即使和最近的恒星相比, 太阳系也像是空间的一个小点。图2-2 从地球公转轨道上两个相对的观测点测出一颗恒星的视差。
因为用万亿公里计算距离相当不方便, 天文学家便以光的速度来计算距离, 以便缩小数字。光速是每秒299792.458公里。光一年走的距离约为94605亿公里, 叫做1光年。利用这个单位, 天鹅座61星距离地球约11光年。
在贝塞尔成功后仅两个月, 英国天文学家亨德森就算出了半人马座α星的距离。这颗星是天空中第三颗最亮的星, 但因位于南天低空处, 所以在美国佛罗里达州坦帕纬度以北的地方看不到它。结果表明, 半人马座α星的视差为0.75弧秒, 是天鹅座61星的两倍多。因此, 半人马座α星相应地距离地球近多了。实际上, 它距离太阳系只有4.3光年, 是我们太阳系最近的恒星邻居。其实它并不是一颗单独的星, 而是由三颗恒星组成的。
1840年, 在德国出生的俄国天文学家斯特鲁维宣布了天空中第四颗最亮的星织女星的视差。后来发现他的测量结果有点误差, 但这是可以谅解的, 因为织女星距离地球远达27光年, 视差非常小。
到1900年, 约有70颗恒星已经用视差法测定出来 (到20世纪80年代, 已有数千颗) , 即使使用最精密的仪器, 能够精确测量的极限距离也只有大约100光年, 而更远处还有无数颗恒星。
我们的肉眼大约能看到6000多颗恒星, 而望远镜的发明使我们立刻明白了, 肉眼所看到的只是宇宙很小的一部分。当伽利略1609年把他的望远镜指向天空时, 不仅发现了以前看不到的新恒星, 而且当他对准银河时, 更使他大吃一惊。用肉眼看来, 银河只是一条朦胧的亮带。伽利略的望远镜则将这朦胧的亮带分成无数颗恒星, 就像爽身粉粒一样难以数计。图: 银河系
第一位想要弄明白银河真相的是在德国出生的英国天文学家W.赫歇耳。1785年, W.赫歇耳提出, 天上的恒星是以透镜的形状排列的。如果我们朝银河望去, 可以观察到很多恒星; 而当我们朝与这个圆轮垂直的方向望去, 天空中能看到的恒星就少多了。于是W.赫歇耳推断, 天体沿着银河的长轴形成了一个扁平的系统。我们现在知道, 在一定的范围内, 这个图像是正确的。所以我们把我们的星系叫做银河系。
W.赫歇耳试图估计银河系的大小。他假设所有的恒星具有大约相同的自身亮度, 于是便可以根据恒星的亮度来估计恒星的距离。 (根据一个著名的定律, 亮度与距离的平方成反比, 因此, 如果A星的亮度是B星的1/9, A星的距离便是B星的3倍。) W.赫歇耳认为在银河系内约有1亿颗恒星。 他又根据这些恒星的亮度等级, 断定银河系的直径约为到明亮的天狼星距离的850倍, 而银河系的厚度是这个距离的150倍。
我们现在知道, 到天狼星的距离是8.8光年, 因此W.赫歇耳的估计相当于银河系的直径为7500光年, 厚度为1300光年。后来证明这个估计大保守了。但是就像阿利斯塔克过于保守地测量到太阳的距离一样, 这是朝正确方向迈出的一步。
人们很容易相信, 银河系里的恒星就像一群蜜蜂一样运动着 (正如我在前面所说的那样) , 同时, W.赫歇耳证明, 太阳本身也在这样运动着) 。
1805年, 在他花费了20年时间测定许多恒星的自行之后, 发现天空中有一天区的恒星似乎总是从一个特殊的中心 (向点) 向外移动。与之正好相对的另一天区, 恒星则总是向内朝着一个特定中心 (背点) 移动。
解释这个现象最容易的方法就是, 假定太阳远离背点而朝向点移动, 而星团的恒星随着太阳的接近而散开, 并随着太阳的远离而靠近, 这是一种常见的透视效应。如果在一片树林中行走的话, 我们就会看到这种效应, 由于我们习惯了这种效应, 所以很少加以注意。
因此, 太阳并不像哥白尼所认为的那样是宇宙不动的中心, 而是在运动中, 但不是像希腊人所想象的那样运动。太阳不是绕着地球运动, 而是带着太阳系所有的行星在银河系中运动。现代的测量表明, 太阳以每秒19.3公里 (12英里) 的速度向天琴座中的一点移动 (相对于较近的恒星) 。
1906年初, 荷兰天文学家卡普坦, 对银河系又进行了一次测量。由于他可以利用摄影, 又知道较近恒星的真实距离, 所以他作出的估计比W.赫歇耳的更精确。卡普坦断定, 银河系的大小为宽23000光年, 厚6000光年。 因此, 卡普坦的银河系模型是W.赫歇耳模型的4倍宽、5倍厚; 但这个模型还是太保守了。
总之, 到1900年对恒星距离的测量, 就如同1700年对行星距离的测量一样。在1700年, 到月球的距离已经知道了, 但是对更远的行星只能猜测; 在1900年时, 较近恒星的距离知道了, 但更远恒星的距离也只能猜测。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·测量恒星的亮度《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
测量恒星的亮度
紧接着又迈出了重大一步, 这就是发现了新的测量标杆--某些亮度起伏不定的变星。这段故事是从仙王座中一颗相当明亮的恒星--仙王座δ星 (造父一星) 开始的。经仔细研究, 人们发现这颗恒星的亮度有周期性的变化: 经过最暗点亮度很快就增加到两倍, 然后慢慢地暗下来, 恢复到最暗点。它这样反复地变化着, 非常有规律。天文学家还发现其他一些恒星也有同样规律性的变化; 它们都以仙王座δ星 (中文名造父一) 来命名, 所有这类变星都叫做造父变星。
造父变星的周期 (从暗点到暗点的时间) 从少于一天到近于两个月不等。距离我们太阳最近的似乎在一个星期左右, 如仙王座δ星是5.3天; 北极星是其中最近的造父变星, 周期为4天。 (北极星的亮度变化极小, 无法用肉眼分辨出来。)
造父变星对天文学家的重要性就在于它们的亮度, 对此我们必须稍离本题来解释一下。
从喜帕洽斯以来, 恒星的亮度就以他发明的星等系统来标定。恒星越亮, 星等就越低。他把20颗最亮的恒星叫做一等星, 再暗一些就是二等星, 然后是三等星、四等星、五等星, 直到最暗淡的用肉眼隐约可见的为六等星。
到了1856年, 英国天文学家鲍格森把喜帕恰斯的观念定量化。他指出, 所有一等星的平均亮度为六等星平均亮度的100倍。 为了使这五个星等间隔表示的亮度比为100, 一个星等的比率必须为2.512, 就是说四等星的亮度为五等星的2.512倍, 为六等星的2.512×2.512倍或6.3倍。
在恒星中, 天鹅座61星是一颗5.0等的暗星 (现在天文学可以把星等确定到小数点后一位数, 有时甚至可以确定到小数点后两位数) 。五车二是一颗0.9等的亮星; 半人马座α星更亮, 为0.1等星。当亮度更大时, 可用零等星或负几等星来表示。天狼星是天空中最亮的一颗恒星, 为-1.42等星。行星金星的星等是-4.2; 满月为-12.7; 太阳为-26.9。图: 天空中最亮的星星天狼星。Robert Nemiroff & Jerry Bonnell 摄于 2000年6月11日
这些都是我们看到的恒星的视星等, 而不是它们的与距无关的绝对光度。但是, 如果我们知道一颗恒星的距离和它的视星等, 我们就能够计算出它的真实光度。天文学家根据一个标准距离的亮度来确定"绝对星等"的标度, 一个标准距离规定为10秒差距, 或32.6光年。 (1秒差距即一颗恒星显示出1弧秒视差时的距离; 大约相当于30万亿公里或3.26光年。)
虽然五车二看起来比半人马座α星和天狼星暗, 但实际上它发出的光比这两颗星中的任何一颗都要强得多。它之所以看起来比较暗, 只是因为它比这两颗星要远得多。如果它们都在标准距离上, 五车二则是最亮的一颗星: 五车二的绝对星等为-0.1, 天狼星是1.3, 而半人马座α星是4.8。我们的太阳和半人马座α星的亮度差不多, 绝对星等为4.86, 是一颗普通的中等大小的恒星。
现在我们再回头谈造父变星。1912年, 哈佛天文台的一位天文学勒维特对小麦哲伦云进行研究。南天中有两个巨大的恒星系统以麦哲伦的名字而命名, 这是因为麦哲伦船队在环球航行期间首先观察到它们。在小麦哲伦云的恒星中, 勒维特观察到25颗造父变星。她记录下每颗造父变星的变化周期, 使她惊讶的是, 她发现变化周期越长恒星的亮度就越大。
与我们邻近的造父变星并没有这种关系, 但小麦哲伦云中的造父变星为什么会有呢? 在我们邻近的恒星中, 我们只知道造父变星的视星等, 不知道它们的距离或绝对星等, 所以没有可以把一颗恒星的变化周期与其亮度联系起来的标准。但是小麦哲伦云离我们太遥远了, 这就像一个纽约市的人试图计算芝加哥市的每个人同他之间的距离一样。他会得出这样的结论, 所有芝加哥人都差不多与他同样远--在长达上千公里的总距离上, 差一两公里又有什么关系呢? 同样, 小麦哲伦云远端的一颗恒星比近端的一颗恒星也远不了多少。
由于小麦哲伦云中的恒星都处在离我们差不多同样远的距离上, 所以可以把它们的视星等作为比较它们的绝对星等的一种量度。因此, 勒维特可以把她看到的那种关系看成是一种真实的关系, 就是说, 造父变星的周期随着绝对星等而平缓地增大。于是她画出了一条周期-光度曲线, 这条曲线可以表明具有任一绝对星等的造父变星必定具有的周期, 反过来, 也可以表明具有一定周期的造父变星必定具有的绝对星等。
假设造父变星在宇宙的任何地方都像在小麦哲伦云里一样 (一个合理的假设) , 那么, 天文学家就有了一个测量距离的相对尺度, 不管造父变星有多远, 只要能用最好的望远镜探测到, 就可以测量出它的距离。如果天文学家发现两颗周期相等的造父变星, 便可以认为它们具有相同的绝对星等。 如果造父变星A看上去有造父变星B的4倍亮, 那么造父变星B必然有造父变星A的2倍远。用这种方法, 可以把所有观测到的造父变星的相对距离画在一张比例图上。这样只要有一个造父变星的真实距离能够测定出来, 所有其他造父变星的距离就都可以确定了。
不幸的是, 即使最近的造父变星--北极星--也有几百光年远, 无法用视差法测量出它的距离。天文学家必须采用间接的方法。一个可以利用的线索是自行: 一般来说, 越远的恒星自行就越小。 (回想一下, 贝塞尔断定天鹅座61星比较近, 就是因为它有较大的自行。) 为了测定星群的自行, 人们使用了许多装置, 还使用了统计学方法。虽然过程很复杂, 但终于测出了含有造父变星的各种星群的近似距离。根据那些造父变星的距离和视星等, 便可以确定它们的绝对星等, 从而可以把绝对星等和周期作以比较。
1913年, 丹麦天文学家赫兹普龙发现, 一颗绝对星等为-2.3的造父变星, 周期是6.6天。 根据这一发现, 并利用勒维特的周期-光度曲线, 他能够确定任何造父变星的绝对星等。 (后来意外地发现, 造父变星一般都是又大又亮的恒星, 比我们的太阳亮得多。它们的亮度变化可能是脉动的结果。这些恒星似乎在不断地膨胀与收缩, 就像是在做深呼吸一样。)
几年以后, 美国天文学家沙普利重复了这项工作, 并断定一颗-2.3绝对星等的造父变星周期为5.96天。他们两人的结果如此一致, 天文学家们可以继续向前迈进了。他们有了自己的尺度。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·确定银河系的大小《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
确定银河系的大小
1918年, 沙普利开始观测我们银河系的造父变星, 想用这种新的方法来确定银河系的大小。他重点观测球状星团中的造父变星。球状星团是由几万至几千万颗恒星稠密地聚集在一起的球状集合体, 直径大约为100光年。
这些星团 (其性质一个世纪以前W.赫歇耳就首次观测过) 呈现出完全不同于我们邻近空间的天文环境。在较大的星团中心, 恒星以每10立方秒差距500颗的密度聚集在一起, 而在我们邻近的空间中每10立方秒差距只有一颗恒星。在这种情况下, 星光会比地球上的月光亮得多, 假如在靠近这种星团的中心有一颗行星的话, 这颗行星将不会有黑夜。
在我们的银河系中约有100个已知的球状星团, 可能还有这么多个未被发现。沙普利计算出, 各个球状星团与我们的距离为2万~20万光年。 (最近的一个星团是半人马座ω, 它同最近的一颗恒星一样, 在半人马座里, 用肉眼望去像是一颗星。最远的一个星团是NGC2419, 它距离我们太远了, 几乎难以把它当作银河系的成员。)
沙普利发现, 这些星团分布在一个大球中, 银道面从中间把大球切成两半, 它们像晕一样环绕着银河系主体的一部分。沙普利自然地假设它们绕着银河系的中心转动。在他的计算中, 他把银河系中由球状星团组成的这个晕的中心点定在人马座方向上, 距离我们约5万光年。 这意味着, 正如W.赫歇耳及卡普坦曾认为的那样, 我们的太阳系根本不在银河系的中心, 而是远处银河系的一个边缘。
沙普利的模型把银河系描绘成一个直径为30万光年的巨大透镜。后来, 另一种测量方法很快证明, 这一次沙普利把银河系估计得太大了。
从银河系的形状像一个圆盘这一事实出发, 自W.赫歇耳以来, 天文学家一直推测, 它必定在空间旋转着。1926年, 荷兰天文学家奥尔特开始测量这种旋转。因为银河系不是一块固体, 而是由无数单个恒星组成的, 所以不能指望它像轮子那样一块旋转, 而是靠近圆盘引力中心的恒星必定比远处的恒星绕中心旋转得快 (就像离太阳越近的行星在轨道上运行越快一样) , 因此, 靠近银心 (即在人马座方向上) 的恒星应该趋向于超前我们的太阳而移动; 而远离银心 (即在双子座方向上) 的恒星在公转中应该有落后于我们的倾向。恒星离我们越远, 速度的这种差异应该越大。
在这些假设的基础上, 根据恒星的相对运动, 就可以计算出绕银心旋转的速率。由此推算出, 太阳以及附近的恒星约以每秒240公里 (150英里) 的速率相对于银心公转, 而公转一周需要2亿年左右。 (太阳以接近于圆形的轨道远行, 但有些恒星的轨道, 如大角星, 就近乎于椭圆形。不过恒星的运行轨道并不完全平行, 这一事实正好说明太阳为什么朝着天琴座相对运动。)
在估计出旋转的速率值以后, 天文学家就能计算出银心的引力场强度和它的质量。结果表明, 含有银河系绝大部分质量的银心远大于1000亿个太阳的质量。由于太阳比一般恒星的质量大, 因此银河系可能含有200亿~3000亿颗恒星, 是W.赫歇耳估计数目的3000倍。
从旋转恒星的轨道曲线, 还可以找出它们绕行的中心, 天文学家使用这个方法证实银河系的中心在人马座的方向上, 就像沙普利所发现的那样, 但离我们只有27000光年, 而银河系的总直径则为10万光年, 而不是30万光年。在这个目前被认为是正确的新模型中, 圆盘在中心处的厚度约为20000光年, 然后向边缘逐渐变薄: 我们的太阳位于从中心到边缘2/3的地方, 圆盘在这里的厚度约为3000光年 (见图2-3) 。但这些只是粗略的数字, 因为银河系并没有非常明确的边界。图: 从边缘处看到的银河系模型。球状星团散布在银河系中心部分的四周。
既然太阳这么靠近银河系的边缘, 为什么我们看到的银河在银心方向上并不比在相反的方向上 (即我们朝边缘看的方向) 更亮呢? 朝人马座看去时, 我们面对着银河系的主体, 大约有2000亿颗恒星, 而向边缘望去时, 只有几百万颗疏稀的恒星。可是, 不论在哪一个方向上银河带似乎都一样地明亮。这可能是因为巨大的昏暗的尘埃云把银心大部分遮挡住了, 我们无法看到。银河系外围区域的质量, 有一半大概是由这种尘埃气体云组成的。我们所能看到的可能最多只有银心光亮的1/10000。
正因为这样, W.赫歇耳及其他早期研究银河系的天文学家才误认为太阳系在银河系的中心, 而后来沙普利似乎也因此过高地估计了银河系的大小。他所研究的一些星团因中间介入尘埃而变得暗淡, 所以这些星团里的造父变星显得比实际的亮度暗淡, 因此推算出的距离也比实际的远。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·正在扩展的宇宙《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
正在扩展的宇宙 (碧声注: 从本节内容来看, 这个小标题似乎译成"扩展中的宇宙"更好, 偏重于人类观测到的宇宙, 而并不指宇宙本身的膨胀)
甚至在银河系的大小和质量被确定之前, 人们就已经利用麦哲伦云中的造父变星来测定这个星云的距离了 (勒维特绘制了周期-光度曲线, 这是一个关键性的发现) 。结果证明, 它至少和我们相距10万光年。现代最新的数字是, 大麦哲伦云距离我们约15万光年, 小麦哲伦云约17万光年。大麦哲伦云的大小不到银河系直径的一半; 小麦哲伦云的大小不到1/5。 此外, 恒星的密集程度也比较稀。大麦哲伦云含有50亿颗恒星 (不到我们银河系恒星数目的1/20) , 而小麦哲伦云仅含有15亿颗恒星。 图: 大、小麦哲伦云
20世纪20年代初期的状况是这样的: 已知的宇宙直径不到20万光年, 由我们的银河系和它的两个邻居组成。于是产生了这样一个问题, 在此以外是否还有什么东西存在?
人们把怀疑的目光投注在某些明亮的云雾状的小斑上, 称之为星云 (源自希腊语"云") , 天文学家早就注意到它们了。法国天文学家梅西耶早在1781年就把其中的103个编入了星表。 (许多星云至今仍沿用他所编的号码, 在号码前面加上M字样, 表示为梅西耶所编。)
这些星云状物质果真像人们所看到那样只是些云吗? 有些星云, 如猎户座星云 (荷兰天文学家惠更斯1656年首次发现) , 似乎就是一块气体尘埃云, 猎户座星云的质量大约等于500个我们的太阳, 由它内部的热星所照亮。然而, 另一些星云状物质已经证明是球状星团, 是由恒星组成的巨大集体。
但是仍有一些发亮的云斑似乎一颗星也没有。那么, 为什么它们会发亮呢? 1845年, 英国天文学家W.帕森斯 (即罗斯勋爵) 使用他用毕生精力制成的183厘米 (72英寸) 望远镜, 确认这些云块中有一些具有旋涡结构, 并命名为"旋涡星云", 但这无助于解释发亮的原因。图: M31 (仙女座星云)
这类星云中最为壮观的是位于仙女座里的仙女座星云, 被称为M-31。德国天文学家马里厄斯1612年首先研究的就是这块星云。仙女座星云是一个拉长的卵形云块, 发出暗淡的光, 大约有满月一半的大小。它会不会是由恒星组成的, 只是由于太遥远、使用高倍望远镜也分辨不出来? 如果真是这样, 仙女座星云必然是难以置信地遥远, 并且难以置信的庞大, 因为在这样遥远的距离我们竟然还能看到它。 (早在1755年, 德国哲学家康德曾猜测有这种极远距离的恒星集合体存在, 他称之为岛宇宙。)
20世纪初对这件事有过激烈的争论。美国天文学家万玛伦报告说, 仙女座星云在以可测量的速率旋转着。既然能测量到它, 它必定距离我们相当近。假若远在银河系之外, 就会因为太远而显示不出任何可以察觉到的运动。万玛伦的好朋友沙普利利用他的结论提出了仙女座星云是银河系的一部分的论点。
反对这种说法的是美国天文学家柯蒂斯。尽管在仙女座星云中看不到一颗星, 但时常都有极其微弱的星在那里出现。柯蒂斯认为这是一种新星, 一种会突然增加几千倍亮度的恒星。在银河系时, 这种恒星会发出短暂的非常亮的光, 然后又暗淡下去, 从而结束; 但在仙女座星云中, 它们即使在最明亮时也不容易被看到。柯蒂斯推断, 新星之所以极其暗淡, 是因为仙女座星云极其遥远。仙女座星云中的普通恒星合在一起仍然太暗而不能被发现, 因而只能混合在一种微亮的云雾中。
1920年4月26日, 柯蒂斯与沙普利举行了一次公开的辩论会。虽然柯蒂斯的口才非常好, 并对自己的立场作了令人印象深刻的辩护, 但总的来说是平分秋色。
但是几年后, 事实证明柯蒂斯是对的。理由之一就是万玛伦的数字被证明是错的。原因尚不能肯定, 但即使最聪明的人也会出错, 而万玛伦显然是属于这种情况。
而后, 1924年, 美国天文学家哈勃在加利福尼亚州威尔逊山上把新建成的254厘米 (100英寸) 望远镜对准了仙女座星云。 (这架望远镜是由J.B.胡克资助建造的, 因此命名为胡克望远镜。) 这架强有力的仪器把仙女座星云的外缘部分分解成单个的恒星, 于是立即显示出, 仙女座星云 (或至少其中一部分) 和我们的银河相类似, 那里可能就是所谓的"岛宇宙"。
在仙女座星云边缘的恒星中也有造父变星。利用这些测量标杆, 哈勃断定这个星云距离我们将近100万光年! 所以仙女座星云非常遥远, 远在银河系之外。考虑到它的距离, 它的视大小表明, 它必定是上个巨大的恒星聚集, 几乎可以和我们的银河系相匹敌。
结果证明, 其他一些星云状物质也是恒星的聚集, 甚至比仙女座星云更远。这些河外星云都被认定是星系--新的"宇宙"。这些新的"宇宙"使我们的银河系的地位大为降低, 成为空间的许多星系之一。宇宙再一次扩大了。它比以前任何时候都要大, 它的宽度已不只是几十万光年, 而可能是几十亿光年了。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·旋涡星系《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
旋涡星系
整个20世纪30年代, 天文学家都在努力解决关于这些星系的一些令人烦恼的问题。一则是, 根据他们假设的这些星系的距离, 这些星系显然都比我们的银河系小得多。这似乎是一个奇怪的巧合: 我们正好居住在一个最大的星系中。二则是, 仙女座星系周围的球状星团的亮度似乎只有我们银河系中球状星团的1/2或1/3。 (仙女座星系的球状星团几乎和我们银河系一样多, 并且它们围绕着仙女座星系的中心排列成球形。这个发现似乎证明, 沙普利关于我们银河系的球状星团呈球形排列的假设是合理的。有些星系球状星团多得惊人, 例如在室女座里的M-87星系, 至少拥有1000个。)
最严重的问题是; 这些星系的距离似乎表明宇宙的年龄只有20亿年 (理由我将在本章后面讨论) 。这是令人费解的, 因为地质学家认为地球本身的年龄大于20亿年; 而且他们所利用的证据被认为是最可靠的。
第二次世界大战期间, 这个问题才开始有了答案。当时一位在德国出生的美国天文学家巴德发现, 以前用来测量星系距离的尺度是错误的。
1942年, 巴德利用战时洛杉矶灯火管制的机会, 在夜空清澈的威尔逊山上, 使用254厘米 (100英寸) 望远镜, 对仙女座星系进行了仔细研究。由于能见度增高, 使他能够分辨出仙女座星系内部区域的一些恒星。他马上注意到, 这些恒星与这个星系的外围恒星有显著的差异。在内部最亮的恒星带红色, 而在外围最亮的恒星则带蓝色。而且, 内部的红巨星远不如外围的蓝巨星亮: 后者的亮度有我们太阳的10万倍, 而前者只有1000倍。最后, 在仙女座星系的外围发现明亮的蓝星的地方, 布满了尘埃; 而在内部, 尽管是一些不太明亮的红星, 却没有尘埃。
巴德认为, 那里好像有两类具有不同结构和历史的恒星。他把外围带蓝色的恒星叫做星族Ⅰ, 而把内部带红色的恒星叫做星族Ⅱ。后来证明, 星族Ⅰ的恒星比较年轻, 金属含量高, 在星系的中间平面上沿着近乎圆形的轨道绕星系中心运行。星族Ⅱ的恒星则比较老, 金属含量低, 轨道呈明显的椭圆形, 而且与星系的中间平面有相当大的倾角。后来, 这两个星族又被细分为更多的次群。
战后, 由美国天文学家海耳监制的新508厘米 (200英寸) 海耳望远镜在帕洛马山上落成, 巴德继续进行他的研究。他发现, 这两个星族在分布上有一定的规律性, 而这些规律是由有关星系的性质决定的。有一类星系叫做椭圆星系 (呈椭圆形状, 而且具有较均匀的内部结构) , 这类星系显然主要是由星族Ⅱ的恒星组成的, 如同任何星系中的球状星团那样。另一类叫做旋涡星系 (具有旋臂, 看上去就像一个玩具风车) , 它的旋臂是由星族Ⅰ的恒星组成的, 相对于星族Ⅱ背景。 图: 左图是星系M83, 一个典型的旋涡星系。右图是椭圆星系M87。
据估计, 宇宙中只有大约2%的恒星属于星族Ⅰ类。但是我们的太阳和我们附近的一些熟悉的恒星都属于这一类。仅根据这一事实, 我们就可以推断, 我们的银河系是一个旋涡星系, 而我们位于它的一个旋臂上。 (因为银河系的旋臂聚集着尘埃, 因此在我们的附近有许多或明或暗的尘埃云。) 从照片上可以看出, 仙女座星系也是旋涡星系。
现在再来谈尺度。巴德开始把在球状星团 (星族Ⅱ) 中发现的造父变星和在我们这一旋臂 (星族Ⅰ) 上发现的造父变星加以比较。结果表明, 就周期和光度之间的关系来说, 两个星族里的造父变星确实属于两种不同的类型。星族Ⅱ的造父变星遵循勒维特和沙普利建立的周期-光度曲线。利用这一尺度, 沙普利相当准确地测量了球状星团的距离和我们银河系的大小。但是, 现在发现, 星族Ⅰ的造父变星是一种完全不同的尺度!一颗星族Ⅰ的造父变星的光度是一颗周期相同的星族Ⅱ的造父变星的4倍或5倍。因此, 使用勒维特的尺度, 根据一颗星族Ⅱ造父变星的周期, 来计算它的绝对星等, 就会得出错误的结果。绝对星等错了, 距离的计算也一定是错的: 这颗恒星实际上要比计算出来的距离远得多。哈勃曾利用仙女座星系外围 (星族Ⅰ) 的造父变星来推估仙女座星系的距离, 当时只有这些造父变星能够辨认出来。现在, 利用修正了的尺度, 测出这个星系距离我们大约250万光年, 而不是不到100万光年。 其他星系也按比例向外推移。 (但是, 仙女座星系仍然是我们的一个近邻, 星系间的平均距离估计约为2000万光年。)
就这么一修正, 已知宇宙的范围就扩大了一倍多, 30年代困扰的问题也迎刃而解了。我们的银河系不再是最大的了, 例如, 仙女座星系就肯定比我们的银河系大。再者, 现在看来, 仙女座星系的球状星团同我们银河系的一样亮; 以前只是因为距离计算错了而觉得它们比较暗。最后, 新的距离标准可以使宇宙的年龄剧增, 从而使宇宙的年龄能和地质学家所估计的地球的年龄一致起来了。 (我将在后面说明理由。)
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小·星系团《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的大小
星系团
星系的距离加倍并没有使宇宙大小的问题完全解决。我们现在必须考虑由星系团和星系团集团组成的更大系统的可能性。
事实上, 现代望远镜已经证实, 星系团确实存在。例如, 后发星座里有一个巨大的椭圆形的星系团, 直径约为800万光年。后发星系团含有大约11000个星系, 彼此间的平均距离只有30万光年。 (而在我们附近的星系团中, 星系间的平均距离大约是300万光年。) 图: 后发星座的星系团
我们的银河系似乎是本星系群的一部分, 本星系群包括麦哲伦云、仙女座星系和它附近的三个小伴星系, 加上一些其他星系, 共有19个成员。这些成员中, 由意大利天文学家马费伊首先报道的马费伊1和马费伊2直到1971年才被发现, 这是因为在它们和我们之间有尘埃云, 只有透过这些尘埃云才能探测到它们。
在本星系群中, 只有我们的银河系、仙女座星系和两个马费伊星系是巨星系, 其余的都是矮星系。矮星系之一的IC1613可能只含有6000万颗恒星, 几乎并不比一个大的球状星团大。在星系中, 如同在恒星中一样, 矮星系比巨星系多得多。
如果星系的确组成星系团, 星系团又组成更大的集团, 这是否意味着宇宙会无限地扩展下去, 空间是无限的呢? 或者宇宙和空间都有尽头? 现在天文学家能辨认出大约100亿光年远的天体, 在那里它们似乎达到了一个极限。要知道为什么, 我必须把讨论的方向稍微转移一下。我们已经讨论了空间, 下面让我们来讨论一下时间。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的诞生·地球的年龄《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的诞生
宇宙的诞生
神话作者们编造了许多创造宇宙的奇异故事 (通常主要涉及地球本身, 而把其余一切都当作"天空"或"天"干脆不予考虑) 。一般来说, 这些神话都把世界诞生的时间定在不太遥远的过去。
我们最熟悉的创世故事当然是《创世纪》第一章了, 有人认为, 它是根据巴比伦神话改编的, 后来只是加强了诗的美感和道德的色彩。
人们作过各种努力, 试图根据《圣经》上记载的数据推算出创世的日期 (例如不同国王在位的年代、希伯来人从出埃及到奉献所罗门神殿的时间、大洪水前后亚伯拉罕、以赛、雅各和他们的祖先的年龄等等) 。中世纪的犹大学者把创世的日期定在公元前3760年, 至今犹太历仍从那个日期开始计算年代。1658年, 英国圣公会的厄谢尔算出创世的日期为公元前4004年, 而附和者将日期更精确地定在那一年10月22日的下午8点。 希腊正教会的一些神学家则将创世日定在公元前5508年。 图: 神创造亚当
甚至迟至18世纪, 《圣经》上的说法仍为学术界所接受, 宇宙的年龄被认为只有6000~7000年。1785年, 苏格兰博物学家赫顿出版了一本名为《地球论》的书, 使这种观点第一次受到沉重打击。赫顿一开始就提出这样一个命题, 即地球表面上发生的缓慢的自然过程 (如高山的形成和侵蚀, 河道的冲凿, 等等) , 在整个地球史上都是以大致相同的速率进行的。这个均变说意味着, 这些过程必然进行了相当长的时间才产生出这些可以观测到的现象。因此, 地球的年龄绝不止几千年, 而是几百万年。
赫顿的观点立即受到嘲笑, 但却渐渐地起了作用。19世纪30年代初期, 英国地质学家C.赖尔重申了赫顿观点, 并在三卷巨著《地质学原理》中提出了鲜明有力的证据, 使科学界赢得了胜利。现代地质学可以从他的著作之日算起。地球的年龄
许多人试图以均变说为基础来计算地球的年龄。比方说, 假若有人知道每年因水的作用而产生的沉积物的量的话 (现代的估计是每880年30.48厘米) , 那么, 他就可以由沉积岩的厚度计算出它的年龄。但是人们很快就明白了, 用这个方法无法精确地确定地球的年龄, 因为侵蚀、碎裂、隆起及其他力量的作用使岩石的记录变得模糊不清。尽管如此, 就连这种不完全的证据也表明, 地球的年龄至少有5亿年。
另一个测定地球年龄的方法, 是估计海洋中盐分的聚集率, 这个方法是哈雷在1715年首先提出来的。
河流不断地将盐冲到海中, 因为淡水通过蒸发而离开海洋, 所以盐的浓度逐渐增加。假设海洋一开始全是淡水, 那么河流要使海洋有3%的含盐量必须要有10亿年的时间。
这个巨大的年龄非常符合生物学家们的需要。19世纪后半叶, 生物学家试图描绘出生物从原始的单细胞生物发展到复杂的高等动物的缓慢进程。他们需要漫长的时间来发生这一过程, 而10亿年给了他们足够的时间。图: 三叶虫化石
可是, 到了19世纪中叶, 天文学上的一些问题突然变得复杂起来。例如, 能量守恒定律提出了一个与太阳有关的有趣的问题。太阳不断喷出大量的能量, 而且有史以来一直如此。假若地球存在了无数世纪, 那么太阳的这些能量是从哪里来的呢? 它不可能来自人们通常熟悉的能源。假如太阳一开始就是在氧的大气中燃烧的煤块, 那么, 按照它释放能量的速率来计算, 在2500年中就会全部变成二氧化碳。
德国物理学家亥姆霍兹是提出能量守恒定律的科学家之一, 对太阳特别感兴趣。1854年, 他指出, 假如太阳正在收缩, 它的质量在向重心下落的过程中会得到能量, 就像石块下落时得到能量一样。这种能量可以转变为辐射。亥姆霍兹计算出, 太阳只要缩小1/10000的半径, 就能够给它提供2000年释放的能量。
后来被称为开尔文勋爵的英国物理学家W.汤姆孙对此做了更多的研究, 并据以推断地球的年龄不可能超过5000万年, 因为根据太阳消耗能量的速率来看, 太阳要缩小到今天这样大, 最初一定会和地球公转轨道一样庞大。 (这个假设当然也意味着, 金星一定比地球年轻, 而水星更年轻。) W.汤姆孙进而估计, 假如地球本身开始时是一团熔融的物质, 那么, 冷却到现在的温度所需的时间, 也就是它的年龄, 大约是2000万年。
到19世纪90年代, 对立的双方拉开了阵势。物理学家似乎已肯定地证明, 地球以固态存在绝不会超过几百万年, 而地质学家及生物学家似乎也同样肯定地证明, 地球以固态存在必定超过10亿年。
之后, 一些完全没有预料到的新发现瓦解了物理学家的阵垒。
1896年, 放射性的发现使问题得到了澄清, 地球的铀元素和其他放射性物质会释放出大量的能量, 并且已经进行了很长的时间。正如1904年新西兰出生的英国物理学家卢瑟福在一次演讲中首先指出的, 这个发现使W.汤姆孙的计算变得毫无意义。已经上了年纪的W.汤姆孙本人也听了这次演讲, 并表示不同意卢瑟福的观点。
如果不把放射性物质不断提供给热量这一事实考虑在内, 而试图确定地球冷却的时间, 那是没意义的。有了这个新的因素, 地球从一团熔融的物质冷却到现在的温度, 可能所需要的时间就不是几百万年, 而是几十亿年了。地球甚至可能因放射性物质供给热量而愈来愈热。
实际上, 放射性本身终于给地球的年龄提供了最可靠的证据 (使用的方法将在后面第六章中叙述) , 因为它可以使地质学家及地球化学家直接从岩石中铀和铅的含量计算出岩石的年龄, 利用放射性时钟, 现在已经知道, 地球上的某些岩石年龄超过了30亿年, 而且有充分的理由认为, 地球的年龄要比岩石的年龄大。地球以目前的固态形式存在的年龄为46亿年, 这个年龄现在是可以为人们接受的。从我们的近邻月球上带回来的一些岩石, 证明月球差不多也是同样的年龄。
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的诞生
太阳与太阳系
太阳的情况又是怎样的呢? 放射性及有关原子核方面的发现, 引出了一个新的能源, 比我们以前知道的任何能源都大得多。1903年, 英国物理学家爱丁顿经过一系列的思考后提出, 太阳中心的温度和压力一定非常高: 温度可高达1500万度。在这样的温度和压力下, 原子核可以进行在温和的地球上无法进行的反应。人们知道, 太阳主要是由氢构成的。若4个氢核结合成1个氦原子, 这些氢核就会释放出大量的能量。
1938年, 德国出生的美国物理学家贝特提出, 在像太阳一类的恒星中心, 将氢结合成氦有两种可能的方式: 一种是直接由氢转换成氦; 另一种则以碳原子作为中间媒介。在恒星中, 这两种反应都可能发生; 而在我们的太阳中, 直接将氢转换成氦似乎是主要的机制。 (爱因斯坦在1905年提出的狭义相对论中已经证明, 质量和能量是同一事物的两个不同的方面, 可以相互转化; 而且还证明, 少量的质量转化能够释放出巨大的能量。) 图: 太阳照片。SOHO卫星摄。
太阳辐射能量的速率要求太阳每秒减少420万吨的质量。 乍看之下, 这个损失似乎大得吓人, 但太阳的总质量为22 000 000000 000 000 000亿吨, 因此每秒只损失其质量的 0.0 000 000000 000 000 002‰。 如果太阳真的像科学家们现在认为的那样已经存在了50亿年, 而且一直按现在的速率辐射能量的话, 它也只是损耗了其质量的1/33000而已。 由此不难看出, 在今后的几十亿年内, 太阳还能继续按照目前的速率辐射能量。
到了1940年, 人们认为, 整个太阳系的年龄约为50亿年看来是合理的。有关宇宙年龄的全部问题大概可以解决了, 但是天文学家们又陷入了新的困境。现在整个宇宙的年龄显得太年轻了, 因而无法解释太阳系的年龄。这个麻烦是由天文学家对远星系的探测和奥地利天文学家多普勒1842年首先发现的一种现象引起的。
大家都非常熟悉多普勒效应, 最常见的实例就是火车通过时的汽笛声: 当火车接近时笛声音调升高; 而当火车远离时音调降低。音调的变化就是因为声源的运动使每秒钟撞击在耳膜上的声波数目改变了。
正如多普勒所指出的, 多普勒效应不仅适用于声波, 也适用于光波。当运动着的光源的光波到达眼睛时, 如果光源移动得够快的话, 频率会发生移动, 就是说, 颜色会发生改变。譬如说, 假若光源向着我们运动, 每秒钟就会有较多的光波挤进我们的眼睛, 我们所看到的光就会向可见光谱的高频端 (即紫端) 偏移; 反之, 如果光源远离我们而去, 每秒钟到达的光波就较少, 于是光就会向可见光谱的低频端 (即红端) 偏移。
天文学家对恒星的光谱进行了长期的研究, 因此非常熟悉正常的光谱图。这种光谱图或是在黑暗背景上的亮线图样, 或是在明亮背景上的暗线图样。亮线或暗线表示原子在某些波长 (或颜色) 上对光线的发射或吸收。通过测量正常光谱线朝可见光谱红端或紫端的位移, 天文学家能够计算出恒星移向我们或远离我们的速度, 即视向速度。
1848年, 法国物理学家斐索指出, 注意光谱线的位置能够取得观测光的多普勒效应的最佳效果。因此, 人们把光的多普勒效应称为多普勒-斐索效应 (图2-4) 。图2-4 多普勒-斐索效应。当光源靠近时, 光谱线会移向紫端 (左边) ; 而当光源远离时, 光谱线则移向红端 (右边) 。
多普勒一斐索效应已经应用在各个不同的方面。在我们的太阳系内, 它可以用来以一种新的方式证实太阳的自转。在太阳自转的过程中, 太阳正在转向我们的边缘所发出的光谱线会向紫端偏移 (紫移) 。而另一边缘则显示出红移, 因为这一边缘正在远离我们而去。
诚然, 太阳黑子的运动是探测太阳自转的更好而且更明显的方法 (已由此得知, 太阳相对于恒星的自转周期大约是26天) 。不过, 多普勒效应可以用来测定没有特征的天体的自转, 如土星环。
多普勒-斐索效应可以用于任何距离的天体, 只要能使那些天体产生出可供研究的光谱。因此, 它最突出的成果是在恒星的研究方面。
1868年, 英国天文学家W.哈金斯测量了天狼星的视向速度, 并宣布它正在以每秒47公里 (29英里) 的速度远离我们而去。 (现在我们已有更精确的数字, 但他第一次就能做到这种地步, 已经是相当精确了。) 到1890年, 美国天文学家J.E.惠勒使用更精确的仪器, 取得大量可靠的数据。例如, 他指出, 大角星正在以每秒6公里 (3.75英里) 的速度接近我们。
多普勒-斐索效应甚至能够用来确定望远镜无法分辨的恒星系统是否存在。例如1782年, 英国天文学家古德里克 (他是一个聋哑人, 死时才22岁。他虽然身体残废, 却是一个第一流的天才) 研究了大陵五, 发现它的亮度有规律地增强和减弱。古德里克对这种现象的解释是, 假设有一颗暗伴星围绕着大陵五运行, 周期性地从它前面经过, 从而掩食了它, 使它的光线变暗。
过了一个世纪, 这个似乎可能的假说才得到另一个证据的支持。1889年, 德国天文学家沃格尔指出, 大陵五的光谱线交替发生红移和紫移, 并且和它的明暗变化相吻合。一开始大陵五远离我们, 而暗伴星朝我们靠近; 然后大陵五朝我们靠近, 而暗伴星远离我们。大陵五被看成是一颗食双星。
1890年, 沃格尔发现了一种类似而且更普遍的现象。他发现, 有些恒星是既前进又后退, 就是说, 光谱线同时显示红移和紫移, 就像双重线一样。沃格尔的结论是, 这种星是一种食双星, 两颗子星 (都是亮星) 靠得非常近, 甚至用最好的望远镜看上去还是像一颗单独的星。这类双星叫做分光双星。
不过, 我们没有必要把多普勒-斐索效应局限在我们银河系的恒星上, 银河以外的天体也可以用这种方法来研究。1912年, 美国天文学家斯里弗在测量仙女座星系的视向速度时发现, 这个星系正在以大约每秒200公里 (125英里) 的速度朝我们运行。可是, 当他继续观测其他星系时, 发现它们中大部分都在远离我们而去。1914年, 斯里弗获得15个星系的数据, 其中有13个都在以每秒数百公里的速度急速退行。
随着对这些线索的继续研究, 情况变得更加明朗了。除了几个最近的星系外, 所有的星系都在远离我们而去。而且, 随着技术的进步, 使人们能够探测到更暗而且可能是更远的星系, 观察到的红移也进一步增加了。
1929年, 在威尔逊山天文台的哈勃提出, 这些星系的退行速度在有规律地增加, 一个星系的退行速度与其距离成正比。如果星系A远离我们的距离是星系B的2倍, 那么星系A的退行速度就是星系B的2倍。这个规律有时叫做哈勃定律。
后来的观测确实进一步证实了哈勃定律。1929年初, 在威尔逊山的哈马逊使用254厘米 (100英寸) 望远镜获得更加暗弱的一些星系的光谱。 他所能观测到的最远的星系在以每秒40000公里 (25000英里) 的速度退行。 508厘米 (200英寸) 望远镜开始启用后, 可以观测到的星系更为遥远; 到20世纪60年代, 可以观测到的星系竟如此遥远, 退行速度高达每秒24万公里 (15万英里) 。
为什么会这样呢? 设想一个表面涂满小点的气球, 当气球膨胀时, 小点便各自远离。假若有个小人站在任意一点上, 在他看来, 其他所有的点似乎都远离他而去, 而且离他越远的点远离得越快。不论他站在哪一个点上, 效果都会是一样的。
星系的行为使人们觉得宇宙仿佛正在膨胀, 就像膨胀着的气球一样。天文学家现在大都承认了这一膨胀的事实, 而且对爱因斯坦广义相对论中"场方程"的解释, 能够与膨胀宇宙相符合。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的诞生·大爆炸《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·宇宙的诞生
大爆炸
假若宇宙一直在不断地膨胀, 那么, 可以合理地设想, 它在过去应该比现在小; 而且在很久很久以前的某一时候, 它是由一个致密的物质核开始的。
1922年, 苏联数学家A.A.弗里德曼首先指出这种可能性。那时哈勃并未提出退行星系的证据, 弗里德曼完全是从理论出发利用爱因斯坦方程进行研究的。 可惜3年后仅37岁的A.A.弗里德曼死于伤寒, 因而他的成果鲜为人知。
1927年, 比利时天文学家勒梅特, 在显然不知道A.A.弗里德曼成果的情况下, 研究出了类似的膨胀宇宙学说。由于宇宙一直在膨胀, 所以在过去某一时刻它会相当小而密度非常大, 勒梅特称之为宇宙蛋。根据爱因斯坦方程, 宇宙只能膨胀; 而由于它的巨大密度, 膨胀一定是从超级爆炸的冲击开始的。今天的星系就是宇宙蛋的一些碎片; 而它们相互退行, 就是很久以前那次爆炸的回波。
勒梅特的成果也没有受到人们注意, 直到更有名望的英国物理学家爱丁顿提出这一成果, 才引起科学家们的普遍关注。
直到20世纪30年代和40年代, 俄国血统的美国物理学家伽莫夫才真正普及了这个宇宙起源于爆炸的观念。他称这个起始的爆炸为大爆炸。从此这个名字就流传开了。图: 宇宙膨胀
可是并不是每个人都同意大爆炸是膨胀宇宙的开始。1948年, 两位奥地利天文学家邦迪和戈尔德提出一种理论, 承认膨胀宇宙但否定大爆炸。后来英国天文学家霍伊尔发展并普及了这个理论, 在星系散开的过程中, 星系之间又形成新的星系; 形成新星系的物质是无中生有的, 而且运动的速度非常缓慢, 用现在的技术无法测出。结论是, 宇宙自始至今基本上保持着同一状态。在过去无数个纪元中, 它看上去就是现在这个样; 在未来的无数个纪元中, 它看上去还是现在这个样子, 因此既没有开始也没有结束。这种理论被称为连续创生论, 由此形成一个稳恒态宇宙。
在十多年的时间里, 大爆炸和连续创生论的争论非常激烈, 但没有实际的证据来决定哪一个对。
1949年, 伽莫夫指出, 假若大爆炸曾经发生, 伴随而生的辐射在宇宙膨胀过程中应该损失能量, 而现在应该以射电辐射的形式存在, 作为一个均质背景从天空的四面八方射来。这种辐射在绝对温度5K (-268℃) 时应该是天体的特征。美国物理学家迪克进一步发展了这一观点。
1964年5月, 德国出生的美国物理学家彭齐亚斯和美国射电天文学家R.W.威尔孙接受迪克的建议, 探测到与伽莫夫预见的特征非常相似的射电波背景, 它显示出宇宙的平均温度为绝对温度3度。
大多数天文学家认为, 射电波背景的发现为大爆炸理论提供了结论性的证据。现在一般都接受大爆炸曾经发生的说法, 而放弃了连续创生论的观点。
但是大爆炸是何时发生的呢?
由于红移容易测量, 所以我们相当确切地知道星系退行的速度。但是我们还必须知道星系的距离。距离越大, 作为退行速度的结果, 到达它们现在位置所需的时间也就越长。但距离并不容易确定出来。
一般认为宇宙的年龄应为150亿年。假若一个纪元是10亿年, 那么大爆炸发生在15个纪元前, 虽然也可能发生在10个纪元或20个纪元前。
大爆炸以前的情况又是怎样的呢? 宇宙蛋是从哪里来的呢?
有些天文学家猜测, 宇宙实际上是由缓慢凝结而成的非常稀薄的气体开始的, 可能先形成恒星和星系, 而后继续收缩, 在一次大紧缩中形成一颗宇宙蛋。宇宙蛋随即在大爆炸中炸开了, 重新形成恒星和星系, 但现在正在膨胀中, 直到某一天它将再一次变成稀薄的气体。
事实可能就是如此, 如果我们展望未来, 宇宙将一直膨胀下去而变得越来越稀薄, 密度越来越小, 越来越接近真空状态。如果我们朝过去看, 追溯到大爆炸以前, 并设想时间向后推移, 则宇宙似乎也是一直在膨胀并趋向真空。
这种"一次收缩, 一次膨胀"的宇宙叫做敞开宇宙。
现在没有 (可能永远也不会有) 一种方法, 能够找到任何证据, 说明大爆炸以前发生的事情。有些天文学家甚至不愿意去思考这件事, 最近有些争论认为, 宇宙蛋是无中生有的, 因此没有"一次收缩, 一次膨胀"的宇宙, 而只有一个"一次膨胀"的宇宙--仍然是一个敞开宇宙。
根据这种假设, 情况可能是这样, 在一个空无一物的无垠大海中, 在不同的时间可能发生过无数次大爆炸, 因此我们的宇宙只是无限多个宇宙中的一个, 每一个宇宙都有它自己的质量、自己的发展点和自己的一套自然规律亦未可知。可能只有自然定律的不寻常的组合才会形成星球、星系及生命, 而我们处在一个如此不寻常的状况中, 就是因为我们不能在任何其他的宇宙里生存。
不用说, 现在还没有宇宙蛋无中生有的证据, 也没有多个宇宙的证据, 或许永远也不会有这种证据。但是, 如果不让科学家在缺乏证据的情况下进行一些富有想象力的猜测, 宇宙将会是一个粗糙的世界。
就此而言, 我们能够肯定宇宙将永远膨胀下去吗? 它是在抗拒自身引力吸引的情况下膨胀的; 而引力可能足以使退行的速度减慢到零, 最后造成收缩。宇宙可能先膨胀后收缩, 形成大紧缩, 再次消失成一无所有--或者反转过来再度膨胀, 然后有一天再次收缩, 形成无休止的振荡系列, 无论是哪一种情况, 我们都称之为闭合宇宙。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·太阳的死亡·新星与超新星《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·太阳的死亡
太阳的死亡
即使宇宙无限地膨胀下去, 对各个星系或星系团也不会有任何直接的影响; 即使所有的远星系退行再退行, 直到最好的仪器也观测不到它们, 我们的银河系仍然会保持完整, 它的子星会被牢固地吸引在引力场内, 本星系群中的其他星系也不会离开我们。但是我们星系的内部变化是不能绝对排除的, 虽然这些变化跟宇宙膨胀无关, 但可能会给我们的行星及其表面上的生命造成灾难。
大体变化的整体观念是现代才有的。古希腊哲学家, 特别是亚里士多德, 相信天空是完美而不变的。所有的变化、堕落与衰退都局限在最低的星球--月球--以下的不完美区域。这似乎只是普通的常识而已, 确实, 一代又一代, 一世纪又一世纪, 天上没有什么重大的变化。诚然, 偶尔会有神秘的彗星不知从哪里冒出来, 行踪无常, 用薄薄的面纱遮住其他星体, 朦胧的尾巴犹如魔鬼飘动着的长发, 完全是一副邪恶的面目, 但是这类天体每个世纪用肉眼只能看见25个左右。 (彗星将在下一章中详细讨论。)
亚里士多德试图使这些鬼怪现象与天是完美的观念相一致, 他坚持认为, 彗星属于腐化的大气和变化的地球。这个观念一直持续到16世纪末。但是, 1577年 (在还没有望远镜的年代) , 丹麦天文学家第谷试图测量一颗明亮替星的视差, 却无法测出。因为月球的视差可以测到, 所以第谷不得不下这样的结论: 彗星远在月球以外, 而且天上有变化与不完美 (罗马哲学家塞涅卡在公元1世纪曾怀疑有这种变化。)
事实上, 人们观察到恒星的变化要比这个时间早得多, 但显然没有引起多大的好奇心。例如有些变星每夜都有显著的亮度变化, 甚至用肉眼就可能观察到。可是没有一位希腊天文学家提到过任何恒星的亮度变化。可能是这些文献早已遗失了, 也可能希腊天文学家有意不去观察这些现象。有一个恰当而有趣的例子就是英仙座第二颗最亮的星大陵五。 它先失去2/3的亮度, 然后又恢复到原来的亮度, 如此每69小时循环一次。 (由于古德里克和沃格尔的发现, 我们现在已经知道, 大陵五有一颗暗伴星, 每隔69小时与它交食一次, 使其变暗。) 希腊天文学家没有大陵五变暗的记载, 而中古时代的阿拉伯天文学家也没有这种记载。但是希腊人在星图中把这颗星标在一个会把人变成石头的恶魔墨杜萨的头上; 而大陵五的名字在阿拉伯语中意为"恶魔"。显然古人对这颗奇怪的星感到不安。图: 大陵五的3600秒曝光照片
鲸鱼座中有一颗恒星叫鲸鱼座ο, 变化无常。有时它像北极星一般明亮; 有时又消失得无影无踪。希腊人和阿拉伯人都不曾提到过它, 而在1596年第一次报道它的是荷兰天文学家D.法布里齐乌斯。它后来被命名为刍藁增二 (即鲸鱼座ο, 拉丁语为"奇妙的"意思) 。天文学家从那时开始才渐渐地不害怕天象的变化了。新星与超新星
更加明显的是天上突然出现新星, 希腊人对此不可能完全忽略掉。 据说喜帕恰斯于公元前134年在天蝎座中看到这样一颗新星, 留下十分深刻的印象, 于是绘制出第一张星图, 以便将来能比较容易地找到新星的位置。
1054年, 在金牛座中人们又看到一颗特别亮的新星, 它超过了金星的亮度, 并且在几周的时间里白天都可以用肉眼看到。中国和日本的天文学家精确地记录了它的位置, 他们的记录一直流传到现在。当时在西方天文学发展很慢, 以至于没有一份欧洲人对这次明显事件的记录留存下来, 大概是根本没有记录。
1572年, 当在仙后座出现了一颗和1054年一样亮的新星时, 情况就不同了。欧洲的天文学已经从长睡中苏醒过来, 年轻的第谷仔细地观察了这颗新星, 并写了《论新星》一书。根据这个书名, 新发现的恒星开始被称为新星。
1604年, 在巨蛇座中也出现了一颗令人注目的新星, 它不像1572年出现的那一颗那么亮, 但比火星耀眼。开普勒观测到了这颗新星, 也写了一本有关这方面的书。
望远镜发明之后, 新星变得不那么神秘了。当然它们根本不是什么新的恒星, 只不过是比较暗的恒星忽然变得明亮可见罢了。
随着时间的推移, 被发现的新星数目越来越大。它们有时在几天之内亮度就增加几千倍, 然后在几个月的时间里又慢慢地暗弱下去, 恢复到原来的模糊状态。每个星系 (包括我们的银河系在内) 每年约有20个新星出现。
从对新星形成时发生的多普勒-斐索频移的研究中, 以及从对新星光谱的某些其他细节的研究中, 已经查明新星是正在爆发的恒星, 在某些情况下, 喷向空间的恒星物质被恒星的剩余部分所照亮, 看上去像是一个正在膨胀的气体壳层。
总的来说, 近代出现的新星并不特别亮。最亮的是天鹰座新星, 它1918年6月出现在天鹰座。 这颗新星最亮时几乎和天狼星一样, 成为天空最亮的一颗星。但是, 没有出现过像第谷和开普勒所看到的那样的新星, 亮得可以和木星、金星等亮行星媲美。
自从使用望远镜以后发现的最亮的一颗新星也没有那么亮。这颗新星是德国天文学家哈维希1885年发现的; 可是即使在它最亮时也只有七等, 肉眼是根本看不见的。
这颗新星出现在仙女座星云中, 它的最大亮度为仙女座星云亮度的1/10。当时没有人知道仙女座星云距离有多远, 也不了解它是一个由几千亿颗恒星构成的星系、所以这颗新星明显的亮度并没有引起人们的注意。
在柯蒂斯和哈勃计算出仙女座星系 (当时的叫法) 的距离之后, 回想1885年那颗光辉灿烂的新星, 天文学家们大为震惊。柯蒂斯和哈勃在仙女座星系中发现的几十颗新星都比那颗新星暗弱得多。
1934年, 瑞士天文学家兹威基开始在远星系中系统地寻找特别明亮的新星。像1885年仙女座星系中那颗新星一样放射光芒的新星, 都会被观测到, 因为这种新星像整个星系一样明亮, 因此只要能看见星系, 就能看见新星。到1938年, 兹威基找到了12颗这种和星系一样亮的新星, 他把这些亮度极不寻常的新星叫做超新星。结果, 1885年发现的那颗新星最后被命名为仙女座S, S代表超新星。
一般新星的绝对星等平均为-8 (假若在10秒差距的距离观测的话, 它们的亮度是金星的25倍) 。一颗超新星的绝对星等可能高达-17。这样的超新星将是一般新星亮度的4000倍, 或将近太阳亮度的1亿倍--至少在最大亮度时是这样。
回顾1054年、1572年和1604年所发现的新星, 也是超新星。而且, 它们必然发生在我们的银河系, 才会有那么明亮。细心的中国人在远古和中古时期记载的许多新星中必定也有一些是超新星。早在公元185年就有一次这样的报道; 而1006年在远南天豺狼座出现的超新星、可能是历史上最亮的一颗星。它的亮度可能是金星的200倍或满月的1/10。
根据遗迹来判断, 天文学家们猜测, 11 000年前在远南天船帆座曾出现过一颗更明亮的超新星 (亮度可能实际上与满月差不多) , 可惜当时还没有天文学家观察天象, 也还没有发明书写的艺术。不过, 可能有些史前时代的石壁画描绘了有关这颗新星的情况。
超新星在物理性质上和一般新星有很大的不同, 所以天文学家们正在热心地详细研究它们的光谱。主要困难是它们很稀少。一个星系通常大约50年出现一颗超新星; 尽管到目前为止天文学家已经找到了50多颗, 可惜都在远星系, 无法进行详细研究。仙女座1885超新星是近350年来距离我们最近的一颗, 而在它出现之后20年天文摄影才得到长足的发展, 因此没有留下这颗超新星的永久性的光谱记录 (译注: 最新的记录是: 1987年在南天大麦哲伦云中出现的超新星1987A, 肉眼都能看见。) 图: 超新星1987A
然而, 超新星在时间上的分布是随意的。在某个星系中, 仅最近17年间便探测到3颗超新星。 现在的天文学家可能会被证明是幸运的。实际上, 现在就有一颗特殊的恒星正在引起人们的注意) 船底座η星明显地不稳定, 它发生明暗变化已有相当一段时间。1840年, 它变得非常亮, 成为天空中的第二颗最亮的星。许多征兆表明, 这颗星好像即将要爆发成为一颗超新星。但问题是, 对天文学家来说, 这个"将要"可能是明天, 也可能是今后10000年。
此外, 船底座同船帆座和豺狼座一样, 因过于偏南, 所以即使有超新星爆发, 从欧洲或从美国的大部分地区也看不到。
但是, 恒星爆发而发亮是由什么引起的呢? 为什么有些成为新星, 而有些成为超新星呢? 要回答这个问题我们必须暂离本题。
早在1834年, 贝塞尔 (即后来首先测出一颗恒星视差的那位天文学家) 已经注意到, 天狼星及南河三的位置每年都稍有移动, 而从移动的方式来看, 似乎与地球的运动无关。它们的运动不是直线进行, 而是呈波浪状, 因此贝塞尔断定, 它们必定在各自的轨道上绕着某个东西转动。
从天狼星与南河三在轨道上运动的方式来看, 它们各自围绕的"东西"必定具有不亚于一颗恒星的强大引力。特别是天狼星的伴星: 它必须具有太阳一样大的质量, 才能解释这颗亮星的运动。因此伴星被断定为恒星; 但是因为当时用望远镜观测不到, 所以被称之为暗伴星。它们被认为是随着时间的推移而正在变暗的老恒星。
之后, 1862年, 美国仪器制造家A.克拉克在试验一台新的望远镜时, 看到了天狼星附近的一颗暗星; 进一步深入观测, 结果证明这颗星果然就是那颗伴星。 现在称天狼星本身为天狼A星, 称那颗伴星为天狼B星, 天狼A星和天狼B星都以50年的周期围绕着一个相互的引力中心运行。 天狼B星的绝对星等只有11.2, 虽然质量和太阳差不多, 亮度却只有太阳的1/400。
天狼B星似乎是一颗正在衰亡的恒星。 可是, 1914年, 美国天文学家W.S.亚当斯在研究了天狼B星的光谱之后, 断定它必然和天狼A星本身一样热, 比我们的太阳还要热, 因为在它的光谱中发现了一些特殊的吸收线, 而产生这些吸收线的原子振动只有在非常高的温度下才能发生。但是, 既然天狼B星那么热, 为什么还会那么暗呢? 唯一可能的答案是, 它比我们的太阳小得多。因为温度较高, 单位表面积放射的光就比较多; 可是它的总发光量小, 所以它的总面积必定小。事实上, 我们现在知道, 这颗星的直径不会大于11000公里 (6900英里) ; 尽管具有与太阳相等的质量, 体积却比地球小!所有的质量挤压在这么小的体积内, 其平均密度会是铂的130000倍。
这完全是一种崭新的物质状态。幸运的是, 这时物理学家已经能够毫不困难地作出回答。他们知道, 在一般的物质中, 原子是由非常小的粒子组成的。由于粒子非常微小, 所以原子的大部分体积是"空的"空间。在极端的压力下, 亚原子粒子可以被挤成超密的物质。即使在超密的天狼B星中, 亚原子粒子之间仍有空隙, 完全能够自由移动, 因此, 这种密度远大于铂的物质, 性质仍然像气体。英国物理学家福勒在1925年建议, 把这种物质称为简并气体, 而苏联物理学家朗道在20世纪30年代指出, 即使像我们的太阳一类的一般恒星, 其中心也应该是由简并气体组成的。
1896年, 沙伯勒在加利福尼亚洲的利克天文台首先探测到南河三的伴星南河三B星, 发现它也是一颗超密的恒星, 但质量只有天狼B星的5/8。几年之后, 人们发现了许多这种超密恒星。它们体积虽小, 但温度很高并发出白光, 因此被称为白矮星。白矮星大概非常多, 可能占所有恒星的3%。但因为它们体积小又暗淡, 所以只有在我们附近的白矮星才有可能在不远的将来被发现。 (还有一种比太阳小得多但比白矮星大的红矮星。红矮星是冷的, 并且只有一般密度。 它们是最常见的恒星, 占所有恒星的3/4。因为它们很暗, 所以和白矮星一样难以发现。有一对红矮星, 距离我们只有6光年, 但直到1948年才被发现。 在距离太阳14光年以内的36颗恒星中, 21颗是红矮星, 3颗是白矮星, 没有一颗是巨星, 而且只有天狼星和南河三两颗比我们的太阳亮。)
在发现天狼B星具有如此惊人的性质之后第二年, 爱因斯坦提出了广义相对论, 主要是以新的方式解释引力。爱因斯坦的引力观点引导出这样一个预言: 由具有非常强的引力场的光源所发射出的光线应当向红端位移 (爱因斯坦位移) 。亚当斯在发现白矮星后, 被白矮星所强烈吸引, 于是对天狼B星的光谱进行了仔细地研究。他发现确有爱因斯但所预言的红移。这个发现不仅证实了爱因斯坦的理论, 而且支持了天狼B星具有超级密度的说法; 因为在一个普通恒星如我们的太阳中, 红移效应只有天狼B星的1/30。尽管如此, 20世纪60年代初期, 由我们的太阳产生的这种非常小的爱因斯坦位移还是探测到了, 使广义相对论得到了进一步证实。
但是白矮星和上面讨论的超新星有什么关系呢? 为了回答这个问题, 让我们回顾一下1054超新星。
1844年, 罗斯勋爵在金牛座中东方天文学家曾报道发现1054超新星的地方, 观测到一个小的云状天体。因为它很不规则, 形状像螃蟹, 罗斯勋爵就把它命名为蟹状星云。以后几十年的连续观测表明, 这团气体正在缓慢地膨胀。根据多普勒-斐索效应可以计算出膨胀的实际速率, 把它同膨胀的视速率结合起来, 就能够计算出蟹状星云距离我们3500光年。从膨胀的速率还可以确定, 这团气体从中心爆发点开始膨胀的时间是在将近900年前, 这同1054年的日期正好相符。因此, 对蟹状星云 (现在它扩展的空间范围直径约为5光年) 是1054超新星的遗迹, 已不会有什么怀疑了。图: 蟹状星云。左图为Palomar天文台所摄, 右图为哈勃望远镜所摄。碧声觉得它并不太像螃蟹。
虽然在第谷和开普勒报道的两颗超新星位置的附近都观测到了星云状物质的小斑, 却没有发现类似的湍动气体区域。不过, 这里却有大约150个行星状星云, 这些星云中的轮胎状气体环可能表示曾经发生过巨大的恒星爆发。天鹅座的网状星云是一个特别宽广而稀薄的气体云, 它可能是3万年前一颗超新星爆发留下的遗迹。这颗超新星一定比1054超新星距离我们更近, 因而更加明亮, 可惜当时地球上还没有文化, 未能记录下这一壮丽情景。
甚至还有人提出, 围绕着猎户座的一块非常暗弱的星云状物质, 可能是一颗更古老的超新星留下的遗迹。
然而, 在所有这些事例中, 恒星爆发以后情况又怎样呢? 它们就这样变成一团巨大的气体而消失了吗? 例如, 蟹状星云是1054超新星爆发后遗留下来的全部吗? 难道它就这样一直扩散下去, 直到这颗恒星所有可见的迹象永远消失为止吗? 或者留下的某些残骸仍是一颗恒星, 只是太小太暗而无法探测到, 也就是说, 留下的是一颗白矮星吗? 打个比方来说, 白矮星是曾经像我们的太阳一样的恒星的残骸吗? 这些疑问把我们引向恒星演化的问题。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·太阳的死亡·恒星的演化《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·太阳的死亡
恒星的演化
在我们附近的恒星中, 按照非常有规律的亮度与温度的比例来判断, 明亮的似乎比较热, 而暗淡的似乎比较冷。如果把各种恒星的表面温度相对于它们的绝对星等绘制成图的话, 大部分我们所熟悉的恒星将会归入一条从暗冷缓慢地上升到亮热的窄带中, 这条带叫做主星序。它是由美国天文学家H.N.罗素于1913年首先绘出的, 而后第一位确定造父变星绝对星等的天文学家赫茨普龙也做了同样的工作。因此, 表示主星序的图叫做赫茨普龙-罗素图, 简称为赫-罗图 (图2-5) 。并非所有恒星都属于主星序。有些红巨星虽然表面温度相当低, 却有很高的绝对星等。这是因为它们的物质以稀薄的方式扩散成很大的体积, 单位面积的热度虽然不高, 但巨大的表面总合起来却相当热。在这些红巨星当中, 最有名的是参宿四和心宿二。1964年科学家们发现, 有些红巨星甚至冷到大气层里含有大量的水蒸气; 在我们太阳的比较高的温度下, 这些水蒸气会被分解成氢和氧。至于高温的白矮星也不属于主星序。图2-5 赫-罗图。虚线表示一颗恒星的演化过程。图中恒星的大小仅是示意, 并未按真实比例。
1924年, 爱丁顿指出, 任何恒星内部一定非常热。因为恒星的巨大质量, 其引力非常强大。如果这颗恒星要不坍缩, 就必须有一个相等的内部压力与这种巨大的引力相平衡, 这个内部压力就是由热能和辐射能产生的。恒星的质量越大, 平衡引力所需要的中心温度也就越高。为了维持这种高温和辐射压力, 质量越大的恒星必须越快地燃烧, 从而放出更多的能量, 因此一定比质量较小的恒星更亮: 这就是质光定律。这个定律指出, 光度与质量的6次方或7次方成正比。假若质量增加3倍, 则光度增加3的6次方或7次方, 即大约750倍。
由此可以得出这样的结论, 大恒星大量耗费它们的氢燃料, 因而寿命比较短。太阳拥有足够的氢, 按目前的辐射率能维持其寿命几十亿年; 像五车二那样亮的星在2000万年内就会燃烧完; 有些最亮的星, 如参宿七, 可能维持不了一二百万年。因此, 非常亮的星一定非常年轻。新的恒星说不定现在正在有足够的尘埃提供原材料的空间形成。
1955年, 美国天文学家赫比格在猎户座星云尘埃中确实探测到两颗恒星, 而在几年前拍摄的照片中, 还看不到这两颗恒星的踪迹。这两颗恒星也许真的是在我们有生之年诞生的。
到1965年, 已经找到了几百颗因为太冷而不大发光的恒星。因为它们是由大量稀薄物质组成的, 后来通过它们的红外线辐射才探测到它们, 所以把它们叫做红外巨星。据推测, 这些红外巨星是正在聚集而逐渐变热的尘埃和气体。最后, 它们将变得非常热而发光。
在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒星的分析, 一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远, 所以它们的视星等和它们的绝对星等成正比 (如麦哲伦云中造父变星的情况那样) 。因此, 只要知道它们的星等, 就可以绘制出这些恒星的赫-罗图。结果发现, 较冷的恒星 (燃烧氢的速度缓慢) 在主星序中, 而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向。它们依照燃烧速率的高低及老化的快慢, 遵循着一条确定的曲线, 显示出演化的各个阶段: 首先走向红巨星, 然后折返回来, 再次穿越主星序, 最后向下走向白矮星。
根据这一发现, 再加上某些理论方面的考虑 (关于亚原子粒子在一定的高温和高压下能够互相结合的方式) 霍伊耳绘制出了一幅恒星演化过程的详细图画。根据霍伊耳的观点, 演化的早期, 一颗恒星的大小或温度变化很小。 (我们的太阳现在正处在这种状态, 并将维持很长的时间。) 因为恒星在其炽热的内部将氢转变为氦, 所以在恒星的中心氦积累得越来越多, 当这个氦核达到一定的大小时, 恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化, 体积急剧膨胀, 表面温度降低: 也就是说, 离开主星序朝红巨星的方向运动。恒星质量越大, 到达这个转折点就越快。在球状星团中, 质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。
膨胀后的巨星虽然温度较低, 但因表面积比较庞大, 所以释放出比较多的热量。在遥远的未来, 当太阳离开主星序时, 或在那之前, 它可能会热得使地球上的生命无法忍受。不过, 这将是几十亿年以后的事了。
可是, 氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢? 霍伊耳认为, 氦核本身收缩, 结果温度升高, 使氦原子核聚合成碳, 从而释放出更多的能量。这种反应的确是可以发生的。这是一种非常罕见而几乎不可能发生的反应。但是红巨星中氦原子的数量十分庞大, 所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。
霍伊耳进一步指出, 新的碳核继续变热, 从而开始形成像氧和氖一类的更复杂的原子。在发生这一过程时, 恒星正在收缩并再次变热, 朝主星序返回。此时恒星开始变为多层, 就像洋葱头一样。它有一个由氧和氖构成的核, 核外面是一层碳, 再外面是一层氦, 而整个恒星由一层尚未转变的氢包围着。
然而, 与消耗氢的漫长岁月比较起来, 恒星消耗其他燃料的时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过。它的寿命维持不了多久, 因为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1/20而已。在一个比较短的时间内, 保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力的能量变得不足, 从而使恒星更加快速地收缩。它不仅收缩到正常恒星的大小, 而且进一步收缩到白矮星的大小。
在收缩当中, 恒星的最外层会被留在原处, 或被收缩而产生的热喷开。于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。当我们用望远镜观测时, 边缘的地方看上去最厚, 因此气体最多。这种白矮星好像是被"烟圈"环绕着。因为它们周围的烟圈好像是看得见的行星轨道, 所以把它们叫做行星状星云。最后, 烟圈不断膨胀而变得很薄, 再也看不到了, 我们看到的像天狼B星一类的白矮星周围就没有任何星云状物质的迹象。图: 红巨星TT Cygni周围的死亡之环, 半径1/4光年。
白矮星就是这样比较平静地形成的; 而这种比较平静的"死云"正是像我们的太阳一类的恒星和比较小的恒星未来的命运。而且, 如果没有意外干扰的话, 白矮星会无限地延长寿命, 在此期间, 它们会慢慢冷却, 直到最后再也没有足够的热度发光为止 (未来几十亿年) , 然后变为黑矮星, 还要继续无数亿年。
另一方面, 如果白矮星像天狼B星或南河三B星那样是双星系统中的一颗, 而另一颗是主星序的星, 而且非常接近白矮星, 那么将会有一些令人兴奋的时刻。主星序星在自己的演化过程中膨胀时, 它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下, 可能会向外漂移而进入白矮星的轨道。在偶尔的情况下, 有些轨道物质会旋落在白矮星的表面, 在那里受到引力压缩而引起聚变, 从而放射出爆发性的能量, 如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面, 则放射出的能量可能大到从地球上都可以看到, 于是天文学家便记录下有一颗新星出现。当然, 这种事会一再发生, 而再发新星确实是存在的。
但这些还不是超新星。超新星是从哪里来的呢? 为了回答这个问题, 我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起。这些巨大的恒星相当稀少 (在各类天体中, 大质量恒星的数目比小恒星少) , 30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。 即使如此我们的银河系里大约也有70亿颗大质量恒星。
大质量恒星引力场的引力比小恒星的大, 在这种较强引力的作用下, 其核也挤压得比较紧, 因此核更热, 聚变反应超越较小恒星的氧-氖阶段后仍能继续进行。氖进一步结合形成镁, 镁又能结合形成硅, 然后硅再结合形成铁。在其寿命的最后阶段, 这种恒星可能会由6个以上的同心壳层组成, 各自消耗不同的燃料。这时中心温度可达摄氏30亿~40亿度。恒星一旦开始形成铁, 它就到达了死亡的终点, 因为铁原子的稳定性最高而所含的能量最少。无论是把铁原子转变成更复杂的原子还是转变成更简单的原子, 都必须输入能量。
而且, 当核心温度随年龄增加时, 辐射压力也随着增加, 并且与温度的4次方成正比, 即当温度升高到2倍时, 辐射压力会增加到16倍, 因此辐射压力和引力之间的平衡变得更加脆弱。根据霍伊耳的说法, 最后, 中心温度上升得非常高, 从而使铁原子转变成氦。但是要发生这种情况, 正如我刚刚说过的, 必须给铁原子输入能量。当恒星收缩时, 可以利用它所得到的能量把铁转变成氦。然而, 所需的能量是如此巨大, 根据霍伊耳的假定, 恒星必须在一秒钟左右剧烈地收缩成其原来体积的极小的一部分。
当这种恒星开始崩溃时, 它的铁核仍被大量尚未达到最大稳定性的原子包围着。随着外层的崩溃, 原子的温度升高, 这些仍然可以结合的物质一下子全部"点火", 结果引起一场大爆发, 将恒星外层物质从恒星体内喷出去。这种爆发就是超新星。蟹状星云就是由这种爆发形成的。
超新星爆发的结果, 将物质喷发到空间, 这对于宇宙的演化具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸时, 只形成了氢与氦。在恒星的核内则陆续形成其他更复杂的原子, 一直到铁原子。如果没有超新星爆发, 这些复杂原子会锁在恒星的核内, 一直到白矮星。通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。
在超新星爆发的过程中, 恒星较内层的物质会被有力地喷射到外围空间, 爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原子。
喷射到空间的物质会加入已经存在的尘埃气体云, 并且成为形成富含铁及其他金属元素的第二代新恒星的原材料。我们的太阳可能是一颗第二代恒星, 比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多。那些第一代恒星则金属含量很低而氢含量很高。地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的, 所以含铁非常丰富, 这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。
可是在超新星爆发中已经爆发的恒星, 其收缩部分的情况又是如何呢? 它们形成白矮星吗? 体积和质量更大的恒星只是形成体积和质量更大的白矮星吗?
1939年, 在美国威斯康星州威廉斯湾附近的叶凯士天文台工作的印度天文学家强德拉塞卡计算出, 大于太阳质量1.4倍以上的恒星, 不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮星, 从而第一次指出, 我们不能期望有越来越大的白矮星。这个数值现在叫做强德拉塞卡极限。事实上, 结果证明到目前为止所有观测到的白矮星质量都低于强德拉塞卡极限。强德拉塞卡极限存在的理由是, 由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥, 因而使白矮星不能再继续收缩下去 (亚原子粒子我将在后面第七章中讨论) 。随着质量的增加, 引力强度也增加; 达到1.4倍太阳质量时, 电子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力, 白矮星将坍缩成更小更致密的星体, 而使亚原子粒子实际上相互接触。这种星体必须等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后, 才能探测出来。
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观察宇宙的窗口
人类获取知识的最有力的武器, 是他们的理解能力和推动这种理解能力不断发展的强烈的好奇心。有才智的人不断地发明出新的仪器, 打开了我们的肉体感官所无法达到的境界。望远镜
最著名的例子就是, 1609年望远镜发明以后, 新的知识大量涌现。从实质上来说, 望远镜只是一只特别大的眼睛。设在美国加利福尼亚州帕洛马山上的望远镜, 口径有5.08米 (200英寸) , 聚光面积为20多平方米 (31000平方英寸) , 与人眼的6毫米左右 (1/4英寸) 的瞳孔形成了鲜明的对照。 这架望远镜的聚光能力可以把我们肉眼所能看到的星光亮度增强大约100万倍。它于1948年首次启用, 是当今美国使用的最大的一架; 但在1976年, 苏联开始使用安置在高加索山上的一架口径为6米 (236.2英寸) 的望远镜进行观测。图: 伽利略手制的望远镜。他将望远镜指向天空的时刻, 被认为是现代科学开始的时刻。
苏联的这架望远镜可说是这种望远镜的极限了, 但实际上工作并不理想。然而除了单纯地增加望远镜的口径外, 还有其他改进的方法。在20世纪50年代, 图雷发明了一种电子显像管, 可以把望远镜收集到的弱光加以放大。将几个较小的望远镜统一使用, 跟单独使用一个比其中任何成员都大的望远镜, 所得到的影像是一样的。因此, 美国和前苏联都在计划建造远远超过5米与6米口径的望远镜集合体。此外, 如果将一架大望远镜安放在环绕地球的轨道上, 便能够在没有大气干扰的情况下观测天空, 因此它会比安放在地球上的任何望远镜都看得清晰, 这个计划也在进行中。 (译注: 1990年4月25日, 美国发现号航天飞机成功地将哈勃望远镜送入距地球600多公里 (380英里) 的轨道上。这架望远镜长13.1米, 宽4.27米, 使用寿命为15年。)
望远镜对于人类的贡献不仅仅是放大与增强光线而已。1666年, 牛顿发现光可分解成各种彩色的光谱后, 使望远镜朝着不单是一个光线收集器的方向迈出了第一步。牛顿让太阳光束经过一个棱镜后, 发现太阳光束展宽成一条由红、橙、黄、绿、蓝、紫等色组成的带, 而且每一种颜色都逐渐过渡到下一种颜色 (图2-6) 。 (当然, 人们对这种现象是很熟悉的, 因为它经常以彩虹的形式出现。彩虹是太阳透过水滴时水滴产生棱镜效应而形成的。) 图: 牛顿分解白光光谱的实验
牛顿所证明的是太阳光, 或者说白光, 是多种特定的辐射 (现在被认为是不同波长的波) 的混合物。这些辐射在我们的眼睛看来就是众多不同的颜色。棱镜之所以能够把颜色分开, 是因为当光由空气进入玻璃或由玻璃进入空气时, 会产生弯曲; 也就是折射; 各种波长折射的程度不同; 波长越短折射就越大; 因此, 波长短的紫光折射最大, 而波长长的红光折射最小。
此外, 这个现象还解释了早期望远镜的一个重大缺陷, 即被观测物体的四周有模糊的色环。这是光线经过透镜时由色散形成的光谱。
只要使用透镜, 就排除不了这种缺陷, 牛顿对此深感失望。因此, 他设计并制造了反射望远镜, 用抛物面代替透镜来放大影像。由于所有波长的光都会产生相同的反射, 因此在反射时不会形成光谱, 也主没有色环 (色差) 出现了。
到了1757年, 英国光学家多朗德利用两种不同的玻璃组合成透镜, 一种玻璃可以抵消另一种玻璃形成光谱的倾向。这样就可以制成消色差 (无色) 透镜了。使用了这种透镜后, 折射望远镜再度受到欢迎。1897年叶凯士天文台建造了一架透镜直径为1.02米 (40英寸) 的最大折射望远镜。此后没有再造出更大的折射望远镜来, 将来也不可能造出来, 因为更大的透镜吸收的光线太多, 会将其优良的放大率抵消。因此, 今天的巨型望远镜都属于反射望远镜, 因为反射镜面很少吸收光线。
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分光镜
1814, 德国的光学家夫琅和费比牛顿更进了一步。他让光束通一个狭缝, 然后再用棱镜折射。这样得到的光谱实际上就是由各种波长组成的光的一系列狭缝的像。狭缝的像非常多, 它们汇集在一起就成了光谱。夫琅和费的棱镜非常好, 产生的狭缝像清晰得能够看出有些狭缝像没有出现。如果在太阳光中缺少某些特定的波长, 则在那一波长便没有狭缝像形成, 因而在太阳的光谱中就会出现一条暗线。
夫琅和费将他发现的暗线位置全部标出来, 共有700多条。从此这些暗线被称做夫琅和费谱线。1842年, 法国物理学家A.E.贝克勒耳首次拍摄到太阳的光谱线。这种照相术极大地促进了对光谱的研究, 而且随着现代精密仪器的使用, 在太阳的光谱中已经发现了3万多条暗线, 并测定了它们的波长。
19世纪50年代, 一些科学家曾经设想, 这些线代表了太阳上的各种元素。暗线表示在有关波长时光线被某种元素所吸收; 明线则表示元素的特征辐射。大约在1859年, 德国的化学家本生与克希霍夫研究出了用这种方式来识别各种元素的一套方法。他们把各种物质加热, 使之发出白炽光, 再将它们发出的光展宽成光谱, 根据背景上的标度测定出谱线的位置 (在这种情况下, 是在黑暗背景上出现的明亮的发射线) , 然后把每一条谱线都同某种元素匹配起来。他们的分光镜很快就被用来发现新的元素, 方法是辨认与已知元素不一致的新谱线, 在不到两年的时间里, 本生与克希霍夫便利用这种方法发现了铯和铷。
此外, 分光镜还被用来研究太阳光和星光, 很快在化学及其他方面就获得大量的新资料。1862年, 瑞典天文学家埃斯特朗在太阳的光谱中发现了氢元素的谱线特征, 从而证实太阳含有氢。
虽然在恒星上也能探测到氢, 但是, 总的说来, 由于恒星的化学成分不同 (其他性质也是如此) , 它们的光谱也各不相同。事实上, 恒星可以按照它们的谱线图的一般性质来分类。1867年, 意大利天文学家塞奇, 在4000颗恒星光谱的基础上, 第一次将恒星分类。到19世纪90年代, 美国的天文学家E.C.皮克林对几万张恒星光谱进行了研究, 在A.J.坎农和A.C.莫里的大力支持下, 使光谱分类更加细致。
最初, 光谱分类是用大写字母按照英文字母的顺序排列的, 但是后来知道的恒星越来越多, 因而有必要改变这种次序, 对光谱型进行逻辑排列。如果字母以恒星温度递减的次序来排列, 则为O, B, A, F, G, K, M, R, N和S十类; 而每一类又可以再细分为1~10十个次型, 例如, 太阳是一个中等温度的恒星, 光谱型为G-0, 半人马座α星是G-2型, 温度比较高的南河三是F-5型, 而温度相当高的天狼星则是A-0型。
正如分光镜在地球上能够找到新元素一样, 分光镜在天空中也能找到新元素。1868年, 法国天文学家让桑在印度观测日全食时, 发现了一条和过去任何已知元素的光谱都不符合的光谱线。后来英国天文学家洛基尔证实, 那条光谱代表的是一种新元素, 并将这种新元素命名为氦 (源自希腊文"太阳") 。大约30年以后, 人们才在地球上发现了氦元素。图: 氦的光谱线
正如我们在本章前面看到的那样, 分光镜后来成为测量恒星视向速度的工具, 并用来探测恒星的磁场特性、恒星的温度、恒星是单个星还是双星等等。
此外, 谱线是有关原子结构知识的一部名副其实的百科全书, 不过, 直到19世纪90年代首次发现原子中的亚原子粒子后, 谱线才得到充分地利用。例如, 1885年, 德国物理学家巴耳未证明, 氢原子所产生的整组谱线按照一个相当简单的公式有规则地间隔着。30年以后, 用这个理论推导出了氢原子的一个重要结构图。
洛基尔本人证明, 一种给定的元素所产生的谱线在高温下会发生变化。这表明原子内部有某种改变。同样, 直到后来发现原子中含有更小的粒子后, 洛基尔的理论才受到重视。在高温下有些粒子被驱逐出来, 因而使原子的结构和原子产生的谱线的性质发生改变 (这种改变了的谱线有时会被误认为是新元素的象征) 。但是, 很遗憾, 氦至今仍然是天上发现的惟一新元素。
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照相术
1830年, 法国艺术家达盖尔制造了第一块达盖尔银版, 从而引入了照相术。照相术同样很快就成为天文学上非常宝贵的工具。在19世纪40年代, 许多美国天文学家纷纷拍摄月球的照片, 其中G.P.邦德拍摄的一张月球的照片, 1851年在伦敦举办的傅览会上引起轰动。他们还对太阳进行了拍摄。1860年, 塞奇首次拍摄了日全食的照片。到1870年, 日全食的照片已经证明, 日冕与日珥是太阳的一部分, 而不是月球的一部分。
在此期间, 在19世纪50年代开始时, 天文学家对远恒星也进行了拍摄。到1887年, 苏格兰天文学家吉尔每天都对恒星拍照。从此, 在观测宇宙方面, 照相术很快就变得比用我们的肉眼更为重要。
利用望远镜照相的技术不断得到改进。但是, 一个主要的障碍是, 大望远镜所能看到的视场非常小。如果试图扩大视场的话, 边缘上就会发生畸变。1930年, 俄国血统的德国光学家B.施密特设计了一种使用改正透镜的方法, 可以避免发生畸变。人们使用这种透镜一次可以拍摄到非常宽阔的一片天空, 从中找出感兴趣的天体, 然后再用普通望远镜进行仔细研究。因为这种望远镜几乎总是被用在天体照相工作上, 所以被称为施密特照相机。
目前使用的最大的施密特照相机, 口径为135厘米 (53英寸) , 1960年在民主德国的图腾堡首次投入使用。另一架口径122厘米 (48英寸) 的施密特照相机与帕洛马山上的5.08米 (200英寸) 口径的海耳望远镜配合使用。第三架最大的施密特照相机口径为0.99米 (39英寸) , 1961年在苏联亚美尼亚天文台投入使用。图: Palomar天文台48英寸施密特照相机
1800年前后, W.赫歇耳 (第一次猜测我们银河系的形状的那位天文学家) 做了一个非常简单而有趣的实验。他首先让一束太阳光通过棱镜, 然后将一支温度计放在光谱红端的旁边。温度计中的水银竟上升了!很明显, 在波长比可见光谱还要长的地方还有某种不可见的辐射存在。W.赫歇耳所发现的这种辐射就是有名的红外辐射, 即在红端以外的辐射。此外, 现在我们知道, 太阳的辐射中足有60%属于红外辐射。
1801年, 德国物理学家里特对光谱的另一端进行了探索。他发现, 硝酸银曝光于蓝光或紫光时, 会分解出金属银而变黑, 如果把硝酸银放在光谱紫端以外的地方, 会分解得更快。这样, 里特发现了现在被称做紫外辐射的"光" (在"紫端"以外) 。W.赫歇耳和里特展宽了久已存在的光谱, 使之进入了辐射的新领域。
这些新的领域可以给人们提供大量的资料。太阳光谱中我们肉眼看不到的紫外辐射部分, 在照片上却显示得非常详细。事实上, 使用石英棱镜可以记录下非常复杂的紫外光谱 (石英能够透过紫外辐射, 而普通玻璃会把大部分紫外辐射吸收掉) 。这是1852年由英国物理学家斯托克斯首先证实的。遗憾的是, 大气层只让近紫外辐射 (即同紫光波长差不多的辐射) 通过。远紫外辐射由于波长特别短, 在高层大气中被吸收掉了。
阿西莫夫最新科学指南·宇宙学·观察宇宙的窗口·射电天文学《阿西莫夫最新科学指南·宇宙学》
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射电天文学
1860年, 苏格兰物理学家麦克斯韦提出一个理论, 预言整个辐射家族都与电磁现象 (即电磁辐射) 有联系, 而一般可见光只是这个家族中的一小部分而已。25年以后, 即在麦克斯韦因患癌症过早去世7年后, 才找到了证实他的预言的第一个确实的证据。1887年, 德国物理学家H.R.赫兹从感应线圈的火花中制造振荡电流, 结果产生出波长极长的辐射, 比一般红外辐射的波长长得多。H.R.赫兹探测到了这些辐射。这些辐射后来称做无线电波或射电波。
波长可以用微米 (1/1000000米) 来量度; 可见光的波长从0.39微米 (极紫) 到0.78微米 (极红) 。接下去是近红外辐射 (0.78~3微米) , 再就是中红外辐射 (3~30微米) , 然后是远红外辐射 (30~1000微米) 。从此开始便是射电波: 所谓的微波从1000~160000微米, 长波射电波长高达几十亿微米。
辐射的特性不仅可以用波长来表示, 也可以用频率来表示。频率就是每秒钟产生的辐射的波数。可见光和红外辐射频率的数值太大, 因此在这两种情况下通常不使用频率来表示。但是, 对射电波来说, 频率降低到比较低的数字, 因而得到广泛地应用、每秒钟1000个波叫做1千周; 每秒钟1000000个波叫做1兆周。 微波的范围从300000兆周到1000兆周。一般电台使用的射电波波长都很长, 都低到千周的范围。
在赫兹发现射电波后的10年期间, 光谱的另一端也有了同样的扩展。1895年, 德国物理学家伦琴意外地发现了一种神秘的辐射, 他称之为X射线, 结果证明, X射线的波长比紫外辐射的波长短。后来卢瑟福证明, 与放射性有关的γ射线的波长比X射线的还要短。
目前光谱中的短波部分大致划分如下: 波长从0.39~0.17微米属于近紫外辐射, 从0.17~0.01微米属于远紫外辐射, 从0.01~0.00001微米属于X射线, γ射线的范围则是从这个数值一直到小于十亿分之一微米。图: 电磁波谱
于是, 牛顿最初的光谱得到极大的扩展。如果我们把波长每增加一倍看作是相当于1个8度音程的话 (如同声音那样) , 那么我们所研究的全部电磁波谱大约等于60个8度音程: 可见光在靠近光谱的中心部分, 仅占1个8度音程的范围。
有了比较宽的光谱, 我们对恒星的认识当然会更加全面。例如, 我们知道, 太阳光中包含着大量紫外辐射和红外辐射, 这些辐射大部分被我们的大气吸收了; 但是1931年非常意外地发现了一个探索宇宙的射电窗口。贝尔电话实验室的一位年轻的无线电工程师央斯基, 在研究经常伴随着无线电接收而产生的静电时, 偶然发现了一种非常稳定的噪声, 这种噪声不可能来自任何通常的噪声源。他最后断定, 这种静电是由来自外层空间的射电波引起的。
最初, 来自空间的射电信号似乎在太阳方向上最强, 但一天天过去后, 接收到的最强信号慢慢地从太阳方向移开, 并且在天空中环行一圈。到1933年, 央斯基断定, 这些射电波来自银河, 特别是来自靠近银河系中心的人马座方向。
于是射电天文学诞生了。但因为它还有严重的缺点, 所以并没有立即受到天文学家的欢迎。射电天文学得到的并不是整齐的图形, 而只是在图上画出一些扭动的曲线, 很不容易解释其中的含义。更重要的是, 射电波的波太长, 以至于无法分辨出像恒星那样小的射电源。来自空间的射电信号, 波长大约是光波波长的几十万倍甚至几百万倍; 因此, 任何普通的无线电接收机最多只能测出这些射电波发射的大致方向。射电望远镜必须有一个比光学望远镜的镜面大100万倍的抛物面天线, 才能产生像光学望远镜那样清晰的天空图像。 一架5.08米 (200英寸) 口径的望远镜需要匹配的抛物面天线的直径为5040公里, 大约是美国面积的两倍, 这显然是不可能办到的。
这些困难影响了人们对这项新发现的重要性的认识。但是一位名叫雷伯的年轻的无线电业余爱好者, 出于个人的好奇心, 继续对射电波进行研究。1937年, 雷伯花费了许多时间和金钱, 在后院中建造了一架小型射电望远镜, 并配有一具直径约为9米 (30英尺) 的抛物面天线, 接收和集中射电波。1938年初, 除了人马座外, 他又发现了一些射电源, 例如, 天鹅座中有一个, 仙后座中也有一个, (最初, 不管这种源是不是恒星, 均称射电星, 但现在一般都叫做射电源。)
在第二次世界大战期间, 英国的科学家在研制雷达的过程中发现, 太阳发射的微波范围内的信号对雷达有干扰。这一发现激起了他们对射电天文学的兴趣。第二次世界大战结束后, 英国继续对太阳射电频率的研究工作。1950年, 他们发现, 太阳的射电信号大多与太阳黑子有关, (央斯基是在太阳黑子活动极小期进行实验的, 所以他探测到银河系的辐射, 却没有探测到太阳的辐射) 。
此外, 由于雷达技术和射电天文学使用的波长相同, 所以到第二次世界大战结束时, 天文学家便有了适合于处理微波的大型阵列设备。这些设备很快就得到改进, 人们对射电天文学的兴趣也大为提高。
为了更清晰地接收和给射电源准确定位, 英国首先建造了大型天线。在英国的焦德雷尔班克, 洛维耳监造了直径约为76米 (250英尺) 的抛物面天线, 从而有了第一架真正的大型射电望远
后来终于发现了清晰接收的方法, 要获得高分辨力, 并不需要建造一架大得无法制作的射电望远镜, 而只要在一个地方建造一架大射电望远镜, 在远距离的地方再建造一架就行了。如果用超精确的原子钟校正两个抛物面天线的时间, 并通过精密电脑的处理使它们一致运行的话, 则两个抛物面天线所产生的效果与一个直径等于两者直径之和 (即两者分离的距离) 的大型抛物面天线相同。抛物面天线的这种组合叫做长基线射电望远镜或甚长基线射电望远镜。澳大利亚天文学家在他们那宽广而比较空旷的土地上安装了这种射电望远镜。现在, 美国加利福尼亚州与澳大利亚合作建立的抛物面天线, 产生的基线大约是10600公里 (6000英里) 。图: Arecibo 305米射电望远镜
因此, 射电望远镜产生的图像同敏锐的光学望远镜一样清晰。实际上, 射电望远镜比光学望远镜分辨得更仔细。诚然, 这种甚长基线射电望远镜在地面上可以无限地延长, 但是天文学家正在梦想, 使射电望远镜在空间相互配合, 并同地球上的抛物面天线配合, 以形成更长的基线。
然而, 早在射电望远镜发展到目前的水平之前, 就有了许多重大发现。1947年, 澳大利亚天文学家博尔顿测定了天空中第三个最强的射电源的方位, 证实就是蟹状星云。在天空各处被探测到的射电源中, 这是第一个被确定的实际可见的天体。这样强的辐射似乎不可能是由一颗恒星产生的, 因为其他恒星并不产生这种辐射。这个射电源似乎比较可能是蟹状星云中膨胀着的气体云。
这项发现更加证明, 宇宙射电信号主要是由湍动气体产生的。太阳外层大气中的湍动气体发出射电波, 所以所谓的射电太阳比可见太阳要大得多。后来发现, 具有湍动大气的木星、土星和金星也是射电源。
射电天文学的开创者央斯基, 在世时基本上没有得到人们的赏识, 而在1950年, 正当射电天文学开始大踏步前进的时候, 他去世了, 享年44岁。后来人们为了纪念他, 便用央斯基作为测量射电发射的强度单位。
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眺望我们的银河系之外
射电天文学的触角远及空间深处。在我们银河系中, 有一个强射电源是太阳系以外最强的一个射电源, 叫做仙后, 因为它位于仙后座内。巴德和闵可夫斯基用帕洛马山上的5.08米口径的望远镜, 进一步观测了这个英国射电望远镜已经准确定位的射电源, 发现是一缕缕湍动气体。这些气体很可能是1572年第谷在仙后座看到的那颗超新星的遗迹。
1951年发现了一个更远的射电源。它是第二个最强的射电源, 位于天鹅座内。雷伯1944年首先报告了这个射电源。但直到后来利用射电望远镜找出它的位置, 才开始发现这个射电源位于我们的银河系之外, 这是在银河系以外精确定位的第一个射电源。1951年, 巴德在用5米口径的望远镜观测指出的那部分天区时, 在视场中心发现了一个奇特星系。它有两个中心, 而且好像是被扭曲了似的。巴德当即怀疑, 这个奇特的、被扭曲的、双中心的星系不是一个星系, 而是两个星系, 就像一付合击在一起的铙钹, 巴德认为, 它们是两个正在碰撞的星系, 他同其他天文学家讨论了这种可能性。这个证据似乎支持他的观点, 所以在一段时间内, 人们接受了两个星系相撞的说法。大多数星系存在于相当密集的星系团中, 像成群的蜜蜂那样运动, 这种碰撞似乎是很难避免的。
天鹅座里的射电源虽然调整到2.6亿光年以外, 但是它所发出的射电信号却比我们的恒星近邻蟹状星云强。这第一次表明, 射电望远镜比光学望远镜能够洞察更远的星空。即使口径为76米 (250英尺) 的焦德雷尔班克射电望远镜 (按照目前标准是很小的射电望远镜) , 也远胜过5米 (200英寸) 口径的光学望远镜。
然而, 当在远星系中发现的射电源数目不断增加并超过100个时, 天文学家们又不安起来。无疑, 它们根本不可能都是由碰撞的星系形成的。
事实上, 天空中星系相撞的整个观念已经动摇了。苏联天体物理学家阿姆巴楚米扬1955年提出了理论上的理由, 认为射电星系是正在爆发的星系, 而不是正在相撞的星系。
1963年发现大熊座里的M-82星系 (大约1000万光年远的一个强射电源) 就是这样一个爆发星系。这个发现极大地增强了上述推测的可能性。图: M82星系
用5米 (200英寸) 口径的海耳望远镜并利用一种特定波长的光对M-82星系进行观测, 发现从星系的中心喷射出长达1000光年的巨大物质喷流。从向外爆发的物质数量、爆发物质已经运行的距离及其运行的速率来看, 发生爆发的时间大概是在150万年前。
现在看来, 星系的核普遍活动着, 那里经常发生湍动和非常剧烈的事件, 因此, 总的来说, 宇宙是一个激烈运动的场所, 在射电天文学出现之前这是人们所梦想不到的。我们肉眼所看到的天空之所以显得格外平静, 是因为我们只是在有限的时间里看到有限的景物的缘故 (看到的仅仅是和我们非常邻近的恒星) 。
即使在我们银河系的正中心, 也有一个微小的区域, 最大宽度只有几光年, 但却是一个非常活跃的射电源。
另外, 顺便说一下, 虽然爆发星系存在, 活跃的星系核很常见, 而且可能很普遍, 这些都是事实, 但没有必要认为星系碰撞的观念不值得考虑。在任何星系团中, 大星系似乎可能是吞并小星系而成长起来的; 而且常常是有一个星系比这个星系团中的任何一个其他星系都大得多。许多迹象表明, 它是通过碰撞和吸收小星系而达到这样大的规模的, 有一张大星系的照片, 显示出几个不同的核的迹象, 但除了一个以外, 其他都不是它自己的, 而曾经是单独星系的一部分。于是, 吞并星系这个词开始使用起来了。
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新天体
到了20世纪60年代, 天文学家们可能会轻易地认为, 天空中的物理天体已经不会再有多少令人惊奇的事情了。新的理论和新的见解是会有的, 但是在运用不断改进的仪器观测了3个世纪之后, 无疑不会留下什么新型恒星、新型星系或者其他令人震惊的新种类了。
对于持有这种观点的天文学家来说, 当对某些看上去不平常但并不惊人的射电源研究的结果第一次出现时, 他们一定会感到万分惊讶。类星体
天文学家首次研究的深空里的射电源, 其存在似乎与含有湍动气体的延伸的天体有关: 蟹状星云、远星系等等。然而, 有些射电源看上去异乎寻常的小。由于射电望远镜越来越精密, 对射电源的观测也越来越清晰, 人们开始发现, 射电波可能是由单个恒星发射出来的。
在这些射电致密源中, 有几个已经知道是3C48、3C147、3C196、3C273与3C286。"3C"是"剑桥第三射电星表"的缩写。这个表是由英国天文学家M.赖尔和他的同事编制的, 后面的号码表示这个射电源在表中的位置。
1960年, 美国天文学家桑德奇用5米 (200英寸) 口径的望远镜对含有这些射电致密源的区域进行了仔细地搜寻; 每个区域果然都有一颗恒星好像就是射电源。被探测到的第一颗恒星是与3C48联系在一起的恒星。 在3C273天区中, 最明亮的一个天体的精确位置是哈泽德在澳大利亚测到的, 当月球从这个天体前经过时, 他记录下了射电中断的时间。
这些有关的恒星在以前对天空进行的照相扫描中早已被记录了下来, 过去它们一直被认为只不过是我们银河系的暗弱成员。但是, 在它们不寻常的射电辐射的刺激下, 对它们又进行了仔细地拍照, 现在证明完全不是那么回事。暗弱的星云状物质被证明与某些天体有联系, 而3C273显示出从它里面喷射出一小股物质喷流的迹象。 事实上, 有两个射电源与3C273有关: 一个来自这颗恒星, 一个来自这股喷流。另外有趣的一点是, 在仔细地研究以后, 发现这些恒星含有非常丰富的紫外光。图: 3C273的射电照片
事情似乎是这样, 射电致密源尽管看起来像是恒星, 但它们终归不是普通的恒星。它们最后被称为类星射电源 (类星意思是"与恒星相似") 。由于这个词对天文学家来说越来越重要, 但念起来很不顺口, 于是, 1964年, 中国血统的美国物理学家邱洪宜 (音译) 把这个词缩略成类星体, 就这样, 一个拗口的字眼永久地进入了天文学词汇。
很明显, 类星体非常有趣, 有必要使用包括分光镜在内的全部天文技术来进行研究。天文学家桑德奇、格林斯坦和M.施密特等人, 经过艰苦的努力终于得到类星体的光谱。当他们在1960年完成这项任务时, 发现有许多陌生的谱线他们无法辨认。而且, 有一个类星体产生的谱线与任何其他类星体的谱线都不相同。
1963年, M.施密特再次研究3C273的光谱, 这颗最明亮的类星体显示出最清晰的光谱。在光谱的6条谱线中有4条排列方式看起来与氢谱线的线系十分类似, 不过氢谱线的线系不应该存在于这些谱线被发现的地方。但是, 难道这些谱线不可能本来在别的地方, 因为它们向光谱的红端位移, 才出现在它们被发现的地方吗? 如果真是这样, 它们的位移会是很大的。曾有人指出, 它们以大约每秒40000公里的速度退行。这个数值似乎让人无法相信, 而且, 如果这种位移现象存在的话, 另外两条谱线也应该能证认出来: 一条表示失去两个电子的氧; 另一条表示失去两个电子的镁。
施密特与格林斯坦转而研究其他类星体的光谱, 他们发现, 只要假定有巨大的红移, 它们的谱线也能证认出来。
这样巨大的红移固然可以由一般的宇宙膨胀产出; 但是, 如果按照哈勃定律把红移换算成距离, 结果证明, 类星体根本不可能是我们银河系里的普通恒星; 它们应该在已知的最遥远的天体之列, 距离地球几十亿光年。
到20世纪60年代末期, 一次集中地搜寻发现了150个类星体。对其中110多个的光谱进行了研究。 这些类星体中的每一单个类星体都显示出大的红移, 确实比3C273类星体的红移大。 它们中有两个类星体的距离估计大约有90亿光年。
如果类星体真像红移显示的那样远的话, 那么, 天文学家就会面临一些迷惑而难解的问题。举例来说, 这些类星体必定非常地明亮, 才能在如此遥远的地方仍然显得那么亮; 它们一定是整个普通星系光度的30~100倍。
然而, 如果真是这样, 如果类星体具有一个星系的形式和外表的话, 那么, 一个类星体含有恒星数目应该是一个普通星系的100倍, 而且其大小也应该是一个普通星系的5倍或6倍。 即使在它们那样遥远的距离, 在大型望远镜里也应该呈现出清晰的卵形光斑。然而它们并不形成光斑, 即使在最大的望远镜里依然是星状的点。因此, 尽管它们特别明亮, 在体积上可能比普通星系小得多。
另一种现象也着重说明类星体的体积是小的; 因为早在1963年, 人们就发现, 类星体发射出的能量, 不论在可见光区域还是射电波区域, 都会发生变化。几年期间的记录表明, 其增减幅度多达三个星等。
在如此短的时间内, 辐射有这样明显的变化, 它一定是一个小天体。小的变化可能是由天体的某些局部区域增亮或变暗造成的; 但是大的变化, 则一定与整个天体有关。如果整个天体与变化有关的话, 那么, 在发生变化的时间内, 某种效应一定会横跨天体的全部宽度。但是任何效应都不能快过光速; 因此, 如果一个类星体在几年的时间内就发生明显的变化, 它的直径不可能大于1光年。 实际上, 一些计算结果表明, 类星体的直径可能小得只有1光周 (即光在一星期内走过的路程, 等于8000亿公里) 。
体积如此小而亮度又如此大的天体, 它们耗费能量的速率必定非常大, 因而储存的能量不会持续长久 (除非有某种现在想象不到的能源, 而这并不是不可能的) , 一些计算表明, 一个类星体以如此巨大的速率放出能量, 只能维持100万年左右。 这样看来, 我们所看到的类星体是在不久之前 (从宇宙的角度来说) 才形成的; 而且必定有些天体过去是类星体, 如今已不再是类星体了。
1965年, 桑德奇宣称, 他发现的天体可能的确是一些年老的类星体。它们看起来像是普通的蓝星, 却同类星体一样有大的红移。它们同类星体一样又远又亮又小, 却没有射电辐射。桑德奇称它们为蓝星体, 简称为BSO。
蓝星体的数量似乎比类星体多得多, 1967年曾估计, 我们的望远镜所能看到的蓝星体总数为10万个。蓝星体比类星体多得多, 因为天体以蓝星体的形式存在的时间比以类星体的形式长久得多。
在天文学家中, 认为类星体是非常遥远的天体的观点并不普遍。有人认为, 类星体的巨大红移可能不是宇宙学红移, 就是说, 它们不是宇宙通常膨胀的结果, 它们大概是比较靠近那些由于某种局部原因 (例如, 被以巨大的速度从星系核内喷射出来) 正在急速远离我们而去的天体。
这种观点的最热心的支持者是美国天文学家阿普, 他提出, 有些类星体似乎与天空附近的星系有物理上的联系。如果真有联系, 它们的距离应该是一样的。因为星系的红移比较小, 所以类星体的比较大的红移不可能是宇宙学红移。
另一个令人困惑的问题是20世纪70年代末期的一项发现。类星体内部的射电源 (用现今的长基线射电望远镜能够分别探测到它们) 似乎在以几倍于光速的速度分离开去。按照目前的物理理论, 超过光速的速度被认为是不可能的, 但是只要设想类星体果真像想象的那么遥远, 这种超光速就有可能存在: 如果它们实际上距离比较近, 则它们分离的速度就会比光速小。
然而, 类星体距离比较近的观点 (也就是说它们没有那么亮, 也不产生那么多的能量, 从前可能解除这种困惑) 并没有得到多数天文学家的赞同。一般的观点是, 支持宇宙学距离的证据占绝对优势; 阿普的有关物理联系方面的证据并不充分; 而视超光速是光学幻觉下的结果 (而且人们已经提出了一些似乎有理的解释) 。
但是, 如果类星体真的像它们的红移所显示的那样远, 而且真的是如此小, 然而却如此明亮, 又具有如此大的能量的话, 它们到底是些什么东西呢?
最可能的答案要追溯到1943年, 当时美国天文学家赛弗特观测到一个奇特的星系, 具有一个非常亮而又非常小的核、后来又陆续观测到了几个同类型的星系, 现在我们把这些星系统称为赛弗特星系。虽然到20世纪60年代未只发现了12个这种星系, 但是推测可能有1%的星系是赛弗特星系是有道理的。图: 赛弗特星系NGC7742, 1998年10月23日, 哈勃望远镜
赛弗特星系会不会是介于普通星系与类星体之间的天体呢? 它们的明亮的中心所呈现的亮度变化, 使它们的中心几乎显得像类星体一样小。如果它们中心的亮度进一步增强而星系的其余部分进一步暗弱的话; 它们将变得与类星体无法区别; 而且, 有一个3C120的赛弗特星系看起来几乎就是一个类星体。
赛弗特星系只有中等的红移, 而且并不十分遥远。类星体会不会是非常遥远的赛弗特星系? 这些星系远得使我们只能看到它们的亮而小的中心, 而且远得使我们只能看到最大的星系, 而正是这些最大的星系给我们以类星体特别明亮的印象。反过来, 我们是否可以正确地推测, 类星体尽管非常遥远, 但仍是我们能够看到的非常大的赛弗特星系?
确实, 最近拍摄的照片显示出类星体周围有雾状物的迹象, 似乎表明是一个暗弱星系包围着小而活跃并且非常明亮的中心。因此我们可以假设, 距离我们10亿光年以外的宇宙的远方, 就像我们比较邻近的区域一样充满着星系。然而, 这些星系大都暗弱得用光学的方法分辨不出来, 因此, 我们只看到它们之中最大和最活跃的星系的明亮中心。
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中子星
如果射电辐射曾引发出上述奇特而令人困惑的天体--类星体, 那么, 对光谱另一端的研究则引出了另一种同样奇特的天体。
1958年, 美国天体物理学家弗里德曼发现, 太阳发射出大量的X射线。这些射线在地球表面探测不到, 因为大气层会把它们吸收掉; 但是火箭可以发射到大气层以上, 并且可携带适当的仪器, 因而可以轻易地探测到这种辐射。
有一段时期, 太阳的X射线源是一个令人因惑的问题。太阳表面的温度只有6000℃, 虽然足以蒸发任何形式的物质, 却不足以产生X射线。这个X射线源必定在太阳的日冕中; 日冕是太阳周围稀薄的气体晕, 从太阳向四面八方延伸出几百万公里。虽然日冕所发出的光足有满月的一半, 但完全被太阳本身的光所遮蔽, 只有在日全食时才会看到, 至少在一般的情况下是这样。1930年, 法国天文学家李奥发明了一种望远镜, 天气晴朗时, 即使没有日食发生, 在高处也可以观测到日冕。
日冕之所以会被认为是X射线源, 是因为早在利用火箭研究调射线以前, 人们就怀疑它具有非常高的温度。对日食时日冕光谱的研究发现, 有些谱线与任何已知元素都联系不起来。人们怀疑这是一种新元素并命名为 (气+免) 。然而, 1941年, 人们发现这种新元素的谱线可以由被剥夺了多个亚原子粒子的铁原子产生出来。 但是, 要夺去所有这些粒子需要大约100万度的高温, 而如此高的温度足可以产生X射线了。
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